ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Josep M. Trigo, 22 de enero de 2026.

Hoy os hablaré de la investigación que realizamos sobre cometas gracias al Observatorio del Montsec, donde disponemos del telescopio Joan Oró, y que nos brinda una oportunidad científica enorme. Esperamos que muy pronto dispongamos de un telescopio aún mayor y, por tanto, podamos abarcar objetos más débiles y retos más ambiciosos.

Prácticamente todo el mundo, hace unas semanas, hablaba del cometa ATLAS, que es el segundo cometa y el tercer objeto interestelar descubierto hasta ahora. En esta charla os hablaré de estos dos cometas y, para empezar, os muestro una imagen del cometa ATLAS tomada con el telescopio Joan Oró (figura 1).

Figura 1. Cometa ATLAS fotografiado con el telescopio Joan Oró

Hay que tener en cuenta que se trata de un telescopio de 80 centímetros, el mayor de Cataluña hasta la fecha, pero también que estos objetos son débiles, difusos y difíciles de captar. Por ejemplo, la primera imagen que obtuvimos del cometa ATLAS se tomó prácticamente tres días después de su descubrimiento y fue todo un reto. Fueron muchas horas para localizar el objeto y poder facilitar al Minor Planet Center la astrometría precisa del cometa. Hay que tener en cuenta que se encontraba en una zona muy poblada de estrellas y que aquí solo tenemos aproximadamente un 5 % del tamaño de la imagen original.

La gran familia del Sol

Cuando empezamos a interpretar y estudiar el sistema solar, hablamos del Sol y de los planetas. El Sol es mucho más grande y masivo que los planetas: serían necesarias unas 330.000 masas terrestres para crear un Sol y, por tanto, la masa del resto de cuerpos es inferior al 1 % de la masa total contenida en el sistema solar. A continuación vemos que existen dos familias muy distintas de planetas: los más cercanos al Sol son rocosos y los más lejanos, gaseosos.

Inicialmente se pensaba que podía identificarse un cierto patrón en la formación de cuerpos planetarios en otros sistemas estelares, pero hoy en día, gracias al descubrimiento continuo de miles de sistemas planetarios, podemos decir que no: que esto es una peculiaridad de nuestro sistema solar y que, a priori, esta dicotomía de planetas rocosos cercanos al Sol y planetas gaseosos más distantes no tiene por qué darse de forma sistemática.

Además de todos estos cuerpos existen otros significativamente más pequeños: los asteroides y los cometas. Los asteroides se formaron a partir de cuerpos aún más pequeños, inicialmente de tamaño métrico, que se fueron agregando para formar lo que llamamos planetesimales. Los cometas se formaron a partir de objetos helados, una mezcla de materiales: quizá un tercio de cada componente, material orgánico, hielos —no solo agua, sino también metano, amoníaco y muchos otros tipos de hielos— y pequeñas partículas minerales, muchos silicatos cristalinos que se formaron cerca del Sol.

Los asteroides no diferenciados tienen una gran importancia porque contienen los primeros materiales sólidos de todo el Sistema Solar. Esto es relativamente fácil de explicar: en un entorno donde los objetos se iban acumulando, cuanto más lejos estaban del Sol más lentamente se movían, y sus encuentros no eran muy energéticos, lo que hizo que nacieran con estructuras porosas. Fueron creciendo a partir de colisiones mutuas y acumulándose unos con otros.

Sus componentes dependían fundamentalmente de su distancia al Sol. En primer lugar hay que tener en cuenta que la luminosidad del Sol primitivo —no solo en el visible, sino también en el infrarrojo, el ultravioleta, etcétera— era inmensamente más energética, con una capacidad radiativa cinco o seis veces superior a la del Sol actual.

En un entorno radiativo tan intenso, todo lo que estaba cerca del Sol se vaporizaba prácticamente de forma instantánea. Durante su nacimiento, a medida que se producía el colapso de la estrella, se produjeron importantes estallidos energéticos que fueron barriendo progresivamente la nube de gas —hidrógeno y helio— a partir de la cual se estaba formando. Además, cuando el Sol entró en ignición, comenzó a fusionar deuterio y después hidrógeno, y generó un viento solar intensísimo, el viento solar de la fase T Tauri, que barrió literalmente el gas de su entorno.

