Nube de Oort

Imagen artística del cinturón de Kuiper y de la nube de Oort.

La nube de Oort (también llamada nube de Öpik-Oort) es una nube esférica de cometas hipotética que se encuentra en los límites del Sistema Solar, casi a un año luz del Sol, y aproximadamente a un cuarto de distancia de Proxima Centauri, la estrella más cercana. Las otras dos acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos, el cinturón de Kuiper y el disco disperso, están situadas unas cien veces más cerca del Sol que la nube de Oort. Los cálculos estadísticos han estimado que la nube podría albergar entre uno y cien billones (10¹² - 10¹⁴) de cometas, siendo su masa unas cinco veces la de la Tierra.

En la nube de Oort se pueden distinguir dos regiones: la nube de Oort externa, de forma esférica, y la nube de Oort interna, también llamada "nube de Hills". Los objetos de la nube están compuestos por elementos volátiles, como hielo, metano, y amoníaco, entre otros, y se formaron muy cerca del Sol cuando el Sistema Solar todavía estaba en sus primeras etapas de formación. Una vez formados, llegaron a su posición actual en la nube de Oort a causa de los efectos gravitacionales de los planetas gigantes.​

A pesar de que no se ha observado directamente ningún objeto de la nube de Oort, los astrónomos creen que es la fuente de todos los cometas de período largo y de tipo Halley, y de algunos Centauros y cometas de Júpiter.​ Los cometas de la nube de Oort externa se encuentran muy poco ligados gravitacionalmente al Sol, y esto hace que otras estrellas, e incluso la propia Vía Láctea, puedan afectar a los cometas y que éstos salgan despedidos hacia el Sistema Solar interior.​ La mayoría de los cometas de período corto se originaron en el disco disperso, pero se cree que aún así, existe un gran número de ellos que tienen su origen en la nube de Oort.​​ A pesar de que tanto el cinturón de Kuiper como el disco disperso se han observado y estudiado y clasificado muchos de sus componentes, sólo tenemos evidencia en la nube de Oort de tres posibles miembros: (90377) Sedna, 2000 CR₁₀₅, 2006 SQ₃₇₂, todos ellos en la nube de Oort interior.​

Primeras hipótesis

En 1932, el astrónomo estoniano Ernst Öpik postuló que los cometas de período largo se originaron en una nube que orbitaba en los confines del Sistema Solar.​ En 1950, el astrónomo holandés Jan Oort postuló la teoría de manera independiente con tal de resolver una paradoja.​ Las órbitas de los cometas son muy inestables, siendo la dinámica la que dictamina si colisionarán con el Sol o con cualquier otro planeta, o si saldrán despedidos del Sistema Solar debido a las perturbaciones de los planetas. Además, al estar formados en su mayor parte por hielo y otros elementos volátiles, éstos se van desprendiendo gradualmente debido a la radiación electromagnética hasta que el cometa se divide o adquiere una corteza aislante que frena la desgasificación. De este modo, Oort razonó que los cometas no pudieron haberse formado en su órbita actual, y que debían de haber permanecido durante toda su existencia en un lejano depósito repleto de estos cuerpos celestes, cayendo con el tiempo hacia el Sistema Solar y convirtiéndoles en cometas de período largo.​​​

Existen dos tipos de cometas: los de período corto (también llamados cometas eclípticos), que presentan órbitas por debajo de las 10 UA, y los de período largo (cometas casi isotrópicos), que poseen órbitas de más de mil UA. Oort investigó los cometas casi isotrópicos, y encontró que la mayoría de ellos poseían un afelio (su distancia más lejana al Sol) de aproximadamente 20.000 UA y parecían provenir de todas direcciones, lo cual fortalecía su hipótesis y sugería un depósito de forma esférica. Los escasos cometas que poseían afelios de 10.000 UA debieron haber pasado en algún momento muy cerca del Sistema Solar, siendo influídos por la gravedad de los planetas y por lo tanto haciendo más pequeña su órbita.​

Composición y estructura

Distancia de la Nube de Oort respecto del resto de cuerpos del Sistema Solar.

Se cree que la nube de Oort se extiende desde 2.000 o 5.000 UA​ hasta 50.000 UA​ del Sol, aunque algunas fuentes sitúan su límite entre 100.000 UA y 200.000 UA.​ La nube de Oort se puede dividir en dos regiones: la nube de Oort externa (20.000-50.000 UA), de forma esférica, y la nube de Oort interna (2.000-20.000 UA), que tiene forma de rosquilla.

