Exocometa

Un exocometa , o cometa extrasolar , es un cometa fuera del Sistema Solar , que incluye cometas errantes y cometas que orbitan estrellas distintas del Sol . Los primeros exocometas se detectaron en 1987 ^{[ 1 ] [ 2 ]} alrededor de Beta Pictoris , una estrella muy joven de secuencia principal de tipo A. Actualmente (a febrero de 2019) hay un total de 27 estrellas alrededor de las cuales se han observado o se sospecha la presencia de exocometas. ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]}

La mayoría de los sistemas exocometarios descubiertos ( Beta Pictoris , HR 10 , ^{[ 8 ]} 51 Ophiuchi , HR 2174 , ^{[ 9 ]} HD 85905 , ^{[ 10 ]} 49 Ceti , 5 Vulpeculae , 2 Andromedae , HD 21620 , Rho Virginis , HD 145964 , ^{[ 11 ] [ 12 ]} HD 172555 , ^{[ 13 ]} Lambda Geminorum , HD 58647 , Phi Geminorum , Delta Corvi , HD 109573 , ^{[ 14 ]} Phi Leonis , ^{[ 15 ]} 35 Aquilae , ^{[ 16 ]} HD 24966 , HD 38056 , HD 79469 y alta definición 225200 ^{[ 3 ]} ) se encuentran alrededor de estrellas de tipo A muy jóvenes . La estrella de capa relativamente vieja Phi Leonis muestra evidencia de exocometas en el espectro ^{[ 15 ]} y se detectó actividad similar a la de un cometa alrededor de la vieja estrella de tipo F2V Eta Corvi . ^{[ 4 ]} En 2018 se descubrieron exocometas en tránsito alrededor de estrellas de tipo F , utilizando datos del telescopio espacial Kepler . ^{[ 6 ]} Se sabe que algunas estrellas de tipo B tardías (por ejemplo, 51 Ophiuchi, HD 58647) albergan exocometas. ^{[ 14 ] [ 9 ]}

Las observaciones de cometas, y especialmente de exocometas, mejoran nuestra comprensión de la formación planetaria . De hecho, en el modelo estándar de formación planetaria por acreción, los planetas son el resultado de la aglomeración de planetesimales , formados a su vez por la coalescencia de polvo del disco protoplanetario que rodeaba a la estrella poco después de su formación. Así, los cometas son los restos de los planetesimales ricos en volátiles que permanecieron en el sistema planetario sin haberse incorporado a los planetas. Se consideran cuerpos fósiles que han experimentado las condiciones físicas y químicas predominantes en el momento de la formación planetaria.

La investigación de los exocometas podría proporcionar respuestas a preguntas fundamentales sobre el pasado del sistema solar y el desarrollo de un entorno que sustentara la vida. Los investigadores pueden estudiar el transporte de agua , cianuros , sulfuros y moléculas prebióticas hacia exoplanetas de masa similar a la de la Tierra con la ayuda de los exocometas. ^{[ 17 ] [ 18 ]}

El término científico para un exocometa es Cuerpo Evaporante Caído (FEB). ^{[ 6 ]} El término Cuerpos Evaporantes Caídos (EIB) se utilizó por primera vez, ^{[ 19 ]} pero finalmente se adoptó el término FEB del modelo de "Cuerpos Evaporantes Caídos" ^{[ 20 ]} o escenario de Cuerpo Evaporante Caído (FEB). ^{[ 21 ]}

En 2026, Alain Lecavelier des Etangs, Paul A. Strøm y Darryl Z. Seligman propusieron un sistema de nomenclatura para exocometas individuales. En este sistema, la designación de una exocometa comienza con el nombre de su estrella anfitriona (como en el caso de los exoplanetas ), seguido de la letra C (de cometa) y la fecha en que se observó por primera vez, en formato AAAA MM DD. Si se observaron varias exocometas en el mismo sistema en la misma fecha, se añade una letra minúscula. ^{[ 22 ]} Por ejemplo, la primera exocometa observada (descrita por Ferlet et al. en 1987 ^{[ 1 ]} ) se designaría como " β Pic C19841113". ^{[ 22 ]}

Esta nomenclatura se utiliza en otro artículo de 2026 con Lecavelier des Etangs como coautor. Este artículo informa sobre la detección de tres exocometas alrededor de β Pictoris, todas observadas el mismo día y designadas como β Pic C20250429a, b y c. ^{[ 23 ]}

