 |
Para visualizar este portal aconsejamos una resolución de 1280x768
| |
|
| ||
|---|---|---|---|---|
Para visualizar este portal aconsejamos una resolución de 1280x768 | ||||
 |
|
Noticias |
||||||||
El cometa c/2006 P1 (McNaught) ha ganado con justicia el título de "Gran Cometa", es decir, uno tan luminoso en el cielo que se podría esperar que ocurriera solamente una vez en una generación (véase ESO 05/07 ). El problema para los astrónomos fue que el cometa se mantuvo muy cerca del Sol y resultó visible únicamente cuando estaba muy bajo sobre el horizonte, haciendo imposible que la mayoría de los telescopios profesionales pudieran estudiarlo con detalle. Un telescopio, sin embargo, estuvo a la altura del reto: el Telescopio de Nueva Tecnología ( NTT ) de ESO en La Silla. "Con anterioridad, habíamos apuntado el NTT muy hacia abajo para observar al planeta Mercurio, que está muy cerca del Sol y que por lo tanto es visible únicamente cuando está bajo en el cielo, justo después del ocaso. Comprendí que podríamos aprovechar el mismo límite bajo de puntería, para observar al cometa mientras estaba cerca del Sol", dijo el astrónomo de ESO Colin Snodgrass [1] . Así, desde el 29 de enero en adelante, el cometa fue observado con el NTT, revelando en detalle el corazón del mismo. No fue una tarea fácil ya que incluso con el NTT era observable por apenas media hora después de la puesta del Sol. Afortunadamente, el NTT cuenta con otra gran ventaja: está equipado con el versátil Instrumento Multi Modo de ESO ( EMMI ), que puede proporcionar observaciones tanto fotográficas como espectroscópicas a lo largo de una gran gama de longitudes de onda. Esto significó que durante el tiempo limitado de observaciones se pudo lograr el máximo posible de datos científicos.
Estas imágenes únicas revelan tres claros chorros de gas que salen en espiral desde el núcleo a medida que éste rota, como el fuego de artificio denominado Rueda de Catalina. "Estos chorros son producidos cuando el Sol calienta los hielos de la superficie del cometa, haciendo que se evaporen y huyan al espacio, creando chorros de gas y partículas pequeñas de polvo parecidos a "géiseres", que se extienden por más de 13 000 kilómetros en el espacio (más que diámetro de la Tierra) a pesar del hecho de que el núcleo del cometa mide probablemente menos de 25 kilómetros de diámetro", explicó Snodgrass. "Al comparar imágenes tomadas en momentos diferentes, los astrónomos pueden calcular la velocidad de rotación del núcleo, a partir de los patrones cambiantes de los chorros. Otras imágenes también revelan que si bien los chorros de gas forman espirales, las partículas más grandes de polvo liberadas por el cometa siguen un patrón diferente, ya que cuando son expulsadas de la superficie del cometa en el lado luminoso que mira hacia el Sol, producen un abanico brillante que luego es hecho retroceder por la misma luz del Sol.
Además de tomar estas imágenes, los astrónomos pudieron investigar qué gases estaban presentes en la atmósfera del cometa [2] utilizando espectroscopia. Se detectaron las especies gaseosas usuales, tales como el cianuro, el carbono y el amoníaco, cuyos análisis ayudarán a los astrónomos a determinar el nivel de actividad del cometa y de su tipo químico. Pero ya en el primer espectro de alta resolución obtenido el 29 de enero, los astrónomos notaron algo inusual. "Detectamos dos líneas muy brillantes, de hecho las más brillantes de todo el espectro obtenido ese día, cerca de los 589 nm y que fueron identificadas rápidamente como pertenecientes a los átomos neutros de sodio", dijo Emmanuël Jehin (ESO). "Mediciones posteriores mostraron que esta emisión de sodio se extendía por más de 100 000 km en la dirección de la cola y se desvanecía rápidamente con el tiempo". Líneas de este tipo habían sido detectadas únicamente en los grandes cometas del siglo pasado tales como C/Ikeya-Seki en 1965, C/West en 1976 y C/Hale-Bopp en 1997, para el cual incluso se fotografió una cola de sodio muy angosta. Esta cola neutra recta parece agregarse a las colas de polvo y de gas ionizado cuando el cometa está cerca del Sol.
"Su origen se radica probablemente en la disociación de los granos de polvo cometario", dijo Jehin. "En los cometas muy activos, que son también usualmente los que pasan más cerca del Sol, los granos de polvo se evaporan por el intenso calor y comienzan a liberar átomos de sodio que entonces reaccionan ante la radiación solar y emiten luz, en la misma longitud de onda amarillo-naranja que las lámparas que iluminan nuestras calles". El sodio también ha sido observado alrededor de Mercurio y de la Luna formando una atmósfera muy tenue. Pero más cerca de nosotros, a 90 km de altitud en nuestra atmósfera, hay una así llamada "capa de sodio". El origen de esa capa no es bien conocido, pero podría provenir de la destrucción de los meteoroides que se queman, debido a su alta velocidad de entrada en la atmósfera, a la misma altitud. Como la mayoría de las estrellas fugaces (o meteoros) se originan en los cometas (lluvias anuales como las de Eta Acuáridas y Oriónidas se originan en el cometa P/Halley, las Leónidas provienen del cometa P/Tempel-Tuttle, y las Perseidas en el cometa P/Swif-Tuttle), el sodio en esas partículas de polvo podría tener el mismo origen. Como una especie de regalo para los astrónomos, esa capa se utiliza por los observatorios como Paranal para producir con un láser una estrella artificial que permite la corrección de la turbulencia atmosférica. NOTAS: Traducido para Astroseti.org por Heber Rizzo Baladán |
|