Como consecuencia de esta fase, los materiales que permanecían alrededor del Sol comenzaron a condensarse, debido al descenso drástico de la temperatura. Mientras hay gas denso, las colisiones entre hidrógeno, helio y otros elementos químicos mantienen el calor; pero cuando esta densidad de gas decrece, la temperatura baja y es entonces cuando aparece la química. Es la química de la condensación de las partículas sólidas, de los primeros minerales sólidos del sistema solar, independientemente de que también entraran partículas procedentes de estrellas cercanas.

Hoy en día, gracias al estudio de los meteoritos —especialmente las condritas— sabemos que el Sol se formó en un entorno con muchas estrellas. No sabemos si era un cúmulo o una asociación estelar, pero sí que había una elevada densidad estelar, y se incorporaron algunos granos presolares formados en las capas externas de estas estrellas, más allá de la fotosfera, donde se condensan pequeñas partículas con anomalías isotópicas muy peculiares de sus atmósferas.

Todo esto quedó incorporado en los materiales que, a su vez, se fueron condensando y acumulando hasta formar los cuerpos que conocemos de nuestro sistema solar, en particular los meteoritos que llamamos condritas.

Hoy en día, y gracias al telescopio James Webb, se han identificado dos tipos principales de discos protoplanetarios (figura 2). Por un lado, los discos más compactos, donde existe un continuo de material y una deriva de los sólidos hacia el interior a través del disco protoplanetario debido a la fricción interna. En estos entornos, la mayoría de los elementos ya se encuentran en forma sólida —han formado pequeños granos minerales— que están en colisión continua entre sí. Además, existe un gas residual que también se produce por estas colisiones, con procesos de vaporización asociados; el disco compacto es, en gran medida, consecuencia de estos mecanismos.

Más allá de la línea de hielo, los pequeños granos minerales —típicamente de tamaño micrométrico— acumulan hielos a su alrededor, ya que las temperaturas son muy bajas. Estos pequeños objetos sufren colisiones que generan fricción, a causa de la cual, y en escalas temporales que pueden ir de cientos a decenas de miles de años, irían cayendo hacia el Sol. Como consecuencia, se produce una mezcla entre componentes más frágiles y porosos —ricos en volátiles como los hielos— y materiales más refractarios —más resistentes a las altas temperaturas— que se condensan y se acumulan preferentemente cerca del Sol.

El segundo tipo de disco protoplanetario tiene forma de anillos. Dado que nuestro Sistema Solar presenta diferentes grupos de meteoritos no diferenciados, parecería que su disco fue de esta forma. En cada disco se almacenaron materiales diversos: algunos acabaron casi deshidratados y otros conservaron materiales hidratados.

Figura 2. Dos tipos de discos protoplanetarios observados por el telescopio James Webb

Así, en una etapa muy temprana del sistema solar, que apenas duró unos diez millones de años, se estableció la constitución básica de nuestro sistema solar actual. Cada uno de los planetas del sistema solar es el producto de cientos o miles de colisiones entre embriones planetarios. Es decir, en un estadio temprano había millones de cuerpos kilométricos o de decenas y cientos de kilómetros que, inevitablemente, se fueron encontrando y creciendo. Podemos hacer números, pero para formar una Tierra de más de 6.000 kilómetros de diámetro se necesitan muchos cuerpos de estas dimensiones.

Para explicar la composición de la Tierra y de otros planetas es necesario mezclar materiales procedentes de diferentes cuerpos. Y las muestras de meteoritos que tenemos son muy variadas. Hay algunas muy deshidratadas y otras no tanto. Y aún desconocemos muchas cosas sobre muchos asteroides, como por ejemplo el mayor de ellos: Ceres. Ceres es una auténtica maravilla y, además, contiene más agua que la propia Tierra. Por tanto, la exploración de Ceres nos permite retroceder en el tiempo unos 4.550 millones de años para averiguar cómo eran los cuerpos hidratados que contribuyeron a la formación de nuestro planeta, aunque probablemente fueron una minoría. En términos porcentuales creemos que un 70 u 80 % de los cuerpos que formaron la Tierra fueron condritas ordinarias, prácticamente deshidratadas, y solo un pequeño porcentaje correspondería a cuerpos como Ceres, más similares a las condritas carbonáceas.

