Un cometa rasante es un cometa que pasa extremadamente cerca del Sol en el perihelio , a veces a unos pocos miles de kilómetros de la superficie del Sol. Aunque los cometas rasantes pequeños pueden evaporarse por completo durante una aproximación tan cercana al Sol, los cometas más grandes pueden sobrevivir a muchos pasajes por el perihelio. Sin embargo, la fuerte evaporación y las fuerzas de marea que experimentan a menudo conducen a su fragmentación.
Hasta la década de 1880, se pensaba que todos los cometas brillantes cerca del Sol eran el retorno repetido de un único cometa rasante. Luego, el astrónomo alemán Heinrich Kreutz y el astrónomo estadounidense Daniel Kirkwood determinaron que, en lugar del regreso del mismo cometa, cada aparición era un cometa diferente, pero cada uno estaba relacionado con un grupo de cometas que se habían separado entre sí en un paso anterior cerca del Sol (en el perihelio ). [1] Se sabía muy poco sobre la población de cometas rasantes hasta 1979, cuando las observaciones coronográficas permitieron la detección de cometas rasantes. Al 21 de octubre de 2017, hay 1495 cometas conocidos que se encuentran dentro de ~12 radios solares (~0,055 UA). [2] Esto representa casi un tercio de todos los cometas. [3] La mayoría de estos objetos se vaporizan durante su aproximación, pero es probable que un cometa con un radio de núcleo mayor a 2-3 km sobreviva al paso del perihelio con un radio final de ~1 km.
Los cometas rasantes del Sol fueron algunos de los primeros cometas observados porque pueden parecer muy brillantes. Algunos incluso se consideran Grandes Cometas . El paso cercano de un cometa al Sol hará que brille más, no solo por el reflejo en el núcleo del cometa cuando está más cerca del Sol, sino que el Sol también vaporiza una gran cantidad de gas del cometa y el gas refleja más luz. Este brillo extremo permitirá posibles observaciones a simple vista desde la Tierra, dependiendo de cuán volátiles sean los gases y si el cometa es lo suficientemente grande como para sobrevivir al perihelio. Estos cometas brindan una herramienta útil para comprender la composición de los cometas a medida que observamos la actividad de desgasificación y también ofrecen una forma de investigar los efectos que tiene la radiación solar en otros cuerpos del Sistema Solar.
Uno de los primeros cometas cuya órbita se calculó fue el cometa rasante del Sol (y Gran Cometa) de 1680, ahora designado C/1680 V1 . Fue observado por Isaac Newton y publicó los resultados de la órbita en 1687. [4] Más tarde, en 1699, Jacques Cassini propuso que los cometas podrían tener períodos orbitales relativamente cortos y que C/1680 V1 era el mismo que un cometa observado por Tycho Brahe en 1577, pero en 1705 Edmond Halley determinó que la diferencia entre las distancias de perihelio de los dos cometas era demasiado grande para que fueran el mismo objeto. [5] [6] Sin embargo, esta fue la primera vez que se planteó la hipótesis de que los Grandes Cometas estaban relacionados o tal vez eran el mismo cometa. Más tarde, Johann Franz Encke calculó la órbita de C/1680 V1 y halló un período de aproximadamente 9000 años, lo que le llevó a concluir que la teoría de Cassini sobre cometas rasantes de período corto era errónea. C/1680 V1 tenía la distancia de perihelio medida más pequeña hasta la observación en 1826 del cometa C/1826 U1. [4]
En el siglo XIX se produjeron avances en la comprensión de los cometas rasantes del Sol con los Grandes Cometas de 1843 , C/1880 C1 y 1882. C/1880 C1 y C/1843 D1 tenían apariencias muy similares y también se parecían al Gran Cometa de 1106 , por lo tanto, Daniel Kirkwood propuso que C/1880 C1 y C/1843 D1 eran fragmentos separados del mismo objeto. [1] También planteó la hipótesis de que el cuerpo original era un cometa visto por Aristóteles y Éforo en 371 a. C. porque había una supuesta afirmación de que Éforo presenció la división del cometa después del perihelio. [4]
El cometa C/1882 R1 apareció sólo dos años después del cometa rasante observado anteriormente, por lo que esto convenció a los astrónomos de que estos brillantes cometas no eran todos el mismo objeto. Algunos astrónomos teorizaron que el cometa podría pasar a través de un medio resistente cerca del Sol y que eso acortaría su período. [4] Cuando los astrónomos observaron C/1882 R1, midieron el período antes y después del perihelio y no vieron ningún acortamiento en el período, lo que refutó la teoría. Después del perihelio, también se vio que este objeto se dividía en varios fragmentos y, por lo tanto, la teoría de Kirkwood de que estos cometas provenían de un cuerpo padre parecía una buena explicación.
