¿Cómo escapa un cometa del Sol? (o de cualquiera otra estrella)

 Primero pensemos como “escapan”  las partículas de agua, de la ropa húmeda que colocamos en el tendedero, también de la superficie del agua que está hirviendo en una olla (o de los ríos, lagos y mares).

Bueno, sin   entrar en mucho detalle; las partículas de agua necesitan alcanzar una “velocidad de escape” apropiada (de una cierta magnitud), para vencer las fuerzas de cohesión molecular  entre ellas y de adhesión con el tejido.  Esto para que las de la capa límite en contacto con el aire, se liberen. Luego el viento hará el trabajo de alejarlas, para que no regresen.
Lo mismo sucede con las partículas en la capa superior de moléculas de agua hirviendo si tienen la suficiente energía cinética (la “velocidad de escape”), para liberarse. Por eso funciona mejor si el agua está a una temperatura mayor que la del aire circundante, o está hirviendo.

En ambas situaciones las temperatura y la presión atmosférica juegan un papel importante.
También la masa del cuerpo del cual quieren escapar. No es lo mismo para telas gruesas, que para delgadas, o para partículas que están en el fondo de la olla y las de la superficie.

Eso sucede y sucedió con las atmósferas de Mercurio, la Luna y Marte. 
Pero Venus, la Tierra y el satélite Titán de Saturno han logrado sostener una buena parte de su atmósfera original, ¿Por qué?

Una manera de encontrar una relación matemática que permita calcular la “velocidad de escape del Sol" (de un planeta, satélite, u otra estrella) es aplicar  la ley de conservación de la energía mecánica.
Por medio de un razonamiento sencillo, entre dos posiciones de la partícula que escapa.
Por ejemplo (1) a una cierta distancia (r) del Sol y (2) a una distancia infinitamente alejada. Lo estudió en su curso de física preuniversitaria.

En el punto (1) la partícula tiene una energía cinética mv²/2 y una energía (potencial) gravitatoria de GMm/r; con signo negativo, porque en realidad la partícula está casi en el fondo de un “pozo gravitacional” que debe superar cuando se aleja infinitamente.

En el punto (2) si concebimos la “velocidad de escape” como el valor mínimo para escapar del punto (1), ya no necesita velocidad (E.C. = 0).
Tampoco energía gravitatoria (ya salió del pozo; la interacción gravitacional ya no existe, se ha liberado (E.P. = 0).

Revise su física de Colegio o de primer año de la U, iguale la energía mecánica entre estas dos situaciones y encuentre que la velocidad de escape:
- No depende de la masa de la partícula (¡del cometa!). 
- Solo de la masa (M) del Sol (estrella o cualquier centro de atracción) y, -muy importante-
-De la distancia (r) al centro de masa de este cuerpo, lógicamente en el denominador de la ecuación.

La velocidad de escape desde la superficie del Sol es 617,5 km/s.
A 298 unidades astronómicas del Sol se ha reducido 2,98 km/s
Y a 1774 unidades astronómicas es solamente 1 km/s.

Evidentemente, gases congelados que se encuentran en la Banda de Kuiper (entre 30 y 50 unidades astronómicas del Sol), pueden sufrir alguna perturbación (causada por una estrella que se acerque un poco) y que los saque de su entorno.
Entonces tienen una cierta probabilidad de convertirse en cometas ligados al Sol (órbitas elípticas).
Otros pueden ser expulsados (hacia afuera).

Si esos cuerpos se encuentran en la Nube de Oort (5 000 a 100 000 unidades astronómicas del Sol), donde teóricamente termina -totalmente- la influencia gravitatoria de éste, e inicia el espacio interestelar,  su velocidad de escape (de la estrella) es casi nula.

 Entonces tiene mucha oportunidad de ser expulsado hacia el exterior del sistema, como 3i/ATLAS, simplemente porque la fuerza de atracción gravitatoria ya no existe.

Yo considero lógico suponer que,
casi todos los sistema estelares tiene una configuración semejante a la del Sol,
con su propia y equivalente “Nube de Oort”.

Así las cosas un cometa perfectamente puede escapar al espacio interestelar de una estrella cercana como Alfa Centauri y otras.
Las condiciones iniciales las determinará la dinámica del evento.
Lo dotarán de una trayectoria particular, con parámetros orbitales definidos, principalmente por su cantidad de movimiento angular.
Así, podrá llegar a la zona de influencia de otra estrella, en la cual la gravedad de ésta modificará su trayectoria y la temperatura modificará el estado termodinámico. 

Entonces, sublimarán los hielos de ese núcleo, se formará una coma y una o varias colas, dejando desperdicios (posibles y futuras lluvias de meteoros) típicos de la región de la galaxia donde se formó.

jav