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Aggiornato il 06/01/2024
LE COMETE PERIODICHE
CAPITOLO 4
In questo quarto capitolo, saranno trattate tutte le comete periodiche dalla 51P/Harrington, fino alla Comprese.
I colori delle comete:
(In foto a lato alcuni esempi).
Cosa c’è quindi all’origine dei diversi colori delle comete?
Sono i processi chimici e fisici a rendere la roccia spaziale, di solito scura e spenta, in una sorta di tavolozza.
I diversi colori delle comete derivano dall’azione di cinque composti: acqua ghiacciata, ammoniaca, biossido di carbonio, metano e monossido di carbonio.
La scia blu di questi bolidi appare quando la luce ionizza le molecole di monossido di carbonio, mentre la scia verde è data da una prevalenza di carbonio biatomico C2.
Le scie gialle o arancioni sono dovute ad una prevalenza di polveri presenti nella chioma e nella coda.
In molti casi sono presenti sia una coda di gas ionizzato bianco-bluastra, assieme ad una scia di polveri giallo-rossastra.
Invece quando è il ghiaccio della cometa a sublimare per il calore del Sole, crea una scia che acquisisce un colore tra bianco e giallo, quando essa viene illuminata dalla luce solare.
A questo punto, poi i raggi solari rompono i legami di alcuni elementi che fanno emettere, nel processo, un bagliore spesso di colore verdastro.
Lontano dal Sole, le comete sono alcuni dei corpi che riflettono meno luce apparendo grigio scuro o neri come il catrame.
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51P/HARRINGTON
Frammenti A e D
La cometa Harrington, formalmente 51P/Harrington, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Frammentazione del nucleo:
Durante il passaggio al perielio del 1994 il nucleo della cometa si è frammentato in tre parti, il frammento principale è stato chiamato A, i due frammenti secondari sono stati chiamati B e C.
Lo stesso fenomeno si è ripetuto durante il passaggio al perielio del 2001, quando l'unico nucleo cometario sopravvissuto, quello chiamato A nel 1994, si è scisso in due frammenti; il principale ha conservato la denominazione A, mentre il secondario è stato chiamato D, che è stato osservato sia al ritorno del 2008 sia in quello del 2015 con una data di circa un giorno in anticipo sul frammento A.
Il nucleo originale della cometa aveva un diametro medio di circa 4,8 km.
Scoperta:
Fu scoperta da Robert George Harrington all'Osservatorio di Monte Palomar il 14 agosto 1953 utilizzando il telescopio Schmidt.
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Storia osservativa:
(Le tabelle con i dati orbitali sono tratte dal sito di Syuichi Nakano, dalle note : NK 678A , NK 961D , NK 2314 , NK 3013 , NK 3014).
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1953
Robert G. Harrington ha scoperto questa cometa su una lastra scattata il 14,41 agosto 1953 con la fotocamera Schmidt da 122 cm durante il National Geographic Society-Palomar Sky Survey.
La cometa si trovava in Acquario, e ne stimò la magnitudine in +15 e la descrisse come diffusa, con una condensazione centrale e una coda lunga meno di 1°.
Passò al perielio il 22 settembre 1953.
Questa è stata un'apparizione molto favorevole per questa cometa, con il suo perielio e il suo avvicinamento più vicino alla Terra che sono arrivati entro 10 giorni l'uno dall'altro durante nel settembre 1953. La luminosità della cometa si è mantenuta vicino a +15 per tutto settembre e poi ha iniziato a svanire. La magnitudine era scesa a +18 durante gli ultimi giorni di ottobre ed è stata determinata come +18,8 quando è stata vista l'ultima volta il 10 dicembre 1953.
Nel 1967, Grzegorz Sitarski (Istituto di Astronomia, Accademia polacca delle scienze, Varsavia, Polonia) calcolò gli elementi orbitali corretti per l'apparizione del 1953, ha quindi fatto avanzare la cometa all'indietro per verificare la sua recente evoluzione orbitale.
Sitarski ha notato che il periodo orbitale della cometa era di 6,65 anni quando è passata al perielio nel 1918, e poi ha poi superato a 0,8 UA da Giove il 19 novembre 1920 e il periodo orbitale è stato cambiato in 6,99 anni. Il risultato di questo periodo orbitale di quasi 7 anni fu che le apparizioni del 1925, 1932, 1939, 1946 e 1953 erano tutte quasi identiche, avendo superato il perielio entro pochi giorni dal 25 settembre ogni volta. Queste condizioni favorevoli terminarono a causa di un avvicinamento ravvicinato a Giove il 26 ottobre 1956 a 0,50 UA. Sitarski ha osservato che l'apparizione del 1953 è stata l'ultima buona opportunità per scoprire questa debole cometa nel cielo.