Afortunadamente, disponemos de misiones espaciales que han permitido describir muchos de estos cuerpos fascinantes, como la misión Dawn, que nos proporcionó imágenes únicas tanto de Vesta como de Ceres. Pero dado que esta charla trata sobre cometas, quiero hablaros de la misión Stardust, que fue la primera misión de retorno de muestras de un cuerpo distinto de la Luna (figura 3).

Figura 3. La sonda Dawn

Esta misión capturó partículas procedentes del cometa 81P/Wild 2, desplegando un panel con aerogel de dióxido de silicio mientras atravesaba la coma del cometa. Las partículas penetraron en el aerogel a una velocidad superior a 6 km por segundo. La mayoría se fragmentaron, pero algunas quedaron intactas para su estudio.

Durante mi posdoctorado en la UCLA, tuve la oportunidad de formar parte del Preliminary Examination Team y de analizar algunos de estos impactos y partículas. Lideré un estudio sobre la física de la excavación de estas trazas en el aerogel, descubriendo que muchas de estas partículas contenían volátiles. Como consecuencia de esta vaporización súbita de los materiales, se generaron cavidades en la parte inicial de las trazas. La ruptura y la rápida sublimación de la fase volátil provocaron una sobrepresión que hizo que las partículas quedaran adheridas a las paredes de estas trazas excavadas en el aerogel.

Para hacernos una idea de cómo es un cometa por dentro, y teniendo en cuenta que los cometas son una mezcla de materiales que puede variar significativamente según la región donde se formaron, cabe destacar que también contienen minerales cristalinos. Aquí tenemos un ejemplo de una de estas partículas, denominada Febo, que corresponde a una partícula capturada del cometa 81P (figura 4).

Figura 4. Partícula procedente del cometa 81P

Este fragmento está formado por varios minerales distintos: troilita, un sulfuro de hierro, enstatita y un agregado de partículas nanométricas. En una imagen de microscopio electrónico observamos la típica firma de un enriquecimiento en nitrógeno-15, un isótopo que a menudo se ha asociado con materiales característicos del medio interestelar.

Por tanto, los cometas son, en realidad, una especie de puente entre dos mundos completamente diferentes. Por un lado, existen minerales que se formaron cerca del Sol, a alta temperatura, como la enstatita, los cuales fueron expulsados por el viento de la fase T Tauri hacia regiones mucho más lejanas, a decenas de unidades astronómicas, donde se mezclaron con materiales mucho más pequeños, y donde también había materiales procedentes del medio interestelar. Todo ello nos proporciona pistas muy valiosas: si queremos aprender más detalles sobre la formación del sistema solar y de los sistemas planetarios en sus primeros estadios, posiblemente los mejores materiales para estudiarlo son los cometas, aunque obtener muestras de ellos es un reto enorme.

Cuando hablamos de cometas, debemos hablar necesariamente de la misión Rosetta de la Agencia Espacial Europea, cuyo objetivo principal era estudiar y comprender mejor la formación y la naturaleza de los cometas. Las imágenes revolucionarias que nos proporcionó del cometa 67P (figura 5) superan con creces las que recordamos de la misión Giotto, tanto en resolución como en calidad.

Figura 5. Imágenes del cometa 67P

Obviamente, acercarse a un cometa es una obra de ingeniería extraordinaria. Su forma es irregular y su campo gravitatorio no es homogéneo, sino complejo.

Este cometa es un mundo fascinante. Encontramos estructuras que recuerdan a lo que podríamos esperar de una batalla de bolas de nieve: cuerpos que colisionan y que son tan frágiles que se apilan unos sobre otros. A veces llega un cuerpo algo más refractario y genera un cráter. Y todo esto quizá no haya cambiado mucho a lo largo de 4.500 millones de años.

