revista de divulgación del Instituto de Astrofísica de Andalucía

Reportaje

Misión Rosetta: el cometa 67P con total nitidez

LA MISIÓN ROSETTA NOS HA PERMITIDO CONOCER UN COMETA CON UN DETALLE ÚNICO. REPASAMOS ALGUNOS DE SUS RESULTADOS
Por Silbia López de Lacalle (Instituto de Astrofísica de Andalucía)

“LOS COMETAS PUEDEN SER PORTADORES DE INFORMACIÓN SOBRE EL ORIGEN DE NUESTRO SISTEMA SOLAR”. Esta frase, habitual en los textos de divulgación, da un poco de vértigo. Porque, si ya resulta maravilloso que un fósil nos descubra cómo era un dinosaurio que vivió hace cien millones de años, la arqueología cometaria rebobina mucho más: estamos intentando atisbar cómo era la nebulosa solar en sus orígenes, hace 4.6 miles de millones de años, antes de que se formaran el Sol y los planetas. Y esto da lugar a situaciones casi poéticas, porque podría resultar (y hay indicios de que sí) que los compuestos prebióticos que dieron lugar a las primeras formas de vida en la Tierra procedieran de los cometas. Recopilamos aquí algunos de los resultados producidos por Rosetta, la misión de la Agencia Espacial Europea que nos ha brindado la imagen más precisa de un núcleo cometario.
Los cometas son pequeños cuerpos sólidos helados que proceden de las regiones externas del Sistema Solar, bien del cinturón de Kuiper, más allá de Neptuno, o de la nube de Oort, una nube esférica mucho más distante aún no observada directamente (las estimaciones apuntan a que podría extenderse desde los 0,8 hasta los 3,2 años luz de distancia y contener miles de millones cometas). Los núcleos cometarios se describen como bolas de polvo heladas -o bolas de nieve sucias- y se cree que, tras su formación en los orígenes del Sistema Solar, han permanecido alejados de la radiación solar y a muy bajas temperaturas, de modo que el material que los compone apenas ha sufrido modificaciones desde su formación. Así, serían los restos intactos de la nebulosa solar que pueden no solo contarnos cómo se fraguó el Sistema Solar, sino también aportar información sobre la procedencia del agua y de los compuestos orgánicos presentes en nuestro planeta.  
La misión Rosetta, gestada en los años ochenta del siglo pasado y aprobada por la Agencia Espacial Europea (ESA) en 1993, supuso un importante desafío tanto científico como tecnológico. El viaje de Rosetta comenzó el 2 de marzo de 2004, cuando despegó desde el Puerto Espacial Europeo en Kourou, en la Guayana Francesa. La sonda dio cinco vueltas en torno al Sol y realizó tres maniobras de asistencia gravitatoria con la Tierra y una con Marte para ganar velocidad y alcanzar una órbita similar a la del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.
Tras recorrer casi seis mil cuatrocientos millones de kilómetros a través del Sistema Solar, la sonda Rosetta completó con éxito una de sus maniobras clave y se situó en órbita en torno a su objetivo, el cometa 67P, en agosto de 2014. La operación permitió, por primera vez, observar in situ cómo un núcleo cometario despliega su actividad y desarrolla la coma -la mancha difusa central- y las colas, que aportan a los cometas su aspecto característico.
Esta maniobra supuso un hito en la exploración espacial, pero no fue el único que ofreció Rosetta: además de mantenerse en órbita en torno a 67P y acompañarlo en su viaje hacia las regiones internas del Sistema Solar, la nave liberó un módulo robótico que se posó sobre el núcleo del cometa. Su aterrizaje fue accidentado y no pudo anclarse, pero sí tuvo tiempo de recoger muestras y enviar los datos antes de entrar en hibernación.