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1960
Brian G. Marsden ha studiato l'orbita di questa cometa e ha predetto che sarebbe arrivata al perielio il 28 giugno 1960. Elizabeth Roemer (US Naval Observatory, stazione di Flagstaff, Arizona, USA) ha recuperato questa cometa il 3,45 agosto 1960. La magnitudine è stata stimata in 19 e la cometa è stata descritta come diffusa, con una condensazione e una coda lunga meno di 1°. La cometa ha cambiato poco di luminosità dal suo recupero fino a quando non è stata vista l'ultima volta il 26 ottobre, quando Roemer ha determinato la magnitudine di 19,8. Ciò era principalmente dovuto al fatto che la cometa si stava avvicinando costantemente alla Terra, la distanza più vicina era 1,13 UA il 4 novembre.
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Non osservata:
La cometa non è stata osservata durante i suoi ritorni del 23 aprile 1967 e del 17 febbraio 1974 poiché il perielio si è verificato quando la cometa era in congiunzione con il Sole.
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1980
La cometa fu poi recuperata il 4 settembre 1980 quando P. Jekabson la fotografò a magnitudine +18,5, ed anche questa non fu un'apparizione favorevole e la cometa non è stata più vista dopo il 6 ottobre.
T = 1980 Dec. 24.57454 TT Epoch = 1980 Dec. 27.0 TT Peri. = 233.05111 e = 0.5557417 Node = 119.62644 (2000.0) a = 3.6115378 AU Inc. = 8.64783 n'= 0.14360376 q = 1.6044558 AU P = 6.863 years
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1987
È stata anche vista durante il suo ritorno nel 1987.
T = 1987 Oct. 31.78580 TT Epoch = 1987 Oct. 12.0 TT Peri. = 233.05178 e = 0.5571387 Node = 119.61561 (2000.0) a = 3.6036351 AU Inc. = 8.65396 n'= 0.14407641 q = 1.5959107 AU P = 6.841 years
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1994
Nel 1994, l'osservazione è stata molto favorevole, consentendo agli astronomi dilettanti di effettuare osservazioni quando ha raggiunto la magnitudine +13,5.
Questa cometa ha sorpreso gli astronomi durante questo suo ritorno, difatti la circolare IAU 6089, riportava che Jim Scotti (Lunar and Planetary Laboratory, Arizona, USA) scoprì due compagni che la seguivano il 5 ottobre 1994, la magnitudine del primario era +12,8, mentre i due frammenti avevano magnitudini di +21,3 e +20,2.
T = 1994 Aug. 23.23755 TT Epoch = 1994 Sept. 5.0 TT Peri. = 233.45720 e = 0.5612721 Node = 119.26195 (2000.0) a = 3.5827483 AU Inc. = 8.65535 n'= 0.14533815 q = 1.5718515 AU P = 6.781 years
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2001
La cometa ha poi superato il perielio il 5 giugno 2001.
Anche in questa occasione il nucleo pricipale, unico sopravvissuto al passaggio precedente, ha avuto episodi di sfogo, che hanno poi prodotto un nuovo frammento denominato D.
Dopo quell'apparizione si avvicinerà entro 0,37 UA da Giove il 23 ottobre 2003, e questo passaggio ravvicinato ruoterà il nodo ascendente dell'orbita di oltre 30 gradi e aumenterà la distanza del perielio da 1,568 UA a 1,688 UA, il periodo orbitale cambierà da 6,77 a 7,13 anni.
Nel complesso, questo renderà la cometa un oggetto ancora più debole ad ogni successivo passaggio al perielio.
DATI FRAMMENTO A:
T = 2001 June 5.72292 TT Epoch = 2001 June 20.0 TT Peri. = 233.59448 e = 0.5617824 Node = 119.18284 (2000.0) a = 3.5784456 AU Inc. = 8.65565 n'= 0.14560036 q = 1.5681378 AU P = 6.769 years ]
DATI FRAMMENTO D:
T = 2001 June 5.74824 TT Epoch = 2001 June 20.0 TT Peri. = 233.59256 e = 0.5618466 Node = 119.18122 (2000.0) a = 3.5786405 AU Inc. = 8.65500 n'= 0.14558847 q = 1.5679936 AU P = 6.770 years
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2008
Passaggio al perielio il 18,03 giugno 2008 - Frammento D.
Passaggio al perielio il 18,40 giugno 2008 - Frammento A.
Durante questo passaggio sono stati ritrovati entrambi i frammenti, che sono passati al perielio con circa 9 ore di differenza, A aveva una magnitudine massima di circa +14, mentre D era intorno a +20.