En un intento de vincular los cometas de 1843 y 1880 con el cometa de 1106 y 371 a. C., Kreutz midió los fragmentos del cometa de 1882 y determinó que probablemente se trataba de un fragmento del cometa de 1106. Luego designó que todos los cometas rasantes del Sol con características orbitales similares a las de estos pocos cometas formarían parte del Grupo Kreutz . [4]
El siglo XIX también proporcionó el primer espectro tomado de un cometa cerca del Sol, que fue tomado por Finlay y Elkin en 1882. [7] Posteriormente se analizó el espectro y se confirmaron las líneas espectrales de Fe y Ni . [8]
El primer cometa rasante del Sol observado en el siglo XX fue en 1945 y luego, entre 1960 y 1970, se vieron cinco cometas rasantes del Sol (C/1961 O1, C/1962 C1 , C/1963 R1 , C/1965 S1 y C/1970 K1 ). El cometa de 1965 (cometa Ikeya-Seki) permitió realizar mediciones de líneas de emisión espectral y se detectaron varios elementos, incluido el hierro, lo que lo convirtió en el primer cometa desde el Gran Cometa de 1882 en mostrar esta característica. Otras líneas de emisión incluyeron K , Ca , Ca + , Cr , Co , Mn , Ni , Cu y V. [9] [10] [11] [12] [13] El cometa Ikeya-Seki también llevó a Brian Marsden a separar los cometas rasantes del Sol Kreutz en dos subgrupos en 1967. [14] Un subgrupo parece tener al cometa 1106 como cuerpo padre y los miembros son fragmentos de ese cometa, mientras que el otro grupo tiene una dinámica similar pero no hay un cuerpo padre confirmado asociado con él.
El siglo XX tuvo un gran impacto en la investigación de los cometas rasantes con el lanzamiento de los telescopios coronográficos Solwind , SMM y SOHO . Hasta ese momento, los cometas rasantes solo se veían a simple vista , pero con los telescopios coronográficos se observaron muchos cometas rasantes mucho más pequeños y muy pocos sobrevivieron al paso del perihelio. Los cometas observados por Solwind y SMM entre 1981 y 1989 tenían magnitudes visuales de aproximadamente -2,5 a +6, que es mucho más débil que el cometa Ikeya-Seki, con una magnitud visual de aproximadamente -10. [4]
En 1987 y 1988, el SMM observó por primera vez que podían existir pares de cometas que rozaban el Sol y que podían aparecer en períodos de tiempo muy cortos, que iban desde medio día hasta aproximadamente dos semanas. Se realizaron cálculos para determinar que los pares eran parte del mismo cuerpo original, pero que se desintegraban a decenas de UA del Sol. [15] Las velocidades de desintegración eran de tan solo unos pocos metros por segundo, lo que es comparable a la velocidad de rotación de estos cometas. Esto llevó a la conclusión de que estos cometas se desintegran por fuerzas de marea y que los cometas C/1882 R1, C/1965 S1 y C/1963 R1 probablemente se desprendieron del Gran Cometa de 1106. [16]
Los coronógrafos permitieron medir las propiedades del cometa a medida que se acercaba mucho al Sol. Se observó que los cometas que rozan el Sol tienden a alcanzar su máximo brillo a una distancia de aproximadamente 12,3 radios solares o 11,2 radios solares. Se cree que esta variación se debe a una diferencia en la composición del polvo. Se ha encontrado otro pequeño pico de brillo a unos 7 radios solares del Sol y posiblemente se deba a una fragmentación del núcleo del cometa. [4] Una explicación alternativa es que el pico de brillo a 12 radios solares proviene de la sublimación de olivinos amorfos y el pico a 11,2 radios solares es de la sublimación de olivinos cristalinos . El pico a 7 radios solares podría ser entonces la sublimación de piroxeno . [17]
Los cometas rasantes más famosos son los cometas Kreutz, todos ellos originados a partir de un cometa gigante que se dividió en muchos cometas más pequeños durante su primer paso por el Sistema Solar interior. Un cometa extremadamente brillante visto por Aristóteles y Éforo en el año 371 a. C. es un posible candidato a ser este cometa progenitor.
