Teoría del BIG BANG

A pesar de que el modelo del Big Bang o La Gran Explosion, es un modelo teórico que sus observaciones fueron bastante robustas y ampliamente aceptadas entre la comunidad científica, hay algunos aspectos que todavía quedan por resolver:

§  Se desconoce qué ocurrió en los primeros instantes tras el Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio del universo temprano, una de cuyas metas es encontrar la explicación a una posible unificación de las cuatro fuerzas fundamentales (fuerte, débil, electromagnética y gravitacional).
§  No existe un modelo definitivo de la formación de las estructuras actuales, a partir del Big Bang. La respuesta se busca mediante el estudio de la formación y evolución de las galaxias y la inflación cósmica.
§  Queda por saber a qué se debe el hecho de que el universo se expanda con aceleración.
§  No se sabe cuál es el destino final del universo.
§  Se desconoce en su mayor parte la naturaleza de la materia oscura y la energía oscura.
§  En el momento después del Big Bang las partículas elementales aparecieron, los quarks arriba en los protones y los quarks abajo en los neutrones, y no se conoce la proporción entre protones y neutrones, estas particulas estan hechas por dos quarks con la misma carga eléctrica, no se habrían podido unir gracias a la interacción electromagnética, es inútil recurrir a la interacción nuclear fuerte, pues ésta solo tiene un alcance del tamaño máximo de un núcleo atómico y además porque la interacción electromagnética tiene un alcance gigantesco y si el universo se agrandó en un solo segundo cien octillones de veces, en este brevísimo lapso de tiempo la interacción nuclear fuerte no podría unir la casi totalidad (si no es la totalidad) de los quarks.
 Curiosamente, la expresión Big Bang proviene -a su pesar- del astrofísico inglés Fred Hoyle, uno de los detractores de esta teoría y, a su vez, uno de los principales defensores de la teoría del estado estacionario, quien en 1949, durante una intervención en la BBC dijo, para mofarse, que el modelo descrito era sólo un big bang (gran explosión). No obstante, hay que tener en cuenta que en el inicio del Universo ni hubo explosión ni fue grande, pues en rigor surgió de una «singularidad» infinitamente pequeña, seguida de la expansión del propio espacio.La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo.Una consecuencia de todos los modelos de Big Bang es que, en el pasado, el Universo tenía una temperatura más alta y mayor densidad y, por tanto, las condiciones del Universo actual son muy diferentes de las condiciones del Universo pasado. A partir de este modelo, George Gamow en 1948 pudo predecir que debería de haber evidencias de un fenómeno que más tarde sería bautizado como radiación de fondo de microondas Breve historia de su génesis y desarrollo.Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, con diversos estudios, han ido construyendo el camino que lleva a la génesis de esta explicación. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante. Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente. En 1948, el físico ucraniano nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang). Recientemente, ingenios espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión primigenia.De acuerdo con la teoría, un universo homogéneo e isótropo lleno de materia ordinaria, podría expandirse indefinidamente o frenar su expansión lentamente, hasta producirse una contracción universal. El fin de esa contracción se conoce con un término contrario al Big Bang: el Big Crunch o 'Gran Colapso' o un Big Rip o Gran desgarro. Si el Universo se encuentra en un punto crítico, puede mantenerse estable ad eternum. Muy recientemente se ha comprobado que actualmente existe una expansión acelerada del universo hecho no previsto originalmente en la teoría y que ha llevado a la introducción de la hipótesis adicional de la energía oscura (este tipo de materia tendría propiedades especiales que permitirían comportar la aceleración de la expansión).La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica. El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología, sin considerar la constante cosmológica, fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.Entre 1927 y 1930, el sacerdote belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomoprimigenio, lo que más tarde se denominó "Big Bang".En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que lasnebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble.Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos. Antes de finales de los años sesenta, muchos cosmólogos pensaban que la singularidadinfinitamente densa del tiempo inicial en el modelo cosmológico de Friedman era una sobreidealización, y que el Universo se contraería antes de empezar a expandirse nuevamente. Ésta es la teoría de Richard Tolman de un Universo oscilante. En los años1960, Stephen Hawking y otros demostraron que esta idea no era factible, y que la singularidad es un componente esencial de lagravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar la teoría del Big Bang, según la cual el Universo que observamos se inició hace un tiempo finito.Prácticamente todos los trabajos teóricos actuales en cosmología tratan de ampliar o concretar aspectos de la teoría del Big Bang. Gran parte del trabajo actual en cosmología trata de entender cómo se formaron las galaxias en el contexto del Big Bang, comprender lo que allí ocurrió y cotejar nuevas observaciones con la teoría fundamental.A finales de los años 1990 y principios del siglo XXI, se lograron grandes avances en la cosmología del Big Bang como resultado de importantes adelantos en telescopía, en combinación con grandes cantidades de datos satelitales de COBE, el telescopio espacial Hubble y WMAP. Estos datos han permitido a los cosmólogos calcular muchos de los parámetros del Big Bang hasta un nuevo nivel de precisión, y han conducido al descubrimiento inesperado de que el Universo está en aceleración.        