DATI FRAMMENTO A:
T = 2008 June 18.40057 TT Epoch = 2008 June 23.0 TT Peri. = 269.17190 e = 0.5442510 Node = 83.77489 (2000.0) a = 3.7033774 AU Inc. = 5.42844 n'= 0.13829520 q = 1.6878105 AU P = 7.127 years
DATI FRAMMENTO D:
T = 2008 June 18.03775 TT Epoch = 2008 June 23.0 TT Peri. = 269.19268 e = 0.5442802 Node = 83.75983 (2000.0) a = 3.7030669 AU Inc. = 5.42919 n'= 0.13831260 q = 1.6875607 AU P = 7.126 years
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2015
Passaggio al perielio il 11 agosto 2015 - Frammento D.
Passaggio al perielio il 12 agosto 2015 - Frammento A.
Durante questo passaggio sono stati ritrovati entrambi i frammenti, che sono passati al perielio con circa 1 giorno di differenza, il frammento A aveva una magnitudine massima di circa +16, mentre il D era intorno a +19.
DATI FRAMMENTO A:
Epoch = 2015 Aug. 6.0 TT T = 2015 Aug. 12.69652 +/- 0.00029 (m.e.) TT Peri. = 269.29002 +/- 0.00017 Node = 83.69240 +/- 0.00009 (2000.0) Inc. = 5.42427 +/- 0.00001 q = 1.6996125 +/- 0.0000012 AU e = 0.5424494 +/- 0.0000003 a = 3.7145892 +/- 0.0000009 AU n' = 0.13766955 +/- 0.00000005 P = 7.159 +/- 0.0000026 years A1 = +3.274 +/- 0.023 A2 = +0.40318 +/- 0.00025
DATI FRAMMENTO D:
Epoch = 2015 Aug. 6.0 TT T = 2015 Aug. 11.60588 +/- 0.00032 (m.e.) TT Peri. = 269.32276 +/- 0.00029 Node = 83.67724 +/- 0.00021 (2000.0) Inc. = 5.42503 +/- 0.00001 q = 1.6993368 +/- 0.0000010 AU e = 0.5424469 +/- 0.0000002 a = 3.7139665 +/- 0.0000007 AU n' = 0.13770418 +/- 0.00000004 P = 7.157 +/- 0.0000021 years A1 = +0.088 +/- 0.024 A2 = -0.00520 +/- 0.00064
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2022
Passaggio al perielio il 1 ottobre 2022 - Frammento D.
Passaggio al perielio il 3 ottobre 2022 - Frammento A.
--- NON ANCORA RECUPERATA ---
Si prevede che durante questo passaggio al perielio, i 2 frammenti passeranno con un intervallo di poco più di 2 giorni.
DATI FRAMMENTO A:
T = 2022 Oct. 3.89383 TT Epoch = 2022 Sept.18.0 TT Peri. = 269.25450 e = 0.5437195 Node = 83.67126 (2000.0) a = 3.7096187 AU Inc. = 5.42576 n'= 0.13794634 q = 1.6926265 AU P = 7.145 years
DATI FRAMMENTO D:
T = 2022 Oct. 1.75784 TT Epoch = 2022 Sept.18.0 TT Peri. = 269.29845 e = 0.5436807 Node = 83.65600 (2000.0) a = 3.7087863 AU Inc. = 5.42649 n'= 0.13799278 q = 1.6923909 AU P = 7.142 years
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Passaggi futuri:
Il prossimo passaggio ravvicinato con il nostro pianeta, non avverrà fino all'anno 2039, ad una distanza di 0,439 UA, per il frammento A.
Nei futuri passaggi i 2 frammenti si allontaneranno sempre di più, fino a diventare 2 comete indipendenti.
Futuri passaggi al perielio della cometa 51P-A/Harrington:
19 novembre 2029 - 4 gennaio 2037 - 12 agosto 2044 - 16 maggio 2052 - 22 febbraio 2060 -
30 luglio 2067 - 20 maggio 2075 - 10 marzo 2083 - 12 ottobre 2090 - 27 luglio 2100 -
29 maggio 2110.
Futuri passaggi al perielio della cometa 51P-D/Harrington:
16 novembre 2029 - 30 dicembre 2036 - 2 agosto 2044 - 2 maggio 2052 - 3 febbraio 2060 -
11 luglio 2067 - 18 maggio 2075 - 24 marzo 2083 - 1 novembre 2090 - 19 luglio 2099 -
10 aprile 2108.
(Dati tratti dal sito di Kazuo Kinoshita).
Parametri orbitali:
FRAMMENTO A:
51P/Harrington
da 650 osservazioni 2001 Nov 11-2015 Mag 28, residuo medio 0".70.
parametri non-gravitazionali A1= +2.89, A2= +0.4057.
