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El cometa McNaught, el Gran Cometa de 2007, ha estado deleitando a quienes lo han observado a simple vista con una demostración espectacular en el cielo vespertino. Llevando el Telescopio de Nueva Tecnología de ESO hasta sus límites, un equipo de astrónomos europeos ha obtenido la primeras, y posiblemente únicas, observaciones detallas de este objeto. Sus imágenes muestran chorros impresionantes de gas surgiendo en espiral desde el cometa y extendiéndose por miles de kilómetros en el espacio, mientras que los espectros revelan la presencia de sodio en su atmósfera, algo muy pocas veces visto.
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ESO PR Foto 07a/07: Las zonas centrales del cometa McNaught
Fotografías de la coma central del cometa McNaught: Izquierda: una imagen tomada a través de un filtro centrado en la emisión de gas CN. Centro: la imagen CN procesada utilizando el algoritmo Larson-Sekanina para revelar los chorros de gas en espiral procedentes del núcleo. Derecha: una imagen procesada en forma similar del polvo de la coma interior, mostrando un penacho en dirección al Sol y al polvo que es devuelto hacia la cola. La dirección de la cola es aproximadamente hacia abajo en estas imágenes, que están orientadas con el Norte arriba y que tienen un campo visual de 2,4 arcominutos de lado.
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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. Uno 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.
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ESO PR Foto 07b/07: El Telescopio de Nueva Tecnología de ESO
El NTT de ESO en La Silla es único porque puede observar objetos muy bajos sobre el horizonte. El telescopio no está alojado en un domo tradicional con una ranura para observar al cielo, sino en un recinto de diseño innovador con techo y pared deslizantes que se abren para permitir una visión del cielo que se extiende hasta el mismo suelo. Luego, todo el edificio rota con el telescopio para rastrear los objetos en el cielo. Dentro del edificio, el telescopio puede girar hacia arriba y hacia abajo, y fue construido para poder inclinarse más de lo normal en otros telescopios: el NTT puede apuntar a objetos que se encuentren únicamente a 10 grados por sobre el horizonte.(pulsar sobre la imagen para ampliarla)

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.
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ESO PR Foto 07c/07: Espectro del cometa McNaught
Espectro de resolución media de ranura larga tomado el 3 de febrero de 2007, cubriendo el rango espectral de 450-650 nm (la dirección espectral es a lo largo del eje horizontal, el lado azul hacia la izquierda y el rojo hacia la derecha). La dirección espacial es a lo largo del eje vertical y cubre unos 80 000 km en el cielo. El núcleo se ha centrado en la ranura de 1� (800 km) y está localizado en la posición del continuo solar del espectro. La dirección del Sol está hacia arriba, y la dirección de la cola está hacia la parte inferior de la imagen. Las muchas líneas de emisión de la coma gaseosa están extendidas espacialmente a lo largo de varios miles de kilómetros y agrupadas en así llamadas bandas moleculares. La emisión del sodio (NaI D1) se puede ver como una línea bien definida y muy extensa. De hecho, la dupla de sodio (líneas NaI D1 y D2) está apenas resuelta. El 3 de febrero el flujo que esta línea tenía en la coma interior había disminuido por un factor de 10 en unos pocos días. Para mayor claridad, únicamente se anotaron los rasgos más conspicuos.
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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.
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ESO PR Foto 07d/07: El cometa y el láser
Fotografía de la cola del cometa desde Paranal, después que el propio cometa se había puesto, con el sistema de guía de estrella láser sobre Yepun (Unidad Telescopio 4) en primer plano. El láser se utiliza para crear una “estrella falsa� en el cielo que permite corregir los cambios atmosféricos. Funciona haciendo que resplandezcan los átomos de sodio en lo alto de la atmósfera; estos átomos pueden haber provenido originalmente de cometas como el McNaught.
© Emmanuel Hehin, ESO
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“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:

[1].- El equipo está compuesto por Colin Snodgrass, Emmanuël Jehin, y Olivier Hainaut (ESO), Alan Fitzsimmons (Universidad de Queen, Belfast, Reino Unido), y Jean Manfroid y Damien Hutsemékers (Université de Liège, Bélgica).

[2].- Cuando un cometa se aproxima al Sol, el hielo que está atrapado en el pequeño núcleo se sublima, a veces en forma de chorros gaseosos muy fuertes, que en el proceso arrastran un montón de partículas de polvo hacia el espacio y forman una atmósfera polvorienta, llamada coma, de varios miles de kilómetros alrededor del núcleo. Todas esas moléculas y partículas de polvo son luego empujadas en dirección opuesta al Sol por la presión de la radiación solar, creando las colas gaseosas y polvorientas del cometa.

Fuente: http://www.astroseti.org/noticia_2744_El_molinete_celeste.htm
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