Emisiones en el cometa. ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

En los tres meses alrededor del 13 de agosto de 2015, fecha del máximo acercamiento del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko al Sol, las cámaras de Rosetta capturaron treinta y cuatro emisiones.

Estos violentos estallidos iban mucho más allá de los chorros y flujos de materia que suelen salir expulsados del núcleo del cometa. Estos aparecen y desaparecen con precisión cronométrica en cada rotación, sincronizándose con la salida y la puesta del Sol en el cometa.

Por el contrario, las emisiones son mucho más brillantes que los chorros: se trata de breves proyecciones de polvo a alta velocidad. Normalmente solo se llegan a verse en una imagen, lo que indica que su duración es inferior al intervalo de captura, que es de entre cinco y treinta minutos. Se cree que, en esos pocos minutos, cada emisión puede liberar entre sesenta y doscientas sesenta toneladas de materia.

De media, las emisiones alrededor del máximo acercamiento al Sol se produjeron una vez cada treinta horas, cada 2,4 rotaciones del cometa. Basándonos en el aspecto del flujo de polvo, podemos dividir las emisiones en tres categorías: la primera se asocia a un chorro largo y estrecho, que se va alejando del núcleo. El segundo tipo de emisión implica una base ancha que se expande más hacia los lados. La tercera categoría muestra un complejo híbrido de los dos tipos anteriores.

ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/ID

“Como las emisiones son tan cortas que solo se capturan en una imagen, no podemos afirmar si una determinada imagen se capturó poco después de comenzar la emisión o más tarde en el proceso —explica Jean-Baptiste Vincent, autor principal del artículo publicado en Monthly Notices of the Astronomical Society—. Así, no podemos saber si estos tres tipos de columna corresponden a distintos mecanismos o si se trata de distintas etapas de un único proceso”.

No obstante, si se trata de un solo proceso, la secuencia evolutiva lógica sería que un chorro largo y estrecho de polvo se expulsa a alta velocidad, probablemente desde un espacio confinado. Después, a medida que cambia la superficie alrededor del punto de partida, un área mayor de materia nueva queda expuesta, ampliándose la ‘base’ de la columna. Finalmente, cuando la región de origen se ha visto alterada hasta el punto de no poder soportar más el chorro, lo único que sobrevive es esa columna más ancha.

LAS FUENTES DE LAS EMISIONES VERANIEGAS

La otra cuestión clave es qué origina estas emisiones. El equipo descubrió que algo más de la mitad de estos eventos se producían en regiones correspondientes a la primera hora de la mañana, cuando el Sol comenzaba a calentar la superficie tras varias horas de oscuridad.

Así, se cree que el rápido cambio de la temperatura local provoca unas tensiones térmicas en la superficie que podrían llevar a la fracturación y exposición repentinas de materia volátil. Esta materia se calentaría con rapidez y terminaría por evaporarse de forma explosiva.

Referencia:

Summer fireworks on comet 67P, J.-B. Vincent et al. MNRAS (2016) doi: 10.1093/mnras/stw2409