Epoca = 2015 Ago 6.0 TT JDT = 2457240.5
T = 2015 Ago 12.7021337102 TT +/- 0.0004824456
Peri. = 269.2920213801 +/- 0.0002217188
Nodo = 83.6926953752 (2000.0) +/- 0.0000714416
Incl. = 5.4242608003 +/- 0.0000115600
q = 1.6996451373 UA +/- 0.0000041290
e = 0.5424448485 +/- 0.0000008682
A1 = 2.8907377101 +/- 0.0331684501
A2 = 0.4056880909 +/- 0.0003674320
a = 3.7146235412 UA +/- 0.0000030825
n = 0.1376676388 +/- 0.0000001714
P = 7.1593271804 anni +/- 0.0000089116
FRAMMENTO D:
51P-D (Harrington)
da 217 osservazioni 2001 Ott 19-2015 Nov 7, residuo medio 0".73.
parametri non-gravitazionali A1= -0.00, A2= -0.0072.
Epoca = 2015 Ago 6.0 TT JDT = 2457240.5
T = 2015 Ago 11.6073241398 TT +/- 0.0052914061
Peri. = 269.3247618278 +/- 0.0005741003
Nodo = 83.6760673416 (2000.0) +/- 0.0000752753
Incl. = 5.4250685616 +/- 0.0000114141
q = 1.6993428699 UA +/- 0.0000058587
e = 0.5424460899 +/- 0.0000010267
A1 = -0.0041390210 +/- 0.0536965666
A2 = -0.0071839206 +/- 0.0008136329
a = 3.7139730036 UA +/- 0.0000041135
n = 0.1377038111 +/- 0.0000002288
P = 7.1574465561 anni +/- 0.0000118912
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52P/HARRINGTON-ABELL
La 52P/Harrington-Abell è una piccola cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane. Nel 1998 la cometa è stata soggetta ad uno sfogo (outburst), ossia un aumento improvviso della sua luminosità.
Scoperta:
Fu scoperto da Robert G. Harrington e George O. Abell nel 1955 su lastre fotografiche del Palomar Sky Survey riprese con il telescopio Samuel Oschin da 49 pollici.
Parametri orbitali:
T = 2021 Ott 5.18854 TT Epoca = 2021 Set 23.0 TT Peri. = 139.59307 e = 0.5400738 Nodo = 336.83801 (2000.0) a = 3.8641633 UA Incl. = 10.23173 n'= 0.12975403 q = 1.7772298 UA P = 7.596 anni
( Diagramma orbitale - JPL ).
DATI ORBITALI NEI PRECEDENTI PASSAGGI:
T = 1976 Apr. 21.82633 TT Epoch = 1976 Apr. 12.0 TT Peri. = 138.44786 e = 0.5400942 Node = 337.48940 (2000.0) a = 3.8615739 AU Inc. = 10.17053 n'= 0.12988456 q = 1.7759604 AU P = 7.588 years T = 1983 Dec. 1.67156 TT Epoch = 1983 Dec. 12.0 TT Peri. = 138.56779 e = 0.5388379 Node = 337.42989 (2000.0) a = 3.8707881 AU Inc. = 10.16090 n'= 0.12942107 q = 1.7850606 AU P = 7.616 years T = 1991 July 6.92950 TT Epoch = 1991 July 3.0 TT Peri. = 138.66506 e = 0.5404377 Node = 337.34402 (2000.0) a = 3.8610364 AU Inc. = 10.18261 n'= 0.12991169 q = 1.7743869 AU P = 7.587 years T = 1999 Jan. 27.87637 TT Epoch = 1999 Jan. 22.0 TT Peri. = 138.89993 e = 0.5429099 Node = 337.28777 (2000.0) a = 3.8416619 AU Inc. = 10.21846 n'= 0.13089569 q = 1.7559857 AU P = 7.530 years
T = 2006 Aug. 14.77487 TT Epoch = 2006 Aug. 13.0 TT Peri. = 139.08469 e = 0.5428550 Node = 337.17785 (2000.0) a = 3.8436692 AU Inc. = 10.22047 n'= 0.13079317 q = 1.7571140 AU P = 7.536 years
T = 2014 Mar. 7.54468 TT Epoch = 2014 Mar. 4.0 TT Peri. = 139.61374 e = 0.5406327 Node = 336.85283 (2000.0) a = 3.8599316 AU Inc. = 10.23061 n'= 0.12996747 q = 1.7731263 AU P = 7.583 years
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Storia osservativa:
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1954-1955
Passaggio al perielio il 12 dicembre 1954. (evento 52P/1955 F1).
Robert G. Harrington e George O. Abell (Osservatorio Palomar, California, USA) hanno scoperto questa cometa su una lastra scattata il 22,30 marzo 1955, con la fotocamera Schmidt da 122 cm durante il National Geographic Society-Palomar Sky Survey.