La nube externa se encuentra muy poco ligada al Sol, y es la fuente de la mayor parte de los cometas de período largo.​ La nube interna también se conoce como la nube de Hills, en honor a J. G. Hills, el astrónomo que propuso su existencia en 1981.​ Los modelos predicen que la nube interior debería poseer decenas o cientos de veces más cometas que la nube exterior;​​​ parece ser que nube de Hills reabastece de cometas a la nube exterior a medida que se van agotando, y explica la existencia de la nube de Oort tras miles de millones de años.​

Se cree que la nube de Oort puede albergar varios billones de cometas de más de 1,3 kilómetros de diámetro y quinientos mil millones con una magnitud absoluta más brillante que +10,9 (cuanto menor es el valor, mayor es el brillo).​​ A pesar del número tan elevado de cometas, cada uno de ellos estaría separado de media varias decenas de millones de kilómetros con respecto al cometa más cercano.​​ La masa de la nube de Oort no se sabe con certeza, pero si se toma el cometa Halley como prototipo de cometa de la nube exterior, se estima que la masa sería de 3x10²⁵ kilogramos, unas cinco veces la de la Tierra.​​ Anteriormente se pensaba que su masa podría llegar a ser hasta 380 veces la masa terrestre,​ pero nuestra comprensión de la distribución de tamaños de los cometas de período largo ha reducido las estimaciones. Actualmente la masa de la nube de Oort interior continúa siendo desconocida.

Si los cometas que se han analizado conforman una estimación de los que se encuentran en la nube de Oort, la gran mayoría estarían formados por hielo, metano, etano, monóxido de carbono y ácido cianhídrico.​ Sin embargo, el descubrimiento del asteroide "1996 PW", que posee una órbita más característica de un cometa de período largo, sugiere que la nube también alberga objetos rocosos.​ Los análisis de los isótopos de carbono y nitrógeno revelan que apenas existen diferencias entre los cometas de la nube de Oort y los cometas de Júpiter, a pesar de las enormes distancias que los separan. Este hecho sugiere que todos ellos se formaron en la nube protosolar, durante la formación del Sistema Solar.​​ Estas conclusiones son también aceptadas por los estudios del tamaño granular en los cometas de la nube de Oort,​ así como también por el estudio de los impactos del cometa 9P/Tempel 1.​

Origen

Imagen artística de un disco protoplanetario, similar al que formó el Sistema Solar. Se cree que los objetos de la nube de Oort se formaron en el interior de estos discos, muy cerca del Sol, y que los efectos de la gravedad los expulsaron hacia el exterior.

Todo indica que la nube de Oort se formó como remanente del disco protoplanetario que se formó alrededor del Sol hace 4,6 miles de millones de años.​​ La hipótesis más aceptada es que los objetos de la nube de Oort se formaron muy cerca del Sol, en el mismo proceso en el que se crearon los planetas y los asteroides, pero las interacciones gravitatorias con los jóvenes planetas gaseosos como Júpiter y Saturno expulsaron estos objetos hacia largas órbitas elípticas o parabólicas.​​​ Se han realizado simulaciones de la evolución de la nube de Oort desde su formación hasta nuestros días, y éstas muestran que su máxima masa la adquirió 800 millones de años tras su formación.​

Los modelos realizados por el astrónomo uruguayo Julio Ángel Fernández sugieren que el disco disperso, que es la principal fuente de cometas periódicos del Sistema Solar, podría ser también la principal fuente de los objetos de la nube de Oort. De acuerdo con sus modelos, la mitad de los objetos dispersados viajan hacia la nube de Oort, un cuarto quedan atrapados orbitando a Júpiter, y otro cuarto sale expulsado en órbitas parabólicas. El disco disperso todavía podría seguir alimentando a la nube de Oort, proporcionándole nuevo material.​ Se ha calculado que, al cabo de 2,5 miles de millones de años, un tercio de los objetos del disco disperso acabarán en la nube de Oort.​

Los modelos computacionales sugieren que las colisiones de los escombros de los cometas ocurridos durante el período de formación desempeñan un rol mucho más importante de lo que anteriormente se creía. De acuerdo con estos modelos, durante las fases más tempranas del Sistema Solar sucedieron tal cantidad de colisiones, que muchos cometas fueron destruidos antes de alcanzar la nube de Oort. Así pues, la masa acumulada en la actualidad en la nube de Oort es mucho menor de lo que se pensaba.​ Se calcula que la masa de la nube de Oort es sólo una pequeña parte de las 50-100 masas terrestres de material expulsado.​