I. Un objeto complicado

La misión Rosetta supuso una fuente inagotable de sorpresas, y suscitó en más de un comunicado de prensa la frase “un cometa más complicado de lo que habíamos imaginado”: muchos imaginábamos que llegarían imágenes de una roca irregular y esférica, pero en cambio mostraron un cometa bilobulado que parecía un patito de goma; el cometa despertó (o mostró actividad) antes de tiempo; el módulo Philae comprobó que su superficie era más dura de lo esperado (cuando se temía que hasta pudiera hundirse en el polvo suelto); se observaron sus estaciones (¡verano en un cometa!), sus ciclos de hielo de agua y de dióxido de carbono, una diversidad de terrenos sorprendente y hasta una cavidad diamagnética mayor de lo que se había esperado.
Hoy conocemos muchos de los rasgos de 67P, un cometa con forma extraña. El cometa gira en torno al Sol cada 6.5 años en una órbita elíptica y su día, o el tiempo que tarda en girar sobre sí mismo, dura 12.4 horas. Su lóbulo menor mide 2.6 x 2.3 x 1.8 kilómetros, y el mayor 4.1 x 3.3 x 1.8. El volumen total asciende a 21.4 kilómetros y su masa a unos diez mil millones de toneladas. Gran parte del cometa se halla cubierto de polvo, que viaja de una región a otra arrastrado por el gas y que en algunas regiones forma una cubierta de varios metros de grosor (se cree que el polvo podría actuar como aislante y preservar los hielos del interior). El hielo parece escaso en una superficie homogénea dominada por el polvo y los compuestos de carbono, pero el aumento de la actividad y la expulsión de polvo puso de manifiesto la existencia de regiones brillantes, que señalan a una presencia ubicua de hielo bajo la superficie del cometa. De hecho, se vio cómo todo el cometa viró hacia el color azul al acercarse al Sol, levantarse el polvo y dejar al descubierto áreas heladas. Incluso se halló hielo de dióxido de carbono, nunca detectado en un cometa.
Y se estudiaron sus estaciones. La combinación de la forma irregular de 67P con su órbita elíptica en torno al Sol y su eje de giro inclinado hace que los dos lóbulos muestren distintas (e irregulares) estaciones: mientras que el hemisferio norte experimenta un verano larguísimo, de 5.6 años, cuando el cometa se halla lejos del Sol, el hemisferio sur vive una corta pero intensa época cálida que dura unos diez meses. Esto produce diferencias esenciales en la actividad y, por lo tanto, en la evolución de cada hemisferio. De hecho, se ha confirmado que 67P tiene ciclos de hielo de agua y de hielo de dióxido de carbono que dependen de sus cambios de temperatura: se estudió una región en la que el hielo aparecía y desaparecía con la rotación del cometa, y otra que mostró una gran extensión de hielo de dióxido de carbono que a los pocos días había desparecido.
El cometa 67P también mostró otra peculiaridad inesperada, al revelar una enorme región desprovista de campo magnético en torno suyo. Todo el Sistema Solar se halla cubierto de lo que se conoce como viento solar, un flujo de partículas eléctricamente cargadas procedentes del Sol que extienden su campo magnético. Pero los cometas expulsan grandes cantidades de gas y polvo, que bloquean el viento solar: así, se genera en torno al cometa una especie de cavidad sin magnetismo (o cavidad diamagnética) que, en el caso del cometa Halley, se extendía más de cuatro mil kilómetros desde el núcleo. Como 67P es menos activo que el Halley, los investigadores predijeron que la cavidad solo alcanzaría una región de entre cincuenta y cien kilómetros desde el núcleo y que solo podría detectarse pocos meses antes del máximo acercamiento al Sol. Sin embargo, los investigadores hallaron una cavidad mucho mayor y dinámica de lo que esperaban. Al buscar posibles aumentos locales de actividad que explicaran esta mayor amplitud concluyeron que se debía a la interacción del viento solar con la región libre de magnetismo en la cara del cometa iluminada por el Sol: esta interacción produciría oscilaciones que se propagan y amplifican a lo largo de la cavidad en dirección opuesta al Sol, lo que produce un aumento de tamaño de la cavidad.