La cometa è stata stimata di magnitudine +17, ed è stata descritta come diffusa, con una condensazione centrale e una coda lunga meno di 1°.
La cometa è stata confermata su lastre fotografiche esposte il 27,38 marzo e il 30,36 marzo, ed in quest'ultima data il nucleo era di magnitudine +19,0 ed era circondato da una debole chioma.
A causa della debolezza della cometa, non fu seguita per molto tempo durante questa apparizione.
George van Biesbroeck l'ha fotografata due volte con il riflettore da 82 pollici al McDonald Observatory durante la seconda metà di aprile, ed ha stimato la magnitudine in +19,5 in ogni occasione, inoltre ha detto che la chioma aveva un diametro di 5 secondi d'arco.
La cometa è stata vista l'ultima volta il 18,23 maggio e il 18.32 maggio, quando Elizabeth Roemer (Lick Observatory) ha ottenuto esposizioni rispettivamente di 120 e 100 minuti con il riflettore Crossley da 36 pollici f/5.8, ne ha determinato la magnitudine come +19,2 e ha detto che la cometa sembrava leggermente diffusa.
Leland E. Cunningham (Leuschner Observatory, Berkeley, California, USA) ha calcolato la prima orbita che è stata pubblicata il 25 aprile 1955. Ha utilizzato le tre posizioni iniziali di Palomar e ha indicato che la cometa si stava muovendo su un'orbita ellittica, con la data del perielio per il 18 dicembre 1954 (errata di +6 giorni), mentre il periodo orbitale era di 7,01 anni.
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Altri passaggi al perielio:
La cometa è stata vista ad ogni apparizione successiva, a cominciare dal suo primo recupero il 26 gennaio 1962 da parte di Alan McClure.
Ma ogni volta tende a rimanere un oggetto debole intorno alla 17esima magnitudine.
Ulteriori apparizioni arrivarono nel:
23 febbraio 1962 - 10 maggio 1969 - 21 aprile 1976 - 1 dicembre 1983 - 6 luglio1991.
Il 12 aprile del 1974, la cometa ebbe un incontro particolarmente ravvicinato con Giove ad una distanza di sole 0,0369 UA, che seppur lasciando immutato il suo perielio a circa 1,77 UA, ne ha aumentato il periodo di rivoluzione da circa 7,2 a 7,6 anni.
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1999
Kenji Muraoka prese le posizioni rilevate negli anni dal 1955 al 1990 e predisse che la cometa sarebbe passata al perielio il 27,87 gennaio 1999.
La cometa è stata recuperata il 21 luglio 1998 da Alain Maury (l'Observatoire de la Côte d'Azur, Francia). Usando il riflettore Schmidt da 0,9 m e un CCD, si aspettava una cometa che brillava debolmente a una magnitudine di +21 o +22, ma invece ha rilevato una cometa di magnitudine +12,2. Questa insolita luminosità è stata confermata la notte successiva da diversi osservatori che hanno stimato la magnitudine visiva da +10,9 a +11,8. La chioma aveva un diametro compreso tra 1 e 3 minuti d'arco. La maggiore luminosità della cometa è continuata per molti mesi e gli osservatori hanno riportato magnitudini totali di circa +11 nel periodo in cui la cometa ha superato il perielio il 27 gennaio 1999. Il diametro della chioma era quindi cresciuto a circa 3 minuti d'arco.
(Questa immagine è stata scattata da Michael Jäger il 6,81 gennaio 1999, usando una fotocamera Schmidt da 25,4 cm. Il tempo di esposizione è stato di 10 minuti e l'emulsione fotografica è stata hypered TP6415).
La cometa è svanita lentamente durante febbraio e all'inizio di marzo la maggior parte degli osservatori visivi stimava la magnitudine tra +11,5 e +12, e la chioma era quindi leggermente più grande di 2 minuti d'arco.
Per la maggior parte della prima metà del 1999, la cometa ha continuato a mantenere la sua maggiore luminosità per gli osservatori visivi, anche se alla fine di marzo era scesa al di sotto della magnitudine +12, mentre il diametro della chioma era sceso a 2 minuti d'arco. Le osservazioni sono continuate per tutto aprile e maggio, ed entro la metà dell'ultimo mese, quando le precedenti formule di previsione della luminosità indicavano che la cometa avrebbe dovuto brillato debolmente a magnitudine +19,5, la maggior parte degli osservatori visivi stava ancora segnalando che la cometa era compresa tra +12,7 e +13,0 mag.
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Ulteriori passaggi più recenti:
Al suo ritorno al perielio del 14 agosto 2006, è tornata alla luminosità normale, toccando una magnitudine di +17,5.
Nel passaggio al perielio del 7 marzo 2014 l'osservazione si è resa più favorevole arrivando al massimo ad una luminosità di circa +14,5 mag.