Obviamente, también nos indica que mucho más allá del sistema solar interior, que es el que solemos pensar que conocemos mejor, se producen encuentros entre estos objetos transneptunianos que ocurren casi a cámara lenta. A pesar de ser extremadamente frágiles, las velocidades relativas son tan bajas que, cuando se tocan, se deforman ligeramente, se comprimen localmente, pero quedan “pegados” entre sí para el resto del tiempo. Es absolutamente maravilloso. Con el nivel de detalle que nos ha proporcionado la misión Rosetta, podemos observar todo tipo de estructuras e incluso hacer geología en un cometa.

El cinturón de Kuiper y la Nube de Oort

Más allá de Neptuno encontramos los llamados objetos transneptunianos, que forman el cinturón de Kuiper, del cual el propio Plutón forma parte. Este cinturón fue propuesto teóricamente por Gerard Kuiper, quien, al distribuir de forma homogénea la masa de los cuerpos planetarios del sistema solar, se dio cuenta de que en la región del cinturón principal de asteroides faltaba una enorme cantidad de masa.

Todo ello fue consecuencia de los grandes acontecimientos que tuvieron lugar hace unos 4.000 millones de años en el sistema solar, que acabaron de definir su estructura actual. Los modelos dinámicos de formación muestran que en los primeros estadios del sistema solar, de no haber sido por estos procesos, probablemente habríamos acabado con un cinturón de asteroides inmenso, quizá entre tres y cinco órdenes de magnitud más masivo que el actual.

¿Qué ocurrió entonces? Los planetas gigantes que se habían formado a decenas de unidades astronómicas del Sol, principalmente Júpiter y Saturno, comenzaron a ser arrastrados por el campo gravitatorio de todas estas miríadas de pequeños cuerpos que formaban el cinturón de asteroides. Algunos de los astrónomos de dinámica planetaria más importantes de la actualidad, como Alessandro Morbidelli o Gomes, han desarrollado modelos que permiten reconstruir cómo, a partir de una amalgama de cuerpos primigenios, se llega a una distribución de masas prácticamente idéntica a la que observamos hoy en el sistema solar. Estos modelos explican tanto la formación de los cuatro planetas terrestres como la de los cuatro planetas gigantes gaseosos.

Uno de los episodios clave es el que conocemos como el Gran Bombardeo Tardío, que tuvo lugar unos 700 millones de años después de la formación de los planetas. Durante este periodo se produjo un fuerte estiramiento gravitatorio de los planetas gigantes por parte de los cuerpos del cinturón de asteroides, lo que dio lugar a una migración planetaria. Esta migración desempeñó un papel fundamental en la dispersión de millones de cuerpos, muchos de los cuales acabaron impactando contra los planetas terrestres, produciendo una fase intensa de impactos entre hace 4.000 y 3.800 millones de años.

Estos impactos han quedado registrados en la Luna, que no tiene atmósfera y, por tanto, conserva muy bien el registro geológico. Gracias a las misiones Apolo de la NASA —y al sacrificio de los astronautas que arriesgaron su vida— disponemos de muestras lunares que han permitido datar estos grandes impactos lunares entre hace 4.000 y 3.800 millones de años, un periodo absolutamente clave.

En la figura 6 vemos cómo evolucionó el cinturón de asteroides. Inicialmente era mucho más denso, pero poco a poco se desestabilizó, se ensanchó y se dispersó, reduciendo enormemente su densidad debido al efecto gravitatorio de Júpiter y Saturno, que se fueron desplazando hasta estabilizarse en sus órbitas actuales.

Figura 6. Evolución del cinturón principal de asteroides

Esto no solo lo observamos a través de los modelos, sino también observando la distribución de los objetos más allá de Neptuno. En esta distribución también se aprecian resonancias —distancias múltiples entre sí— algunas de las cuales son destructivas, pero otras son constructivas y allí se acumulan más objetos.

La dispersión de objetos más allá de las 50 unidades astronómicas es una consecuencia directa de las interacciones con los planetas gigantes. Muchos de estos cuerpos fueron lanzados a órbitas más excéntricas y con grandes inclinaciones como resultado de estos encuentros. Distinguimos entre los objetos clásicos del cinturón de Kuiper y los objetos dispersos (scattered objects).