II. Los elementos encontrados

El cometa 67P, en su trayectoria en torno al Sol, ha liberado grandes cantidades de vapor de agua, monóxido y dióxido de carbono, pero también otros compuestos que, aunque minoritarios, resultan de gran importancia, porque limitan las condiciones de formación y revelan hasta qué punto los cometas han estado relacionados con la historia de nuestro planeta.
La misión Rosetta ha detectado por primera vez oxígeno molecular. El oxígeno es un elemento muy común en el universo, pero muy difícil de localizar en su forma más simple (oxígeno molecular, u O2), ya que se trata de un elemento muy reactivo: los átomos de oxígeno tienden a combinarse con átomos de hidrógeno para formar moléculas de agua (H2O), o se unen para formar moléculas de ozono (O3). De hecho, el oxígeno molecular nunca se había hallado en un cometa y su detección en 67P ha constituido una sorpresa. El análisis de más de tres mil muestras recogidas entre septiembre de 2014 y marzo de 2015 no solo mostró una abundancia inesperada (de entre un 1% y un 10% con respecto al agua), sino que además reveló una clara y continua relación entre ambos elementos, lo que sugiere que sus mecanismos de liberación y el modo en el que llegaron a formar parte del núcleo del cometa se hallan encadenados: así, parece probable que el oxígeno molecular se incorporara al hielo de agua durante la formación del cometa y que esté liberándose con el vapor de agua. Sin embargo, no se comprende del todo cómo se enlazaron ambos elementos: podría haber tenido lugar bien en las primeras etapas de la nebulosa protosolar (para lo que se requerirían unas temperaturas muy específicas), o bien en etapas posteriores, con la incorporación de granos de polvo helados antes del final de la etapa de acumulación de material en el núcleo del cometa. Ambos mecanismos requieren un proceso de formación muy suave, o de lo contrario el oxígeno molecular se habría perdido.  