Nel suo più recente passaggio al perielio del 5 ottobre 2021 è stata toccata la luminosità massima di circa +17,5 in linea con la maggior parte dei suoi passaggi osservati precedentemente.
( Curva di luce del 2021 ).
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Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio sono stati calcolati da Kazuo Kinoshita, che ha scoperto anche che la cometa effettuerà alcuni passaggi vicino a Giove che infine ne aumenteranno il perielio a poco meno di 2 UA ed il periodo di rivoluzione a poco più di 8 anni.
I passaggi al perielio ci saranno nelle seguenti date:
10 maggio 2029 - 27 dicembre 2036 - 21 settembre 2044 - 21 giugno 2052 - 26 gennaio 2060 -
10 novembre 2067 - 22 agosto 2075 - 14 aprile 2083 - 23 aprile 2091 - 1 maggio 2099 -
19 marzo 2107.
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53P/VAN BIESBROECK
La 53P/Van Biesbroeck o Cometa Van Biesbroeck è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 7 km.
Scoperta:
Durante un tentativo fallito di recuperare l'asteroide 1953 GC, George van Biesbroeck (Yerkes Observatory, Wisconsin, USA) ha scoperto questa cometa con un'esposizione fotografica di 16 minuti ottenuta con il riflettore da 24 pollici il 1,18 settembre 1954. Ha stimato la magnitudine in +14,5 e ha descritto la cometa come rotonda, ben condensata e larga 8 secondi d'arco. La cometa era presente anche su un'esposizione di 16 minuti ottenuta, pochi minuti dopo con lo stesso telescopio, l'1,19 settembre.
Storia osservativa:
I passaggi al perielio osservati, sono avvenuti nelle seguenti date:
20 febbraio 1954 (53P/1954 R1) [12,43 anni] - 17 luglio 1966 (53P/1965 J1) [12,41 anni] -
3 dicembre 1978 [12,39 anni] - 24 aprile 1991 [12,43 anni] - 9 ottobre 2003 [12,52 anni] -
29 aprile 2016.
Il prossimo passaggio del perielio sarà per la vigilia di Natale del 24 dicembre 2028, quando si prevede che la cometa si illuminerà fino a circa una magnitudine apparente di +14.
Poi i successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:
15 agosto 2041 - 31 agosto 2051 - 1 ottobre 2061 - 2 novembre 2071 - 15 novembre 2081 -
28 luglio 2091 - 16 aprile 2101 - 31 maggio 2111.
Evoluzione dell'orbita:
La prima orbita è stata calcolata da Eugene Karl Rabe (Cincinnati Observatory, Ohio, USA). Prese tre posizioni dal periodo dal 1 al 7 settembre e calcolò sia le orbite paraboliche che quelle ellittiche, che furono pubblicate per la prima volta il 22 settembre 1954, ma l'orbita ellittica non si adattava alle posizioni, lo stesso vale per la parabolica, ma lasciava comunque piccoli residui.
Leland E. Cunningham (Leuschner Observatory, Berkeley, California, USA) ha pubblicato un'orbita migliorata il 15 ottobre, che utilizzava le posizioni ottenute fino al 30 settembre, e ciò ha dato la data del perielio per l'11,77 febbraio 1954 e il periodo di 14,1 anni. Cunningham ha osservato che la cometa aveva il potenziale per subire forti perturbazioni da Giove e Saturno.
Calcolando l'orbita seguita dalla cometa prima della sua scoperta, è emerso che la cometa ha avuto un incontro moderatamente ravvicinato con il pianeta Giove nel 1850 che ne ha variato la distanza perielica da 2,7 a 2,4 UA.
L'orbita seguita precedentemente al 1850 è molto simile a quella della cometa 42P/Neujmin 3, il che lascia supporre che i due corpi siano in realtà frammenti della stessa cometa progenitrice che si è divisa intorno al marzo 1845.
L'orbita di 53P/Van Biesbroeck attualmente ha una distanza minima di intersezione dell'orbita di Giove (MOID) di soli 0,009 AU (1.300.000 km), questo fatto può portare ad incontri che ne potranno modificare radicalmente l'orbita in futuro.
Il 15 agosto 2039 un passaggio vicino a Giove, ad una distanza di 0,1791 UA causerà l'abbassamento del perielio da 2,42 a 1,92 UA, e ridurrà il suo periodo di rivoluzione da 12,56 a 10,00 anni.
Parametri orbitali:
53P/Van Biesbroeck
da 2992 osservazion1 1954 Set 3-2018 Feb 3, residuo medio 0".63.
parametri non-gravitazionali A1= -0.02, A2= -0.0211.