Los exocometas pueden detectarse mediante espectroscopia a medida que transitan sus estrellas anfitrionas. Los tránsitos de exocometas, al igual que los tránsitos de exoplanetas , producen variaciones en la luz recibida de la estrella . Se observan cambios en las líneas de absorción del espectro estelar: la ocultación de la estrella por la nube de gas proveniente del exocometa produce características de absorción adicionales más allá de las que normalmente se observan en esa estrella, como las observadas en las líneas de calcio ionizado . A medida que el cometa se acerca lo suficiente a la estrella, se libera gas cometario por la evaporación de hielos volátiles y polvo junto con él. Las líneas de absorción de una estrella que alberga exocometas representan, además de un componente estable, uno o varios componentes variables con desplazamiento al rojo . Los componentes variables cambian en escalas de tiempo cortas de una hora. El componente variable representa los exocometas. El exocometa cae hacia la estrella y cualquier línea de absorción producida por la evaporación del exocometa se desplaza al rojo en comparación con la línea de absorción de la estrella. ^{[ 8 ]}

Las observaciones de HR 10 con el PIONIER (VLTI) y 32 años de observaciones de velocidad radial revelaron que este candidato a anfitrión de exocometa resultó ser una estrella binaria , con cada estrella rodeada por una envoltura circunestelar. Este nuevo resultado puede explicar las líneas espectrales variables sin exocometas. El estudio señala que el 50 % de las estrellas de tipo A podrían resolverse como binarias en el futuro y que más sistemas con líneas espectrales variables atribuidas a exocometas podrían resultar ser binarias. ^{[ 24 ]}

Los exocometas en tránsito fueron detectados por primera vez alrededor de KIC 3542116 y posiblemente KIC 11084727 por un grupo de científicos ciudadanos y astrónomos profesionales . La misión Kepler detectó caídas asimétricas alrededor de KIC 3542116, una estrella de tipo F2V que son consistentes con los modelos de exocometas en tránsito. Las caídas fueron encontradas por uno de los autores, un participante de Planet Hunters , en una búsqueda visual durante 5 meses del archivo completo de curvas de luz de Kepler Q1-Q17 que abarca 201250 estrellas objetivo. ^{[ 6 ] [ 25 ]} TESS sí observó tránsitos de exocometas alrededor de Beta Pictoris. ^{[ 26 ]} La forma de una caída causada por un exocometa en tránsito se modela como una forma "triangular redondeada" muy específica y se puede distinguir de la mayoría de los exoplanetas en tránsito . ^{[ 27 ] [ 28 ]} Un exocometa en tránsito alrededor de HD 182952 (KIC 8027456) es el primer exocometa encontrado en una búsqueda automatizada de exocometas en tránsito. ^{[ 7 ]} Eventos de atenuación irregulares alrededor de KIC 8462852 ^{[ 5 ]} se han interpretado como exocometas, pero la forma de las caídas es diferente de los tránsitos de exocometas descubiertos. ^{[ 26 ]}

Durante la formación de la Nube de Oort mediante perturbaciones planetarias, encuentros estelares y la marea galáctica, un cometa puede ser eyectado y abandonar el sistema solar. ^{[ 29 ]} Los sistemas binarios son otra posible fuente de exocometas eyectadas. ^{[ 30 ]} Estas exocometas eyectadas pertenecen a los cometas interestelares y pueden observarse directamente si entran en el sistema solar. ^{[ 31 ] [ 32 ]}

Las observaciones de β Pictoris con TESS en 2022 llevaron al descubrimiento de 30 nuevos exocometas. ^{[ 33 ]}

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  Objeto interestelar ʻOumuamua saliendo del Sistema Solar (concepto artístico) ( animación )
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  Representación artística de exocometas cayendo en la joven estrella HD 172555. ^{[ 44 ]}
• Vídeo: representación artística de exocometas orbitando la estrella Beta Pictoris .
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  Representación artística de un exocometa cayendo en la enana blanca WD 1425+540 . ^{[ 37 ]}
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  Concepto artístico de una nube de exocometas en desintegración alrededor de KIC 8462852 ( Estrella de Tabby ).

• Cometas extrasolares – NASA