Otro hallazgo inédito tiene relación con el nitrógeno molecular, un elemento muy buscado en los cometas (el nitrógeno siempre se había hallado enlazado a otros elementos). Se cree que el nitrógeno molecular era la forma más común en la que existía este elemento durante la formación del Sistema Solar, y se ha hallado en abundancia en Titán y Tritón, satélites de Saturno y Neptuno respectivamente, así como en la atmósfera y superficie de Plutón. Su detección en 67P implica una temperatura de formación muy baja, necesaria para que quede atrapado en el hielo, y ha resuelto una de las incógnitas relacionadas con el origen de los compuestos hallados en la Tierra. El nitrógeno constituye un elemento mayoritario en la atmósfera terrestre y un elemento esencial para la vida y, aunque se cree que el nitrógeno atmosférico provino de las rocas del manto y se liberó a través de erupciones volcánicas, aún se desconocía hasta qué punto los cometas pudieron contribuir en el aprovisionamiento de nitrógeno. El análisis del los tipos de nitrógeno hallados en 67P y su comparación con los terrestres ha mostrado que, en principio, los cometas de la familia de Júpiter como 67P no surtieron de nitrógeno a la Tierra primigenia.
Un resultado similar se ha obtenido con el estudio y comparación del agua, uno de los elementos clave en el estudio de los cometas. La región en la que se formó la Tierra era demasiado cálida para albergar hielos, y se cree que la gran cantidad de agua existente en los océanos terrestres debió proceder del impacto de objetos procedentes de las regiones externas del Sistema Solar cuando nuestro planeta ya se había enfriado. Se sabe, gracias sobre todo al estudio de los cráteres de la Luna y Mercurio, que la Tierra (y todo el Sistema Solar interno) sufrió un bombardeo muy intenso de objetos hace entre 3.800 y 4.100 millones de años -el Gran Bombardeo Tardío-, y los cometas, con un alto contenido en agua, eran uno de los posibles proveedores del agua terrestre. La clave para establecer una relación definitiva entre el agua terrestre y cometaria se halla en la relación entre el hidrógeno y el deuterio -un isótopo del hidrógeno cuyo núcleo está formado por un protón y un neutrón, a diferencia del hidrógeno que carece de neutrón-. Esta relación es importante porque, según los modelos de formación y evolución temprana del Sistema Solar, debería cambiar con la distancia al Sol y con el tiempo a lo largo de los primeros millones de años. Así, comparando la relación hidrógeno/deuterio del agua terrestre con la de distintos cuerpos celestes puede determinarse hasta qué punto cada tipo de objeto ha contribuido a la formación de los océanos.
Y, en tanto que el agua estudiada en los asteroides sí que resulta compatible con la de los océanos terrestres, de los once cometas en los que ha podido estudiarse la relación hidrógeno/deuterio solo uno, el 103P/Hartley 2, apuntaba a una posible contribución de los cometas al agua terrestre. En ese sentido era muy interesante una medición de este parámetro por Rosetta, que ha mostrado que el agua del cometa 67P no solo muestra una relación hidrógeno/deuterio tres veces mayor que el agua de nuestros océanos (y que Hartley 2, un cometa de su misma familia), sino que además es superior a la medida en los cometas de largo periodo, procedentes de la nube de Oort. Este resultado no solo favorece la hipótesis que afirma que fueron los asteroides quienes más contribuyeron al agua terrestre y que la contribución (al menos la de los cometas de corto periodo) fue mínima, sino que también apunta a que los cometas de la familia de Júpiter quizá se formaron en un rango de distancias mucho más amplio de lo que se pensaba hasta ahora (ver recuadro en la página anterior).
Donde sí se ha hallado una relación entre los cometas y nuestro planeta es en el contenido de gases nobles, más específicamente xenón. De hecho, el hallazgo de xenón establece un enlace claro entre los cometas y nuestra atmósfera: el tipo de xenón hallado en el cometa 67P se asemeja a lo que se conoce como U-xenón, la mezcla primordial que los científicos piensan que llegó a la Tierra durante las primeras etapas del Sistema Solar.
El xenón es un gas incoloro e inodoro que se produce en diversos procesos estelares, como las explosiones de supernova o la fusión de estrellas de neutrones, que dan lugar a distintos isótopos. Como el resto de gases nobles, el xenón no interacciona con otros compuestos químicos, de modo que constituye un buen trazador del origen del material que compone el Sistema Solar y se ha medido su abundancia en entornos como la atmósfera de Marte, los meteoritos, el viento solar o la propia atmósfera terrestre.
La mezcla de xenón que existe en nuestra atmósfera a día de hoy muestra una mayor abundancia de isótopos pesados que ligeros, lo que se debe a que estos segundos escapan al espacio con mayor facilidad. Corrigiendo este efecto de escape se calculó cómo debía ser la mezcla primigenia de xenón presente en la Tierra, que se conoce como U-xenón y que contenía una mezcla de isótopos ligeros parecida a la del viento solar o de los asteroides pero con bastantes menos isótopos pesados. Una posible explicación a esta diferencia reside en que el U-xenón terrestre no procede directamente de la nebulosa solar, sino que fue modificado en etapas posteriores por impactos de cometas.
La búsqueda de xenón en 67P era, en este contexto, un objetivo prioritario, aunque arriesgado: el estudio de los distintos isótopos requería que Rosetta se acercara, durante un periodo de tres semanas, a una distancia de entre cinco y ocho kilómetros del núcleo cometario. Esto pudo lograrse en mayo de 2016, nueve meses después del perihelio del cometa (y pasado el pico de actividad), y el análisis mostró que la mezcla de isótopos de xenón en 67P era diferente a la del viento solar y a la de la atmósfera terrestre, pero que sin embargo estaba cercana a la mezcla de la Tierra primigenia. De hecho, el estudio de los datos de Rosetta ha permitido establecer la primera relación cuantitativa entre los cometas y la atmósfera de la Tierra: se estima que el 22% del xenón presente en la Tierra primitiva procedía de los cometas, mientras que el resto provendría de los asteroides. Además, la diferente mezcla de xenón hallada en los cometas y en otras regiones del Sistema Solar apunta a  que la nube protosolar que dio lugar al Sol, los planetas y los cuerpos menores presentaba una composición química poco homogénea (un resultado que confirmarían otros datos de Rosetta, como el de la relación deuterio/hidrógeno del agua o las abundancias de silicio, también distintas a las medidas en otras regiones del Sistema Solar).