Epoca = 2016 Mag 12.0 TT JDT = 2457520.5
T = 2016 Apr 29.9368362000 TT +/- 0.0001601688
Peri. = 134.1973741360 +/- 0.0000522464
Node = 148.9231026065 (2000.0) +/- 0.0000273314
Incl. = 6.6083968559 +/- 0.0000033574
q = 2.4271128828 UA +/- 0.0000001279
e = 0.5516061851 +/- 0.0000000221
A1 = -0.0196835176 +/- 0.0157130405
A2 = -0.0210714425 +/- 0.0000781104
a = 5.4129044656 UA +/- 0.0000000721
n = 0.0782633675 +/- 0.0000000016
P = 12.5934738061 anni +/- 0.0000002516
( Diagramma orbitale - JPL ).
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54P/DE VICO-SWIFT-NEAT
La 54P/de Vico-Swift-NEAT , prima denominata anche Cometa de Vico, poi Cometa de Vico-Swift ed infine Cometa de Vico-Swift-NEAT è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
(Per le varie scoperte vedi la cronologia qui sotto).
Evoluzione dell'orbita:
Quando fu scoperta in quel periodo aveva un perielio a circa 1,19 UA dal Sole, ed orbitava in circa 5 anni e mezzo, poi ebbe una serie di incontri con Giove, il primo il 27 aprile 1885 ed il secondo il 5 aprile 1897, che spostarono il perielio a circa 1,67 UA con un periodo di circa 6,45 anni.
Nell'orbita attuale ci fu immessa dopo il passaggio a soli 0,1576 UA da Giove del 16 ottobre 1968, quando il perielio fu portato a circa 2,18 UA con un periodo di circa 7,4 anni.
In futuro un passaggio con Giove del 26 agosto 2028, ridurrà il perielio a circa 1,86 UA ed il periodo di rivoluzione calerà fino a circa 6,8 anni.
Successivamente altri due passaggi ravvicinati al pianeta gigante, del 25 settembre 2075, e del 24 marzo 2099, sposteranno il perielio a circa 3 UA con un periodo di circa 8,8 anni rendendo l'orbita molto meno ellittica, e portando la sua eccentricità a circa 0,31.
Parametri orbitali:
(Tabella tratta dal sito di Syuichi Nakano, nota NK 1813).
Epoch = 2009 Nov. 25.0 TT T = 2009 Nov. 28.49747 +/- 0.00487 (m.e.) TT Peri. = 1.90872 +/- 0.00141 Node = 358.85293 +/- 0.00020 (2000.0) Inc. = 6.06835 +/- 0.00003 q = 2.1719934 +/- 0.0000070 AU e = 0.4267009 +/- 0.0000014 a = 3.7885865 +/- 0.0000040 AU n' = 0.13365594 +/- 0.00000021 P = 7.374 +/- 0.0000118 years A1 = +0.750 +/- 0.137 A2 = +0.06954 +/- 0.00142
( Diagramma orbitale 2009 - JPL ).
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Cronologia dei passaggi osservati:
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1844
Passaggio al perielio il 30 agosto 1844 a 1,186 UA. (evento 54P/1844 O1).
Periodo di rivoluzione 5,46 anni.
Fu Francesco de Vico (Roma, Italia) che scoprì questa cometa telescopica durante una ricerca di routine di comete il 23 agosto 1844. Si trovava nella costellazione dell'Acquario e distava 0,20 AU dalla Terra e 1,19 AU dal Sole. Ha confermato la sua scoperta il 24 agosto. Scoperte indipendenti furono fatte da Melhop (Amburgo, Germania) il 6 settembre e da Hamilton L. Smith (Cleveland, Ohio, USA) il 10 settembre.
L'apparizione del 1844 è stata eccezionale per questa cometa poiché è passata a soli 0,19 UA dalla Terra il 1 settembre. Laugier e Felix Victor Mauvais hanno pubblicato un'orbita parabolica il 9 settembre e hanno notato che esisteva una somiglianza tra l'orbita di questa cometa e quelle viste nel 1585, 1678, 1743 e 1770. Ulteriori indagini da parte di questi astronomi hanno prodotto il suggerimento che la stessa cometa fosse vista ogni anno e che il suo periodo orbitale fosse di 9,2 anni. Aggiungendo un'altra cometa, la cometa Blanpain del 1819, alla loro indagine, hanno suggerito un periodo compreso tra 4,6 e 4,9 anni, ma poi come si è scoperto in seguito, la cometa di de Vico non era stata vista in nessuno degli anni precedenti. Hervé Faye (Parigi) ha calcolato la prima orbita ellittica il 16 settembre, determinando la data del perielio per il 3 settembre, la distanza del perielio come 1,18 UA e il periodo orbitale come 5,13 anni. La cometa è stata ampiamente osservata nei mesi di settembre e ottobre. L'osservazione finale è stata ottenuta il 31 dicembre. Faye ha calcolato un'orbita più definitiva il 9 dicembre che indicava che il periodo orbitale era di 5,46 anni.