Descripción del Big Bang.

 Michio Kaku ha señalado cierta paradoja en la denominación big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.Basándose en medidas de la expansión del Universo utilizando observaciones de las supernovas tipo 1a, en función de la variación de la temperatura en diferentes escalas en la radiación de fondo de microondas y en función de la correlación de las galaxias, la edad del Universo es de aproximadamente 13,7 ± 0,2 miles de millones de años. Es notable el hecho de que tres mediciones independientes sean consistentes, por lo que se consideran una fuerte evidencia del llamado modelo de concordancia que describe la naturaleza detallada del Universo.El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea eisótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentandocambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua, pero relacionados con las partículas elementales.Aproximadamente 10^-35 segundos después del tiempo de Planck un cambio de fase causó que el Universo se expandiese de forma exponencial durante un período llamado inflación cósmica. Al terminar la inflación, los componentes materiales del Universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, en donde todas las partes que lo formaban estaban en movimiento en forma relativista. Con el crecimiento en tamaño del Universo, la temperatura descendió, y debido a un cambio aún desconocido denominadobariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron en bariones tales como el protón y el neutrón, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos cambios de fase, que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a las fuerzas fundamentales de la física y a las partículas elementales. Más tarde, protones y neutrones se combinaron para formar los núcleos de deuterio y de helio, en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. Al enfriarse el Universo, la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (mayoritariamente de hidrógeno). Por eso, la radiación se desacopló de los átomos y continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Ésta es la radiación de fondo de microondas.Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.Más misterios aparecen cuando se investiga más cerca del principio, cuando las energías de las partículas eran más altas de lo que ahora se puede estudiar mediante experimentos. No hay ningún modelo físico convincente para el primer 10^-33 segundo del universo, antes del cambio de fase que forma parte de la teoría de la gran unificación. En el "primer instante", la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad gravitacional en donde las densidades son infinitas. Para resolver esta paradoja física, hace falta una teoría de la gravedad cuántica. La comprensión de este período de la historia del universo figura entre los mayores problemas no resueltos de la física.

Cosmología

COSMOLOGÍALa cosmología es el estudio del universo en su conjunto, en el que se incluyen teorías sobre su origen, su evolución, su estructura a gran escala y su futuro.Aunque la palabra «cosmología» fue utilizada por primera vez en 1730 en la Cosmología generalis de Christian Wolff, el estudio científico del universo tiene una larga historia, que involucra a la física, la astronomía, la filosofía, el esoterismo y la religión.
CONCEOCIONES ACTUALESEl nacimiento de la cosmología moderna puede situarse en 1700 con la hipótesis de que las estrellas de la Vía Láctea pertenecen a un sistema estelar de forma discoidal, del cual el propio Sol forma parte; y que otros cuerpos nebulosos visibles con el telescopio son sistemas estelares similares a la Vía Láctea, pero muy lejanos.
§  1965. Arno Penzias y Bob Wilson de los laboratorios Bell Telephone descubren la señal de radio que fue rápidamente interpretada como la radiación de fondo de microondas que supondría una observación crucial que convertiría al modelo del Big Bang (o de la Gran Explosión) en el modelo físico estándar para describir el universo. Durante el resto del siglo XX se produjo la consolidación de este modelo y se reunieron las evidencias observacionales que establecen los siguientes hechos fuera de cualquier duda razonable:
§  El universo está en expansión, en el sentido de que la distancia entre cualquier par de galaxias lejanas se está incrementando con el tiempo.
§  La dinámica de la expansión está con muy buena aproximación descrita por la teoría general de la relatividad de Einstein.
§  El universo se expande a partir de un estado inicial de alta densidad y temperatura donde se formaron los elementos químicos ligeros, estado a veces denominado Big Bang o Gran Explosión.