Con los compuestos analizados hasta ahora llevamos un empate en lo que se refiere a la posible influencia de los cometas en la evolución de nuestro planeta: sí afectaron a la atmósfera pero no (o no mayormente) a los océanos. Y el desempate llega con otra de las razones primordiales por la se estudian estos cuerpos helados, y que planteó un bioquímico español, Juan Oró, en 1961: se conocía que los cometas son ricos en agua y carbono, y podrían haber constituido la fuente de moléculas basadas en la química del carbono, como los aminoácidos. Así, las moléculas precursoras de la vida en nuestro planeta podrían proceder de las regiones externas del Sistema Solar.
Y Rosetta ha aportado valiosa información al respecto. La misión ha realizado la primera detección inequívoca de glicina en un cometa (la misión Stardust mostró indicios de la existencia de glicina en el cometa Wild 2, pero las muestras pudieron haberse contaminado). La glicina es el único aminoácido que no requiere un medio acuoso para su formación, y su detección resulta difícil porque pasa a estado gaseoso a altas temperaturas (unos 150 grados), algo poco habitual en los cometas. Rosetta no solo ha realizado varias detecciones, sino que ha puesto en evidencia una relación entre la glicina y el polvo, que sugiere que posiblemente se libera cuando el manto helado de los granos de polvo se calienta en la coma del cometa.
Rosetta también ha hallado, en el cometa 67P, multitud de moléculas orgánicas así como fósforo, uno de los elementos clave en los organismos vivos (se halla en las membranas de las células y también en los ácidos nucleicos, ADN y ARN), lo que apoya la teoría de que, en efecto, los cometas surtieron a la Tierra primigenia de moléculas clave para la química prebiótica.

III. La actividad cometaria

Los cometas adquieren su apariencia característica cuando se aproximan al Sol, los hielos subliman y emergen la coma y la cola. Esto es lo que se conoce como actividad cometaria, que muestra una evolución creciente según disminuye la distancia al Sol, y también episodios aislados y más violentos de actividad, en los que el brillo del cometa se intensifica súbitamente.
La misión Rosetta proporcionó datos sobre la actividad de 67P antes de lo previsto, ya que detectó indicios de actividad cuando el cometa se hallaba a más de seiscientos millones de kilómetros del Sol (más de cuatro veces la distancia entre la Tierra y el Sol), una distancia mucho mayor de lo esperado. Su posición, en órbita en torno al cometa, hizo realidad un deseo de los expertos en cometas, ya que cuando comienza la actividad el núcleo suele quedar oculto tras la coma y solo gracias a Rosetta hemos podido vislumbrar qué le ocurre cuando aumenta la temperatura en su acercamiento al Sol.
Las semanas anteriores o posteriores al perihelio, o región de la órbita más cercana al Sol, constituyen un momento culminante de actividad, y el análisis de los cambios que la superficie del cometa 67P Churyumov-Gerasimenko ha sufrido en esta fase apunta a un pasado más activo. La cámara OSIRIS, a bordo de la misión Rosetta, pudo fotografiar todo el proceso de actividad de 67P desde su despertar, en mayo de 2014, hasta el máximo acercamiento al Sol, que tuvo lugar en agosto de 2015, y en su progresivo distanciamiento del mismo.
Y la comparación de las imágenes obtenidas a lo largo de dos años, que cubren escalas de metros o incluso menos, ha permitido analizar qué cambios se han producido en la superficie del cometa en su viaje alrededor del Sol.
Entre los cambios destacan el derrumbamiento de paredes de roca en varias regiones, la prolongación unos treinta metros de la fractura de más de medio kilómetro de largo que atraviesa el cuello del cometa y la formación de otras más pequeñas paralelas a esta, o el desplazamiento de grandes masas rocosas: en la región de Khonsu, una roca de más de veinte metros de lado y con un peso equivalente en la Tierra de doscientos cincuenta kilos se movió unos ciento cuarenta metros, posiblemente debido a eventos explosivos ocurridos en el entorno.