Los grandes cometas de 1843 y 1882 , el cometa Ikeya-Seki en 1965 y el C/2011 W3 (Lovejoy) en 2011 fueron todos fragmentos del cometa original. Cada uno de estos cuatro fue lo suficientemente brillante como para ser visible en el cielo diurno, junto al Sol; el cometa de 1882 eclipsó incluso a la luna llena .
En 1979, C/1979 Q1 (SOLWIND) fue el primer objeto rasante del Sol detectado por el satélite estadounidense P78-1 , en coronógrafos tomados el 30 y 31 de agosto de 1979. [18]
Aparte del cometa Lovejoy, ninguno de los cometas rasantes del Sol vistos por SOHO ha sobrevivido a su paso por el perihelio; algunos pueden haberse hundido en el propio Sol, pero es probable que la mayoría simplemente se hayan evaporado por completo. [19]
Alrededor del 83% de los cometas rasantes observados con SOHO son miembros del grupo Kreutz. [22] El otro 17% contiene algunos cometas rasantes esporádicos, pero se han identificado otros tres grupos de cometas relacionados entre ellos: los grupos Kracht, Marsden y Meyer. Los grupos Marsden y Kracht parecen estar relacionados con el cometa 96P/Machholz . Estos cometas también se han relacionado con varias corrientes de meteoros , incluidas las Ariétidas diurnas , las delta Acuáridas y las Cuadrántidas . Las órbitas de los cometas vinculadas sugieren que tanto el grupo Marsden como el Kracht tienen un período pequeño, del orden de cinco años, pero el grupo Meyer puede tener órbitas de período intermedio o largo. Los cometas del grupo Meyer son típicamente pequeños, débiles y nunca tienen cola. El Gran Cometa de 1680 fue un cometa rasante y, aunque Newton lo utilizó para verificar las ecuaciones de Kepler sobre el movimiento orbital, no fue miembro de ningún grupo más grande. Sin embargo, el cometa C/2012 S1 (ISON) , que se desintegró poco antes del perihelio , [20] tenía elementos orbitales similares a los del Gran Cometa de 1680 y podría ser un segundo miembro del grupo. [23]
Los estudios muestran que, en el caso de los cometas con inclinaciones orbitales elevadas y distancias de perihelio inferiores a unas 2 unidades astronómicas , el efecto acumulativo de las perturbaciones gravitacionales a lo largo de muchas órbitas es suficiente para reducir la distancia de perihelio a valores muy pequeños. Un estudio ha sugerido que el cometa Hale–Bopp tiene alrededor de un 15 % de posibilidades de acabar rozando el Sol.
El movimiento de las colas de los cometas rasantes del Sol que sobreviven al perihelio (como el cometa Lovejoy) puede proporcionar a los astrónomos solares información sobre la estructura de la corona solar , en particular la estructura magnética detallada. [24]
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