Einstein tenía razón: el Universo es plano

de JOSÉ MANUEL NIEVES / MADRID
Día 25/11/2010 - 11.06h

Una vieja idea desechada por Einstein podría contener las claves para resolver uno de los mayores misterios científicos de la actualidad: la razón por la que el universo se sigue expandiendo cada vez a más velocidad, algo que sucede a pesar de la acción de la gravedad, una fuerza que tiende a unir, y no a separar, los objetos que podemos ver en el firmamento. Ahora, Christian Marinoni y Adeline Buzzi, dos físicos de la Universidad de Provence, en Francia, han llegado a la conclusión de que la "constante cosmológica" de Einstein, una especie de fuerza repulsiva que se opone a la gravedad, es la mejor manera de explicar la energía oscura, la principal sospechosa de la aceleración del universo. Marinoni y Buzzi, que acaban de publicar su trabajo en Nature, han llegado, además, a la conclusión de que vivimos en un universo plano.

NATURE
Los científicos examinaron 500 parejas de galaxias
En el año 1917, Albert Einstein insertó en su teoría general de la relatividad un factor de corrección, que llamó constante cosmológica, para forzar a sus ecuaciones a predecir el universo estacionario (es decir, inmutable) en el que él creía. La constante cosmológica era una especie de fuerza repulsiva opuesta a la gravedad, algo necesario, pensaba Einstein, para que el universo fuera estable y no terminara colapsándose sobre sí mismo debido a la acción gravitatoria de la materia que contiene.
Sin embargo, apenas dos años después, en 1919, el astrónomo Edwin Hubble demostró que, lejos de colapsarse, el universo seguía, de hecho, expandiéndose, haciéndose cada vez más y más grande. Y la materia contenida por él, en lugar de ir juntándose, se estaba separando. Einstein desechó, por tanto, su constante cosmológica, que llegó incluso a considerar como el "mayor error" de su vida. Un "error", sin embargo, del que ahora los científicos dependen para intentar explicar el universo en que vivimos.
La energía oscura
En efecto, y muchos años después de que Hubble realizara su trascendental descubrimiento, se hizo evidente otro hecho descorazonador: el universo no solo se está expandiendo, sino que el ritmo de esa expansión se está acelerando. Es decir, que la velocidad de expansión no es constante, sino que aumenta con el tiempo. ¿Qué fuerza descomunal es capaz de oponerse a la gravedad y conseguir un efecto semejante? Hasta ahora, la Ciencia no ha podido dar una respuesta a esta cuestión.
Lo que sí se sabe es que, para que la gravedad pudiera frenar la expansión, debería de existir muchísima más materia de la que podemos ver. Toda la materia ordinaria, la que forma galaxias, estrellas y planetas, apenas si da cuenta de un 4% de la masa total del universo. Otro 23 % de esa masa está formado por materia oscura, una misteriosa clase de materia que no brilla y que, por tanto, no podemos ver. Y el 73% restante está constituido por algo que, a falta de una definición mejor, los científicos han llamado "energía oscura". Una extraña fuerza que, de alguna manera, sería la responsable de la actual aceleración del universo.
Para llevar a cabo su estudio, Marinoni y Buzzi han desarrollado un sencillo método que les ha permitido medir la "geometría" del universo. Un método basado en la observación de 500 parejas de galaxias distantes y que les ha permitido medir cuál es la curvatura del espacio.
¿Curvo o plano?