Además, se ha observado el transporte de material no consolidado en la superficie del cometa, que ha dejado al descubierto terrenos antes ocultos: por ejemplo, en la región de Imhotep se desvelaron unas estructuras circulares que en las imágenes de 2014 aparecían cubiertas, y que resultan similares a otras que aparecieron y desaparecieron en la región de Hapi y que parecen un indicio de la erosión de materiales -de hecho, el retorno a las condiciones iniciales ha sido frecuente en varios de los cambios observados-. Incluso, se ha documentado por primera vez una relación inequívoca entre un estallido y el derrumbamiento masivo de un acantilado.
Sin embargo, todos los cambios resultan locales y no han afectado a los grandes accidentes geográficos de 67P, lo que indica que la orografía del cometa se fraguó en una etapa anterior en su historia. Se sabe que la interacción gravitatoria de Júpiter ha modificado al menos dos veces la órbita de 67P, en 1940 y en 1959, en las que la distancia mínima al Sol pasó de ser 600 millones de kilómetros (insuficiente para activar el cometa) a 410 y 186 millones de kilómetros respectivamente.
Los investigadores creen que los grandes relieves de 67P pudieron formarse bien en órbitas anteriores en esta misma configuración orbital, o bien en épocas aún más pretéritas, pero sin duda el cometa vivió en su pasado un periodo de actividad mucho más intenso del que ha podido documentar la misión Rosetta.
 

Los “pozos” de 67P

En 1988 se hallaron, en el núcleo del cometa Halley, unas cavidades circulares y profundas similares a pozos naturales. El origen de estas estructuras, habituales en los cometas, se ha discutido durante décadas. Las observaciones del cometa 67P permitieron detectar actividad en los pozos cometarios por primera vez y sugerir el mecanismo que los produce.
Se hallaron dieciocho pozos solo en el hemisferio norte del cometa 67P, con medidas de entre decenas y cientos de metros de diámetro y varios cientos de metros de profundidad. Su análisis permitió descartar tanto procesos de sublimación normales como eventos explosivos, y se planteó un nuevo mecanismo, denominado “colapso de sumidero” (sinkhole collapse), que sugiere  la existencia de cavidades situadas entre cien y doscientos metros bajo la superficie del cometa y cuyo techo termina por derrumbarse. Así se crea un pozo profundo y circular, en cuyas paredes queda expuesto material no procesado que comienza a sublimar y produce los chorros observados.
Aunque el colapso es repentino, la cavidad puede datar de la formación del núcleo cometario o deberse a la sublimación de hielos más volátiles que el de agua, como el de monóxido o dióxido de carbono, o a la existencia de una fuente de energía interna que desencadene la sublimación.

¿Son las paredes fracturadas el origen de los chorros?

La misión Giotto mostró, en 1986, que la actividad del cometa Halley no se hallaba distribuida a lo largo de toda la superficie del núcleo cometario, sino que la mayor parte de este se mostraba oscuro e inactivo en tanto que, en diversas regiones, se observaban intensas y localizadas eyecciones de gas y polvo. Estos chorros han sido estudiados desde entonces pero aún no se había determinado el mecanismo que los produce. Meticulosas observaciones de los chorros del hemisferio norte en el cometa 67P asocian estos fenómenos con “acantilados” o paredes fracturadas (entre ellos los de los pozos anteriormente descritos), y se ha descrito un posible escenario para el desencadenamiento de los chorros.
En un primer momento, y debido a procesos mecánicos o térmicos, aparecen fracturas, que se propagan hacia el interior y permiten que el calor penetre en regiones protegidas, hasta alcanzar los compuestos volátiles antes aislados. El hielo comienza a sublimar y escapa a través de las fracturas, que concentran el escape y aumentan la presión del gas hasta que este comienza a arrastrar partículas de polvo a su paso, lo que genera los chorros. Todo este proceso debilita la pared, que termina por derrumbarse, lo que se ajusta a las observaciones ya que las regiones activas muestran bloques o restos de los posibles derrumbamientos.