Estos modelos no solo predicen correctamente la masa y la posición de todos los planetas, sino que también explican la estructura completa del sistema solar exterior, y predicen que muchos objetos fueron lanzados al espacio interestelar. Por tanto, sabemos que los objetos que acabaron formando parte del conjunto de objetos interestelares fueron extremadamente diversos, ya que los encuentros con Júpiter y Saturno afectaron de forma distinta a cada uno de estos pequeños cuerpos. Algunos se convertirían en asteroides propiamente dichos, y otros serían cometas.

Y, obviamente, también existe una pléyade de objetos de grandes dimensiones —de miles de kilómetros de diámetro— en la región externa del sistema solar, en el cinturón transneptuniano. Los mayores son Plutón, Eris, Makemake y Haumea.

Recordemos la misión New Horizons de la NASA que, en menos de diez años, llegó al sistema de Plutón gracias a los nuevos sistemas de propulsión, y que continuó viajando hacia otros objetos del cinturón de Kuiper, como el asteroide Arrokoth, también formado por dos cuerpos que se fusionaron (figura 7).

Figura 7. Asteroide Arrokoth fotografiado por la sonda New Horizons

Plutón tiene aproximadamente dos tercios del tamaño de la Luna, con un diámetro ecuatorial de 2.377 km. Es un mundo congelado, pero que probablemente tuvo un océano interno en el pasado. El hecho de tener un satélite muy grande, Caronte, muy cerca, podría haber permitido que Plutón conservara durante buena parte de su historia cierta actividad interna. A pesar de encontrarse muy lejos del Sol, esta energía interna generada por la interacción con Caronte podría explicar que aún hoy queden reminiscencias.

Entre 50.000 y 100.000 veces la distancia Tierra-Sol se encuentra gran parte de los cometas, en lo que llamamos la Nube de Oort. Quizá debido al paso de estrellas cercanas, pueden sufrir interacciones gravitatorias que desestabilizan sus órbitas y hacen que algunos viajen hacia el sistema solar interior. Así se explican muchos de los cometas que llegan con excentricidades prácticamente iguales a 1, pero que aún permanecen débilmente ligados al sistema solar. Seguramente estos cuerpos interactuaron con los planetas gigantes, fueron expulsados hacia el exterior con mucha energía, pero quedaron en el límite gravitatorio del sistema solar.

Todo esto lo seguimos con nuestras limitaciones observacionales. No tenemos el telescopio más grande del mundo, pero sí un telescopio que es el legado de un científico extraordinario, el profesor Joan Oró, que luchó mucho para crear este observatorio junto con otros colegas de la época. Este telescopio permite realizar un seguimiento muy preciso de objetos débiles, hasta el punto de que tanto la ESA como la NASA lo utilizan por sus capacidades de seguimiento de asteroides y cometas.

Cometa Borisov

Entrando ya en la parte final de la charla, dedicada a los cometas interestelares, hablaré primero del cometa Borisov. Este objeto tenía una órbita claramente hiperbólica, con una excentricidad superior a 3. Fue descubierto por un astrónomo aficionado, Gennadiy Borisov, que también fue coautor del trabajo publicado posteriormente sobre este cometa.

Las observaciones realizadas con espectropolarimetría revelaron que la polarización de este cometa era más alta que la que normalmente se mide en los cometas del sistema solar. Esto es coherente con el hecho de que este objeto ha estado sometido durante miles de millones de años al espacio interestelar, lo que le confiere unas peculiaridades que luego se hacen evidentes cuando lo estudiamos.

Por otro lado, Julia de León, del Instituto de Astrofísica de Canarias, llevó a cabo magníficas observaciones espectroscópicas que proporcionaron algunos de los mejores espectros obtenidos de este cometa. Los resultados demostraron que no presentaba una gran cantidad de detalles, ya que los cometas cuando pasan lejos del Sol no muestran una sublimación intensa de los hielos ni una gran abundancia de partículas a su alrededor. Normalmente se asemejan a objetos oscuros, con pocas firmas de minerales cristalinos y, por tanto, sin detalles espectrales muy definidos.