¿Pero cuál es exactamente la geometría del universo? ¿Vivimos dentro de una especie de esfera de múltiples dimensiones o se trata más bien de un tejido espaciotemporal que se curva suavemente y sin llegar nunca a cerrarse sobre sí mismo? ¿O puede que incluso no se curve en absoluto y que en realidad habitemos en un universo plano? La cuestión, uno de los mayores interrogantes de la Cosmología, tiene para nosotros implicaciones muy concretas y que van mucho más allá de ser simples cuestiones teóricas. De hecho, la geometría del universo influye de forma decisiva en los objetos que observamos.
En un espacio curvo o esférico, la luz que nos llega de galaxias o estrellas lejanas se deforma durante su largo viaje, de manera que la imagen que vemos no se corresponde con la realidad, sino que está distorsionada. Sería, en cierta medida, igual que mirarnos sobre la superficie de una bola metálica y ver nuestro rostro completamente deformado. En un espacio plano, sin embargo, esa distorsión no existiría y nos permitiría ver los objetos celestes tal y como son.
Pero, ¿cómo saber cuál de las posibilidades es la correcta? Hasta ahora, los científicos han buscado la respuesta estudiando hasta la saciedad las propiedades y las características de la luz que nos llega de las estrellas, el único vínculo físico que nos une a ellas.
Estudiando al detalle esa luz, examinándola fotón a fotón, ha sido posible averiguar, por ejemplo, si el objeto que la emite se acerca o se aleja de nosotros, y a qué velocidad. O incluso conocer los elementos químicos que contiene la fuente emisora de esa luz, permitiéndonos averiguar la composición de estrellas o planetas lejanos, a pesar de las enormes distancias que nos separan. Lo que no podemos saber es hasta qué punto esa luz se ha deformado durante su viaje y, por lo tanto,hasta qué punto es real, o no, lo que estamos viendo.
Sí que sabemos, por ejemplo, que la longitud de onda de un rayo de luz se deforma con el movimiento, hacia la parte roja del espectro electromagnético (corrimiento hacia el rojo) o hacia la parte azul, según si el objeto emisor se está alejando o acercándose. Y también sabemos que los rayos luminosos sufren alteraciones al pasar cerca de fuertes campos gravitatorios, como galaxias o agujeros negros.
Los modernos instrumentos de observación son capaces, sin embargo, de corregir electrónicamente esas distorsiones y presentarnos la luz como si éstas nunca se hubieran producido. Pero calcular cómo afecta a la luz la geometría misma del universo es una cosa completamente diferente.
500 parejas de galaxias
"El aspecto más interesante de nuestro trabajo -explica Marinoni- es que no existen datos previos que podamos utilizar". Lo cual significa que sus hallazgos no dependen de cálculos ajenos y que podrían estar equivocados. Los investigadores, pues, decidieron intentar explicar la energía oscura estudiando la geometría del universo. Y es que la geometría del espacio tiempo puede distorsionar, como hemos visto, las imágenes que recibimos de las estructuras que se encuentran en él.
Por eso, los científicos decidieron buscar pruebas de esas distorsiones observando 500 parejas de galaxias distantes en órbita la una alrededor de la otra. Usando las magnitudes de las distorsiones observadas, Marinoni y Buzzi fueron trazando la forma que tiene el tejido espacio temporal. Una forma que, según han podido determinar,refuerza la posibilidad de que vivamos en un universo plano. Y si vivimos en un universo plano, la vieja idea einsteniana de la constante cosmológica volvería a cobrar fuerza. Tanto, que incluso podría ser la llave que estamos buscando para comprender la energía oscura.

NUESTRO UNIVERSO

Una pequeña introducción....