IV. 67P por dentro: ¿es de verdad prístino?

La misión Rosetta ha producido los mejores datos jamás obtenidos sobre un núcleo cometario, unos datos que han permitido determinar por primera vez de forma directa su densidad, caracterizar en detalle las diferentes regiones de su superficie o estudiar cómo se desencadena la actividad que genera la envoltura (o coma) y las colas de los cometas.  
Una de esas cuestiones fundamentales es la estructura interna de los núcleos cometarios, que requiere conocer su densidad, una magnitud que hasta ahora solo se conocía por estimaciones indirectas. La misión Rosetta ha logrado determinar de forma directa la densidad de 67P, un cuerpo la mitad de denso que el agua y que, dado su tamaño, debe de estar vacío en un 80%. Ahora, ¿cómo es 67P por dentro? Era muy importante determinar si esa porosidad es producto de grandes huecos o puede acotarse a escalas pequeñas, lo que enlaza con la cuestión fundamental de si verdaderamente los cometas son cuerpos primigenios.
La propia forma del cometa, cuya estructura bilobulada recuerda a un patito de goma, aportó una importante pista. Si bien al principio se barajó la opción de que la región entre los lóbulos (también conocida como “cuello” del cometa) fuera producto de la erosión, finalmente se concluyó que el cometa surgió por la fusión de dos objetos independientes durante la formación del Sistema Solar. Y una fusión podría suponer altas temperaturas y procesamiento de material, pero las evidencias apuntan a una fusión lenta (de hecho, se trata de la primera firma de una interacción no violenta entre dos cuerpos de nuestro sistema planetario).
Cada uno de los lóbulos muestra estratos de material muy uniformes, lo que apunta a que se formaron por acumulación de material en la misma región antes de fusionarse. Un trabajo realizado con datos de la misión ha ahondado aún más en ese proceso de formación y plantea que los fragmentos de hasta un kilómetro se formaron durante los primeros cuatro millones de años mediante un acrecimiento de cometesimales a una velocidad inferior a dos metros por segundo, un crecimiento que permite la acumulación de material sin pérdida de compuestos volátiles. En una segunda fase estos fragmentos se apilarían también lentamente (a una velocidad máxima de cincuenta metros por segundo) y formarían capas mediante compresión suave. Aunque la superficie del cometa mostró una dureza superior a la esperada y se comprobó que había sufrido modificaciones por el calor (lo que descarta que se trate de material prístino), los pozos fotografiados por Rosetta -de hasta cien metros de profundidad y anchura- permitieron observar las regiones internas y hallar lo que se denominó “carne de gallina”, y que se refiere a un tipo de terreno cubierto de abombamientos esféricos de unos tres metros de diámetro cuyo tamaño coincide con lo que, se cree, serían los cometesimales más resistentes de la primera fase de acrecimiento (es decir, los primeros ladrillos del núcleo cometario).
La propia densidad del cometa, excepcionalmente baja, sugiere que el núcleo creció de forma tranquila y sin impactos, o de otro modo un material tan frágil se hubiera compactado más. De hecho, las observaciones de Rosetta apuntan a que 67P se formó en condiciones muy frías y a que su procesado ha sido mínimo, al contrario de lo que ocurre con los objetos transneptunianos (o TNOs), también cuerpos menores del Sistema Solar situados en una región más allá de Neptuno que sí parecen haber sufrido modificaciones debido al calor. Esta diferencia impuso una revisión de los modelos existentes sobre la formación de objetos en las fases iniciales de la formación del Sistema Solar y se ha propuesto una hipótesis que plantea que los grandes objetos transneptunianos se formaron rápidamente durante el primer millón de años de la nebulosa solar, durante los que existían corrientes de gas que aceleraron el crecimiento hasta tamaños de cuatrocientos kilómetros. Una vez agotado el gas (dos millones de años después), y a lo largo de un periodo mucho mayor (unos cuatrocientos millones de años), estos objetos siguieron creciendo agregando material sólido mientras su interior se compactaba, y algunos alcanzaron tamaños como el de Plutón.
En cambio, los cometas siguieron una senda evolutiva diferente y, en cierto sentido, crecieron a la sombra de los TNOs. Una vez concluida la primera fase rápida de acrecimiento, los restos helados y pequeños fragmentos que quedaron en las regiones externas de la nebulosa solar fueron agregándose despacio, formando cometesimales de hasta unos cinco kilómetros de tamaño en el tiempo que tardó en agotarse el gas. Los grandes TNOs ejercieron, además, su influencia gravitatoria en los cuerpos y el material sobrante de su entorno, lo que permitió que los cometas acumularan materia más rápidamente a lo largo de los siguientes veinticinco millones de años (formando sus capas más externas) y que se produjera la fusión de algunos objetos mayores, como la que dieron lugar al cometa 67P.
Otra evidencia que apunta a que el material que formó 67P no sufrió grandes modificaciones son unos granos polvo detectados por Rosetta. Se trata de agregados de partículas submilimétricas con una densidad parecida a la del aire, un tamaño máximo de pocos milímetros y una distribución homogénea a lo largo de todo el cometa. Este tipo de agregados, muy ligeros y frágiles, se relacionan con el polvo interestelar y podrían constituir el componente verdaderamente primigenio, existente en la nebulosa solar incluso antes del nacimiento del Sol, que permaneció alejado de cualquier procesamiento antes de comenzar a aglomerarse para formar el cometa 67P.
Así que parece que sí: el interior de 67P es prístino.