Figura 8. Cometa 2I/Borisov fotografiado por el telescopio Hubble

El radio de su núcleo se estimó inicialmente entre 0,7 y 3,3 km, pero observaciones posteriores con el telescopio espacial Hubble (figura 8) permitieron restringirlo a un tamaño probablemente inferior a 0,5 km. David Jewitt, en particular, obtuvo observaciones muy relevantes sobre lo que parece que ocurrió en la fase final del paso del cometa, una etapa que pocos pudieron observar debido a la geometría desfavorable de la órbita, y en la cual el cometa sufrió un proceso de fragmentación.

Evidentemente, un objeto de menos de un kilómetro no lo veríamos con nuestros telescopios y cámaras; lo que realmente estamos viendo es la coma del cometa, una envoltura de gas y partículas. Estas partículas son las que producen la dispersión de la luz solar, y para que este proceso sea eficiente es necesario que el tamaño de las partículas sea comparable a la longitud de onda de la luz reflejada. Por tanto, en el rango visible, son las partículas micrométricas las que generan buena parte de la coma difusa que vemos alrededor del falso núcleo.

En general, esperamos que la mayoría de estos cometas interestelares contengan hielos susceptibles de sublimar, mezclados con partículas sólidas que inicialmente no necesariamente son micrométricas. Pueden ser agregados mayores. Dado que estas partículas están mezcladas con el hielo, en el momento en que escapan de la superficie debido a la sublimación y a la presión del gas, quedan expuestas a la luz solar y comienzan a fragmentarse, formándose muchas partículas micrométricas. Es entonces cuando la coma empieza a reflejar de forma eficiente la luz del Sol y, por tanto, aumenta su luminosidad.

Obviamente, cada cometa es diferente. Los procesos que tienen lugar en los cometas son muy diversos, ya que son una mezcla de muchos materiales. Además, algunos cometas periódicos, especialmente los que tienen órbitas cortas, van acumulando escombros en su superficie. Cada paso cercano al Sol contribuye a este proceso, de modo que la superficie se va cubriendo de rocas y otros materiales. Como consecuencia de la sublimación progresiva de los hielos, estos cometas van perdiendo actividad con el tiempo. Por tanto, los cometas evolucionan, se fragmentan y generan un conjunto de objetos que representan también un reto observacional considerable.

Si me lo permitís, el cometa Borisov, en comparación con el cometa ATLAS, fue un objeto bastante aburrido: no presentó ningún tipo de actividad inusual. Se realizaron muchísimas observaciones y en ninguna de ellas se detectó ningún estallido repentino de brillo, un fenómeno relativamente común, aunque generalmente de poca amplitud. Las variaciones observadas se mantuvieron dentro de dos o tres décimas de magnitud, y el comportamiento fue muy homogéneo. Esto es una evidencia de una sublimación moderada de los hielos, probablemente como consecuencia del largo tiempo de exposición al espacio interestelar. Es muy posible que no presentara estallidos precisamente porque no contenía grandes cantidades de agua en su interior. La presencia de agua y su distribución dentro de la porosidad del objeto tienen mucho que ver con la posibilidad de que se produzcan estos episodios de actividad repentina.

A partir de las magnitudes observadas, la distancia heliocéntrica, la distancia geocéntrica y el campo de visión, se obtuvieron parámetros como el Afρ, que es una medida de la actividad y de la producción de polvo del cometa en función de la observación.

Cometa ATLAS

Finalmente, pasamos al cometa ATLAS. En la figura 9 podemos ver una imagen de este cometa obtenida con el telescopio Joan Oró. Fue descubierto el 1 de julio, y nosotros conseguimos una imagen ya el día 5, solo cuatro días después del descubrimiento.

Figura 9. Cometa ATLAS desde el observatorio Joan Oró

Llegó con una excentricidad indudablemente hiperbólica: era claramente un cometa interestelar, con una excentricidad superior a 6 y una velocidad nunca observada hasta entonces, de 58 km por segundo.

Las primeras observaciones ya mostraron una coma de gas dominada por dióxido de carbono. Estos datos permitieron obtener las primeras estimaciones de las dimensiones del núcleo, de entre 0,2 y 2,8 km de diámetro.