Características del sistema solar: METEORITOS

Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de un planeta debido a que no se desintegra por completo en la atmósfera. La luminosidad dejada al desintegrarse se denomina meteoro.
El término meteoro proviene del griego meteoron, que significa "fenómeno en el cielo". Se emplea para describir el destello luminoso que acompaña la caída de materia del sistema solar sobre la atmósfera terrestre. Dicho destello se produce por la incandescencia temporal que sufre el meteoroide a causa de la presión de choque (el aire atmosférico se comprime al chocar con el cuerpo y, al aumentar la presión, aumenta la temperatura, que se transfiere al meteoroide), no de la fricción. Esto ocurre generalmente a alturas entre 80 y 110 kilómetros (50 a 68 millas) sobre la superficie de la Tierra.
Este término se emplea también en la palabra meteoroide con la que nos referimos a la propia partícula sin ninguna relación con el fenómeno que produce cuando entra en la atmósfera de la Tierra. Un meteoroide es materia que gira alrededor del Sol o cualquier objeto del espacio interplanetario que es demasiado pequeño para ser considerado como un asteroide o un cometa. Las partículas que son más pequeñas todavía reciben el nombre de micrometeoroides o granos de polvo estelar, lo que incluye cualquier materia interestelar que pudiera entrar en el sistema solar. Un meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de la Tierra sin que se haya vaporizado completamente.
Se denominará bólido a aquellos meteoros cuya luminosidad sea superior a la del Planeta Venus (magnitud -4).
Generalmente, un meteorito en la superficie de cualquier cuerpo celeste es un objeto que ha venido desde otra parte del espacio. Los meteoritos también se han encontrado en la Luna y Marte.
Los meteoritos cuya caída se produce delante de testigos o que se logran recuperar instantes después de ser observados durante su tránsito en la atmósfera son llamados 'caídas'. El resto de los meteoritos se conocen como hallazgos. A la fecha (mediados de 2006), existen aproximadamente 1050 caídas atestiguadas que produjeron especímenes en las diversas colecciones del mundo. En contraste, existen más de 31.000 hallazgos de meteoritos bien documentados.
Los meteoritos se nombran siempre como el lugar en donde fueron encontrados, generalmente una ciudad próxima o alguna característica geográfica. En los casos donde muchos meteoritos son encontrados en un mismo lugar, el nombre puede ser seguido por un número o una letra (ejemplo: Allan Hills 84001 o Dimmitt (b)).

Características del sistema solar: COMETAS.

DEFINICIÓN DE COMETA.