V. El fin

En septiembre de 2016, algo más de un año después del perihelio, la nave Rosetta ya apenas recibía energía solar para seguir operando (su única fuente de alimentación eran los paneles solares), de modo que se llevó a cabo una maniobra de descenso controlado sobre el cometa. Pero este gran final tuvo lugar con la mayoría de instrumentos en activo, de modo que esos últimos momentos permitieron estudiar el cometa desde una proximidad única. Así nos despedimos de una misión verdaderamente histórica, cuyos datos aún siguen produciendo resultados y que, además, estuvo acompañada de un excelente programa de difusión de resultados que sigue disponible en el blog de la misión (blogs.esa.int/rosetta). Y de una serie de dibujos animados que convirtieron a Rosetta y al módulo Philae en dos criaturas tiernísimas de quienes nos costó despedirnos.

El Instituto de Astrofísica de Andalucía participó en dos de los once instrumentos a bordo de la nave, la cámara OSIRIS y el instrumento para el análisis de polvo GIADA, y está participando activamente en la obtención de resultados científicos de la misión.


Baile de planetas en el pasado del Sistema Solar

Los lugares que ocupan los cuerpos del Sistema Solar son distintos que los que ocuparon durante su formación. Según el modelo más ampliamente extendido (el modelo de Niza), los planetas gigantes gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno), se formaron más cerca del Sol y en una distribución más compacta que la actual: al poco de disiparse el gas y el polvo del disco protoplanetario, los gigantes gaseosos se hallaban agrupados a una distancia del Sol de entre 5,5 y 17 Unidades Astronómicas, o UAs (una UA es equivalente a la distancia de la Tierra al Sol, o 150 millones de kilómetros), en tanto que a día de hoy esa distancia se sitúa entre las 5 UAs a las que se encuentra Júpiter y las 30 UAs de Neptuno.

Más allá de los gigantes gaseosos, entre las 15 y las 30 UAs, existía un enjambre de pequeños objetos rocosos y helados con una masa total equivalente a unas treinta y cinco veces el planeta Tierra, cuya interacción con el más distante de los planetas gigantes produjo una serie de movimientos encadenados. En un momento dado, las órbitas de Júpiter y Saturno entraron en resonancia, lo que desestabilizó todo el sistema, provocando que Urano y Neptuno intercambiaran posiciones y se desplazaran a distancias mayores del Sol, y que los pequeños cuerpos helados alcanzaran distancias aún mayores (esta evolución dinámica implicó también que algunos se desviaran hacia las regiones internas del Sistema Solar, lo que sería el origen del Gran Bombardeo Tardío).
Así, por una serie de carambolas, los cometas de largo periodo (los procedentes de la nube de Oort) se formaron en realidad mucho más cerca del Sol, en la región que hoy ocupan Urano y Neptuno, en tanto que los de corto periodo muy posiblemente se originaron más allá de Neptuno.