La velocidad espacial, en particular la velocidad vertical, del cometa ATLAS, era muy elevada en comparación con la de estrellas cercanas y con la de otros objetos interestelares. Esto, junto con la geometría de su trayectoria, permitió concluir que procedía de una región completamente ajena a nuestro entorno local de la galaxia, posiblemente del disco fino o del disco grueso de la Vía Láctea.

Realizando cálculos basados en la geometría orbital y en su dirección de origen, se propuso que este objeto podría tener una edad comprendida entre 7,6 y 14 mil millones de años; es decir, estaríamos hablando de una edad que podría duplicar o incluso triplicar la del sistema solar. Esto ya nos indica, de forma clara, la importancia de estudiar estos objetos, ya que nos permiten aprender no solo sobre la formación del sistema solar, sino también sobre la historia y la evolución de nuestra galaxia.

Otro estudio se centró en analizar la trayectoria del cometa mediante el catálogo Gaia, y los resultados confirmaron que no interceptaba ninguna estrella en un radio de unos 500 pársecs a nuestro alrededor, ni siquiera considerando una escala temporal de unos 10 millones de años. Por tanto, no existe ninguna posibilidad razonable de que proceda de una estrella cercana.

Conviene recordar, lamentablemente, que algunos medios de comunicación dieron voz a afirmaciones completamente infundadas, procedentes de alguien más interesado en vender libros y ganar notoriedad mediática que en hacer ciencia rigurosa, sugiriendo que este cometa podía ser un objeto artificial, una especie de nave enviada intencionadamente. Esto dice muy poco a favor de los medios, que deberían aprender a ser más cuidadosos y responsables, porque si no, cada vez que alguien diga una barbaridad amparándose en una universidad prestigiosa, acabaremos creyéndolo todo. También es importante reflexionar sobre la responsabilidad individual de los científicos: todos tenemos interés en obtener financiación, pero no a cualquier precio.

Si comparamos la fotometría del 2I/Borisov con la del 3I/ATLAS, observamos diferencias muy claras. La fotometría del cometa ATLAS muestra que, a una distancia de unas 2,5 unidades astronómicas —una región donde esperaríamos que el hielo de agua comenzara a sublimar y activara el cometa—, efectivamente se produjo dicha activación. Y prácticamente a la misma distancia heliocéntrica, disponemos también de excelentes observaciones que detectaron el desarrollo de una coma con una tonalidad verdosa, característica del CO₂ pero también del cianógeno.

Posteriormente, otras observaciones confirmaron que este objeto producía una gran cantidad de partículas de tamaño significativo y con un elevado contenido de agua en su estructura. Esto indicaba claramente que se trataba de un agregado.

Disponemos de esta misma evidencia en los espectros obtenidos en el infrarrojo cercano, donde se observa que el cometa ATLAS es muy oscuro. Se realizaron diversas observaciones en las que el espectro puede reproducirse muy bien con una mezcla de hielo de agua y carbono amorfo. Este ajuste concuerda perfectamente con lo que esperaríamos para un objeto primitivo de naturaleza transneptuniana.

Y estudiando los datos obtenidos a longitudes de onda más largas se observó que concordaban muy bien con la presencia de materiales opacos, metales y mesosulfuros, característicos de las condritas carbonáceas, especialmente de las férricas, que son particularmente singulares. Esta es una de las claves para comprender por qué este objeto ha despertado tanto interés.

Pensamos que se trata de un cometa muy especial, que posiblemente se aproxima a la composición de un objeto transneptuniano muy prístino. Contiene grandes cantidades de metales y, al mismo tiempo, observamos muchos gases. Y a diferencia de los cometas del sistema solar que habitualmente producen gases de naturaleza reducida, el cometa ATLAS produjo gases de naturaleza oxidante, lo que sugiere que su composición podría ser similar a la que esperaríamos de un material típico de condritas carbonáceas, con abundantes metales y sulfuros.