 Los cometas son cuerpos celestes constituidos por hielo y rocas que orbitan el Sol siguiendo diferentes trayectorias elípticas, parabólicas o hiperbólicas. Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites, forman parte del Sistema Solar. La mayoría de estos cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10 UA) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada  coma o cabellera. Esta coma está formada por gas y polvo. Conforme el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la cola característica. La cola está formada por polvo y el gas del coma ionizado.
Fue después del invento del telescopio cuando los astrónomos comenzaron a estudiar a los cometas con más detalle, advirtiendo entonces que la mayoría de estos tienen apariciones periódicas. Edmund Halley fue el primero en darse cuenta de esto y pronosticó en 1705 la aparición del cometa Halley en 1758, para el cual calculó que tenía un periodo de 76 años. Sin embargo, murió antes de comprobar su predicción. Debido a su pequeño tamaño y órbita muy alargada, solo es posible ver los cometas cuando están cerca del Sol y por un periodo corto de tiempo.
Los cometas son generalmente descubiertos visual o fotográficamente usando telescopios de campo ancho u otros medios de magnificación óptica, tales como los binoculares. Sin embargo, aun sin acceso a un equipo óptico, es posible descubrir un cometa rasante solar en línea si se dispone de una computadora y conexión a Internet. En los años recientes, el Observatorio Rasante Virtual de David (David J. Evans) (DVSO) le ha permitido a muchos astrónomos aficionados de todo el mundo descubrir nuevos cometas en línea (frecuentemente en tiempo real) usando las últimas imágenes del Telescopio Espacial SOHO.
  ORÍGEN DE LOS COMETAS.Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la Nube de Oort, situada entre 50.000 y 100.000 UA del Sol, y el Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita de Neptuno.
Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la Nube de Oort, que lleva el nombre del astrónomo Jan Hendrik Oort. Esto significa que muchos de los cometas que se acercan al Sol siguen órbitas elípticas tan alargadas que sólo regresan al cabo de miles de años. Cuando alguna estrella pasa muy cerca del Sistema Solar, las órbitas de los cometas de la Nube de Oort se ven perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema Solar, pero otros acortan sus órbitas. Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley, Gerard Kuiper propuso la existencia de un cinturón de cometas situados más allá de Neptuno, el Cinturón de Kuiper.
Las órbitas de los cometas están cambiando constantemente: sus orígenes están en el sistema solar exterior, y tienen la propensión a ser altamente afectados (o perturbados) por acercamientos relativos a los planetas mayores. Algunos son movidos a órbitas muy cercanas al Sol (a ras del césped solar) que los destruyen cuando se aproximan, mientras que otros son enviados fuera del sistema solar para siempre.Se cree que la mayoría de los cometas se originan en la Nube de Oort, a enormes distancias del Sol, y que consisten de restos de la condensación de la nébula solar; los extremos exteriores de esa nébula están lo suficientemente fríos para que el agua exista en estado sólido (más que gaseoso). Los asteroides se originan por la vía de un proceso distinto, empero, los cometas muy viejos han perdido todos sus materiales volátiles y pueden devenir en algo muy parecido a los asteroides. La palabra cometa llegó al inglés a través del latín cometes. Del griego kome, que significa “cabello de la cabeza”. Aristóteles fue el primero que utilizó la derivación “kometes” para describir a estos astros como “estrellas con cabello”.Si su órbita es elíptica y de período largo o muy largo, proviene de la hipotética Nube de Oort, pero si su órbita es de período corto o medio-corto, proviene del cinturón de Edgeworth-Kuiper, a pesar de que hay excepciones como la del Halley, con un período de 76 años (corto) que proviene de la Nube de Oort.Conforme los cometas van sublimando, acercándose al Sol y cumpliendo órbitas, van sublimando su material, y van perdiéndolo por consecuencia, disminuyendo de magnitud. Tras un cierto número de órbitas, el cometa se habrá "apagado", y en el final de su combustible, se convertirá en un asteroide normal y corriente, ya que no podrá volver a recuperar masa. Ejemplos de cometas sin combustible son: 7968-Elst-Pizarro y 3553-Don Quixote.

COMPOSICIÓN DE LOS COMETASLos cometas están compuestos por:·          agua,
·          hielo seco,
·          amoníaco,
·          metano,
·          hierro,
·          magnesio,
·          sodio·           silicatos.
 Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde se hallan, estas sustancias que componen al cometa se encuentran congeladas. Llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros. Algunas investigaciones apuntan que los materiales que componen los cometas son materia orgánica que son determinantes para la vida, y que esto dio lugar para que en la temprana formación de los planetas estos impactaran contra la tierra y dieran origen a los seres vivos.Cuando se descubre un cometa se ve aparecer como un punto luminoso, con un movimiento perceptible del fondo de estrellas, llamadas fijas. Lo primero que se ve es el núcleo o coma. Luego, cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del cometa, que le confiere un aspecto fantástico.Al acercarse al Sol, el núcleo se calienta y el hielo sublima, pasando directamente al estado gaseoso. Los gases del cometa se proyectan hacia atrás, lo que motiva la formación de la cola apunta en dirección opuesta al Sol y extendiéndose millones de kilómetros.
Los cometas presentan diferentes tipos de colas. Las más comunes son la de polvo y la de gas. La cola de gas se dirige siempre en el sentido perfectamente contrario al de la luz del Sol, mientras que la cola de polvo retiene parte de la inercia orbital, alineándose entre la cola principal y la trayectoria del cometa. El choque de los fotones que recibe el cometa como una lluvia, aparte de calor, aportan luz, siendo visible al ejercer el cometa de pantalla; reflejando así cada partícula de polvo la luz solar. En el cometa Hale-Bopp se descubrió un tercer tipo de cola compuesta por iones de sodio.
Las colas de los cometas llegan a extenderse de forma considerable, alcanzando millones de kilómetros. En el caso del cometa 1P/Halley, en su aparición de 1910, la cola llegó a medir cerca de 30 millones de kilómetros, un quinto de la distancia de la Tierra al Sol. Cada vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido a que el material que va perdiendo ya nunca es repuesto. Se espera que, en promedio, un cometa pase unas 2 mil veces cerca del Sol antes de sublimarse completamente. A lo largo de la trayectoria de un cometa, éste va dejando grandes cantidades de pequeños fragmentos de material.
Cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa, estos fragmentos penetran en la atmósfera en forma de estrellas fugaces o también llamadas lluvia de meteoros. En mayo y octubre se pueden observar las lluvias de meteoros producidas por el material del cometa Halley: las Acuáridas y las Oriónidas.
Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composición de la nebulosa primitiva con que se formó el Sistema Solar y de la cual se condensaron luego los planetas y sus lunas. Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios de las características de aquella nube primordial.  CLASIFICACIÓN SEGÚN SU EDAD COMETARIASegún la edad cometaria, los cometas se pueden clasificar en:

• Cometa bebé: P-AGE <4

• Cometa joven: P-AGE <30

• Cometa medio: P-AGE <70

• Cometa viejo: P-AGE <100

• Cometa Matusalén: P-AGE >100

 CLASIFICACIÓN SEGÚN  SU TAMAÑOSegún el tamaño en (km), los cometas se clasifican en:

• Cometa Aquino: 0 - 1,5 km.

• Cometa Pequeño: 1,5 - 3 km.

• Cometa Mediano: 3-6 km.

• Cometa Grande: 6-10 km.

• Cometa Gigante: 10-50 km.

• Cometa "Goliat": >50 km.

 INFLUENCIA CULTURAL DE LOS COMETAS.    Los cometas han llamado la atención de los hombres de todas las civilizaciones. Generalmente eran considerados un mal augurio. Se ha relacionado la súbita aparición de cometas con hechos históricos, como batallas, nacimientos (véase Jesucristo) o muertes. Estas creencias perduran hasta nuestros días, aunque tienen mucho menos predicamento que en la antigüedad.
    En la antigüedad, su aparición venía acompañada de malos presagios. Los astrólogos le atribuían el augurio de muerte inminente de algún rey o emperador. Pero lo cierto es que, si bien este tipo de creencias ha sido superado por la mayoría de las personas, existe todavía el temor de un posible impacto de efectos apocalípticos sobre la superficie de la Tierra.   COMETAS FAMOSOS.

El Cometa Halley

    En 1705 Edmond Halley predijo, usando las leyes del movimiento de Newton, que el cometa visto en 1531, 1607 y 1682 volvería en 1758. El cometa volvió tal y como predijo, y posteriormente se le dio nombre en su honor.