La interacción gravitatoria de otras estrellas y la marea galáctica modifican las órbitas de los cometas, haciéndolas más circulares. Esto podría explicar la forma esférica de la nube de Oort exterior.​ Por otro lado, la nube interior, que se encuentra más ligada gravitacionalmente al Sol, todavía no ha adquirido dicha forma. Estudios recientes muestran que la formación de la nube de Oort es compatible con la hipótesis de que el Sistema Solar se formó como parte de un cúmulo de entre 200 y 400 estrellas. Si la hipótesis es correcta, las primeras estrellas del cúmulo que se formaron podrían haber afectado en gran medida a la formación de la nube de Oort, dando lugar a frecuentes perturbaciones.​

Cometas

Se cree que los cometas se han originado en dos puntos bien diferenciados del Sistema Solar. Los cometas de período corto se generaron en su mayor parte en el cinturón de Kuiper o en el disco disperso, que comienzan a partir de la órbita de Plutón (38 UA del Sol) y se extienden hasta las 100 UA. Los de período largo, como el cometa Hale-Bopp, que tardan miles de años en completar una órbita, se originaron todos en la nube de Oort. El cinturón de Kuiper genera pocos cometas debido a su órbita estable, al contrario que el disco disperso, que es dinámicamente muy activo.​ Los cometas escapan del disco disperso y caen bajo los dominios gravitatorios de los planetas exteriores, convirtiéndose en lo que se conoce como centauros.​ Estos centauros, con el tiempo, son enviados más adentro del Sistema Solar y se convierten en cometas de período corto.​

Cometa Halley, es el prototipo de los cometas tipo Halley, que se cree que se originaron en la nube de Oort.

Los cometas de período corto pueden dividirse en dos tipos: los de la familia Júpiter y los de la familia Halley (también llamados cometas tipo Halley). Su principal diferencia radica en el período; los primeros tardan menos de veinte años en completarlo y tienen semiejes mayores en torno a 5 UA, y los segundos tardan más de veinte años y su semieje mayor suele ser de más de 10 UA. También se puede utilizar el parámetro Tisserand para diferenciarlos,​ siendo "${T_{p}}=2$" la frontera de separación entre ambos, aunque su efectividad está disputada. Además, los cometas de la familia Júpiter tienen inclinaciones orbitales bajas, unos 10º de media, mientras que los de tipo Halley tienen inclinaciones orbitales muy desiguales, aunque generalmente muy pronunciadas, de unos 41º de media. Todas estas diferencias tienen lugar debido a su origen: los cometas de la familia Júpiter se formaron en su mayor parte en el disco disperso, mientras que los de la familia Halley se originaron en la nube de Oort.​ Se cree que éstos últimos fueron cometas de período largo que fueron capturados por la gravedad de los planetas gigantes y enviados al Sistema Solar interior.​

Jan Oort se percató de que el número de cometas era menor que en el predicho por su modelo, y todavía en la actualidad el problema está sin resolver. Las hipótesis apuntan a la destrucción de los cometas por impacto o a su disgregación por fuerzas de marea; también sugieren la pérdida de todos los compuestos volátiles o a la formación de una capa no volátil en su superficie, lo cual haría invisible al cometa.​ Se ha observado también que la incidencia de los cometas en los planetas exteriores es mucho mayor que en los interiores. Lo más probable es que se deba a la atracción gravitatoria de Júpiter, que actuaría a modo de barrera, atrapando los cometas y haciendo que colisionen con él, del mismo modo que sucedió con el cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994.​

Véase también

• Cometa
• 1P/Halley

Notas

1. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. La magnitud absoluta es la medida del brillo de un objeto celeste si se encontrara a 1 UA (distancia Tierra-Sol); por el contrario, la magnitud aparente mide el brillo que se observa desde la Tierra. Como la magnitud absoluta parte de que todos los cuerpos se encuentran a la misma distancia, se trata de una medida del brillo real de un objeto. Cuanto más brillante sea un objeto, menor es el valor de su magnitud absoluta.
2. ↑La plantilla {{note label}} está obsoleta, véase el nuevo sistema de referencias. El parámetro Tisserand viene dado por:
   $T_{p}={\frac {a_{p}}{a}}+2\cdot \cos(i)\cdot {\sqrt {{\frac {a}{a_{p}}}\cdot (1-e^{2})}}$
   Donde:

   "$a_{p}$" es el semieje mayor del planeta.

   "a" es el semieje mayor del cometa.

   "i" es la inclinación orbital del cometa.

   "e" es la excentricidad del cometa.

Enlaces externos

• Astrogea
• Descubrimiento de Sedna