Un trabajo relativamente reciente muestra que la dinámica de sublimación depende del porcentaje en volumen de hielo de agua presente en el objeto. Si solo contiene polvo, la sublimación es limitada; pero a medida que la fracción de hielo aumenta, la sublimación se vuelve más eficiente. Cuando supera el 50 %, es fácil que se produzcan estallidos, con expulsión de materiales que se subliman en la coma del cometa.

Durante los últimos 20 años hemos realizado un seguimiento de diversos cometas, incluido 29P/Schwassmann-Wachmann, arquetipo de los cometas que presentan estallidos. Hemos comenzado identificando los estallidos mediante fotometría en diferentes bandas, especialmente en el infrarrojo, ya que las primeras partículas grandes desprendidas del núcleo son las que detectamos primero. Dado que son agregados con hielo, estos se fragmentan de nuevo, y de ahí surgen los estallidos.

Otra cosa curiosa es que se estimó que alrededor de un 1 % de los proyectiles de grandes dimensiones que llegan a la Tierra podrían tener un origen interestelar. Algunos presentan un comportamiento de alta resistencia, consistente con meteoritos metálicos; por tanto, también esperamos meteoritos metálicos procedentes del espacio exterior. Por ejemplo, el objeto ‘Oumuamua mostraba características asteroides y podría encajar en este tipo de cuerpos dispersados desde otros sistemas planetarios.

Así pues, los tres visitantes interestelares identificados hasta ahora ejemplifican perfectamente la diversidad composicional que esperaríamos de cuerpos dispersados en otros sistemas planetarios, de manera similar al nuestro: ‘Oumuamua era un asteroide, Borisov y ATLAS eran cometas, pero mientras que el primero no varió significativamente y se comportó como un objeto cometario difuso y extendido, con una coma homogénea y sin estallidos conocidos; el segundo experimentó un aumento notable de su actividad, en concordancia con su mayor contenido de agua.

Quiero destacar la importancia de estudiar visitantes interestelares para comprender mejor su naturaleza. Los programas de seguimiento y descubrimiento de cometas desempeñarán un papel clave para identificar estos objetos, esperando encontrar uno por año o cada par de años, lo que permitirá estudiar su composición y posibilitará misiones como la Comet Interceptor de la ESA, en la que estamos trabajando.

Obtener información detallada sobre la composición de estos visitantes requerirá ampliar nuestras capacidades de observación. Un reto futuro, que podría darse dentro de una década o más, sería una misión de retorno de muestras de un cometa interestelar. Esta es una tarea extremadamente difícil y requeriría recuperar muestras criogénicas, una técnica que aún no se ha probado en cometas de nuestro sistema solar. Es importante destacar que en Cataluña también trabajamos para poder contribuir a estos objetivos.

Coloquio

Quería preguntarte sobre el Late Heavy Bombardment. Hace años leí que era controvertido, que no estaba claro si realmente existió o no. ¿Qué puedes decirnos al respecto?
Existe cierta controversia sobre la verificación directa del Late Heavy Bombardment en la Luna. Sin embargo, la gran dispersión masiva de objetos por todo el Sistema Solar solo se explica mediante este fenómeno.

He oído que la coma del cometa ATLAS, a la altura de Marte, estaba en dirección contraria al sentido de movimiento. ¿Es cierto? Y si lo es, ¿cuál sería la explicación?
Eso depende de la geometría. La mayoría de los cometas que sufren mucha fragmentación tienen gran cantidad de materiales por delante, desde partículas milimétricas hasta métricas, que pueden adelantarse al movimiento del cometa.

¿Es real la Nube de Oort o solo es una hipótesis para explicar la gran cantidad de cometas? Segunda: ¿cómo pueden actuar gravitacionalmente otras estrellas para desviar cometas hacia la Tierra?
La Nube de Oort no se ha observado directamente, pero debe existir, porque si no, tendríamos muchos más cometas apareciendo desde todas direcciones con excentricidades inferiores a 1. En cuanto a la segunda pregunta, las estrellas cercanas pueden alterar la órbita de estos objetos. Tenemos constancia de pasos de estrellas gracias a las observaciones astrométricas de Gaia, que muestran cómo estos encuentros pueden perturbar regiones más lejanas que inicialmente están ligadas al campo gravitatorio del Sol.