    El periodo medio de la órbita del Halley es de 76 años, pero no se pueden calcular las fechas de sus reapariciones con exactitud. La fuerza gravitacional de los planetas mayores altera el periodo del cometa en cada órbita. Otros efectos, como la reacción de los gases eyectados durante el paso cerca del Sol, también desempeñan un papel importante en la alteración de la órbita.
    La órbita del Halley es retrógrada e inclinada 18º respecto de la eclíptica. Y, como la de todos los cometas, altamente excéntrica. El núcleo del cometa Halley mide aproximadamente 16x8x8 kilómetros.
    Contrariamente a las suposiciones previas, el núcleo del Halley es muy oscuro, más negro que el carbón y uno de los objetos más oscuros del sistema solar.
    La densidad del núcleo del Halley es muy baja: unos 0.1 gramos/cm3, indicando que probablemente es poroso, quizá debido a la gran cantidad de polvo que queda después de que los hielos se hayan sublimado.
    El Halley es casi único entre los cometas, ya que es a la vez grande y activo, y tiene una órbita regular y bien definida, pero puede no ser representativo de los cometas en general.
    El cometa Halley volverá al sistema solar interior el año 2061.
 El Cometa Hale-Bopp     El Hale-Bopp es un cometa periódico que regresa cada 3.000 años y que se acercó a la Tierra en 1997, causando una gran espectación. Alan Hale en Nuevo México e, independientemente, Thomas Bopp de Arizona, descubrieron el cometa que ahora lleva el nombre de ambos. Al poco tiempo del descubrimiento quedó claro que este cometa podría ser uno de los mas brillantes en los últimos años.
    El cometa Hale-Bopp fue en ese momento uno de los astros mas brillantes en el cielo, alcanzando unna magnitud -0.8, lo cual significa que el cometa era mas brillante que cualquier objeto en el cielo nocturno en esas fechas, con la excepción de la Luna, Sirio y Marte.
     A pesar de su brillo, el cometa Hale-Bopp no se acercó mucho a la Tierra. En su máximo acercamiento estuvo a 194 millones de kilómetros de distancia, es decir un poco mas lejos de nosotros que el Sol.
    Se cree que el núcleo del cometa es relativamente grande, de unos 40 kilómetros de acuerdo a las estimaciones, ya que no es posible ver directamente el núcleo. Sin embargo, mas que el núcleo, el factor determinante en cuanto al brillo del cometa es la coma, la envolvente de gas y polvo que rodea al núcleo del cometa.
    Al acercarse al Sol parte del cometa se sublima. Algunos cometas desarrollan varias colas, y en particular en el Hale-Bopp fue posible observar dos colas, una de gas y otra de polvo. La cola del cometa Hale-Bopp, dificil de observar desde las ciudades, alcanzó varios millones de kilómetros de longitud.
 COLISIONES.     Las personas supersticiosas han considerado durante mucho tiempo que los cometas presagiaban calamidades o acontecimientos importantes. La aparición de un cometa ha despertado incluso el temor de una colisión entre el cometa y la Tierra. Nuestro planeta, de hecho, ha pasado a través de colas de cometas ocasionales sin que esto haya producido efectos de consideración. La caída del núcleo de un cometa en una gran ciudad probablemente la destruiría, pero la posibilidad de que esto ocurra es muy pequeña. Sin embargo, algunos científicos sugieren que ha habido colisiones en el pasado que incluso pueden haber tenido un efecto climático en la extinción de los dinosaurios.    En 1992 el cometa Shoemaker-Levy 9 explotó en 21 fragmentos de gran tamaño a medida que entraba en el fuerte campo gravitatorio de Júpiter. Durante una semana, en julio de 1994, los fragmentos irrumpieron bruscamente en la densa atmósfera de Júpiter a velocidades de 210.000 km/h. En el impacto, la enorme cantidad de energía cinética de los fragmentos se convirtió en calor mediante explosiones masivas, algunas de ellas visibles como bolas de fuego mayores que la Tierra.
  

Características del sistema solar: ASTEROIDES

Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno.
Vistos desde la Tierra, los asteroides tienen aspecto de estrellas, de ahí su nombre, que les fue dado por John Herschel poco después de que los primeros fueran descubiertos. Hasta el 24 de marzo de 2006 a los asteroides también se los llamaba planetoides o planetas menores, pero esta definición ha caído en desuso.
La mayoría de los asteroides de nuestro Sistema Solar poseen órbitas semiestables entre Marte y Júpiter, conformando el llamado cinturón de asteroides, pero algunos son desviados a órbitas que cruzan las de los planetas mayores.
El 1 de enero de 1801 el astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi descubrió el asteroide o planeta menor Ceres, mientras trabajaba en un catálogo de estrellas. Este planeta menor fue denominado Ceres Ferdinandea en honor al entonces rey de las Dos Sicilias, Fernando I. Actualmente Ceres no es considerado un asteroide sino un planeta enano.
Al descubrimiento de Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos más pequeños. Hoy se estima que existen cerca de dos millones de asteroides con un diámetro mayor que un kilómetro tan sólo en el cinturón principal; sin embargo, si se suman todas sus masas el total equivale sólo al 5% de la masa de la Luna.

Imagen tomada por la sonda Galileo, al asteroide Gaspra.

Desde la re definición de planeta de 2006 llevada a cabo por la Unión Astronómica Internacional, el término clásico asteroide no desaparece sino que se incluye dentro de los denominados cuerpos menores del Sistema Solar (excepto Ceres, que se considera planeta enano), junto con los cometas, la mayoría de los objetos transneptunianos y cualquier otro sólido que orbite en torno al Sol y sea más pequeño que un planeta enano.