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NON-OSSERVATA:
La cometa non è stata recuperata ai successivi ritorni. Quello del 1850 non fu particolarmente favorevole, ma il ritorno del 1855 fu molto favorevole a causa dell'avvicinamento della cometa entro 0,58 UA dalla Terra, numerose ricerche sono state condotte durante l'anno successivo, ma il tempo nuvoloso ha ostacolato i grandi osservatori europei durante i migliori periodi di osservazione.
È interessante notare che Goldschmidt ha riportato un oggetto il 17 maggio che era a solo 1,5° dalla posizione prevista, ma l'oggetto non è stato visto dopo quella data e calcoli successivi hanno rivelato che non poteva essere la cometa di de Vico.
Dopo ulteriori ricerche senza successo nel 1860 e nel 1866, la cometa fu considerata perduta.
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1894
Passaggio al perielio il 12 ottobre 1894 a 1,392 UA. (evento 54P/1894 W1).
Periodo di rivoluzione 5,86 anni.
Edward Swift (Echo Mountain, California, USA) scoprì questa cometa il 21,18 novembre 1894, mentre si trovava allora in Acquario e la descrisse come molto debole, con un piccolo nucleo e una coda corta e debole. Anche prima che fosse pubblicata un'orbita, A. Berberich suggerì che la cometa potrebbe essere la stessa della cometa di de Vico sulla base della posizione e della direzione del movimento della cometa.
Dopo la scoperta del 1894 la cometa svanì costantemente. Quando è stata vista l'ultima volta il 30 gennaio 1895, la magnitudine era scesa a +14.
Il movimento della cometa è stato studiato da vari astronomi, e Schulhof notò che la cometa aveva superato 0,60 AU da Giove nel 1885, il che spiegava le differenze tra l'orbita del 1894 e quella del 1844.
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NON-OSSERVATA:
Dopo l'apparizione del 1894, F.H. Seares calcolò un'orbita definitiva per la cometa Swift e poi si mise a calcolarne il percorso futuro. Ha notato un passaggio ravvicinato a Giove (0,44 UA) nel 1897 che avrebbe agito per aumentare il periodo orbitale da 5,85 a 6,40 anni.
Il ritorno del 1901 fu molto sfavorevole e la cometa non fu trovata.
Il ritorno del 1907 fu più favorevole e furono effettuate numerose ricerche, il cui clou fu un'esposizione fotografica di 3,5 ore di A. Kopff, ma non fu trovata traccia della cometa.
La cometa era di nuovo persa.
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1965
Passaggio al perielio il 23 agosto 1965 a 1,624 UA. (evento 54P/1965 M1).
Periodo di rivoluzione 6,31 anni.
È interessante notare che la probabilità che la cometa di de Vico del 1844 e la cometa di Swift del 1894 fossero identiche non era mai stata determinata in modo assoluto fino al 1965. Usando un computer, Brian G. Marsden iniziò nel 1963 ad indagare su questo problema, riuscendo a collegare le comete del 1844 e del 1894 con notevole precisione e poi ha proceduto a determinare la successiva apparizione favorevole. Trovò che un ritorno nel 1965 sarebbe stato molto favorevole e chiese a Joachim Schubart di effettuare un calcolo indipendente. Schubart ha confermato la correttezza dei calcoli di Marsden, ma con una differenza di 11 giorni nella data del perielio.
Con questi dati Arnold Klemola (Yale-Columbia Southern Observatory, Argentina) ha recuperato la cometa il 30 giugno 1965 a una magnitudine di +17.
La cometa si trovava su una linea che collegava le previsioni di Marsden e Schubart, sebbene leggermente più vicino a quest'ultima. La cometa è diventata luminosa fino a +15 mag alla fine di settembre. È stata vista per l'ultima volta il 15 ottobre a causa del suo ingresso nel crepuscolo.
T = 1965 Aug. 23.25257 TT Epoch = 1965 Aug. 28.0 TT Peri. = 325.41366 e = 0.5244162 Node = 25.06612 (2000.0) a = 3.4153972 AU Inc. = 3.61228 n'= 0.15615009 q = 1.6243075 AU P = 6.312 years
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NON-OSSERVATA:
Nel 1968 la cometa passò a 0,16 UA da Giove. L'incontro determinò un incremento del periodo orbitale e della distanza perielica. Di conseguenza, le condizioni osservative risultarono peggiorate e la cometa non fu osservata nei successivi ritorni.
Dal 1995, quando non fu recuperata, la cometa fu considerata perduta.
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2002
Passaggio al perielio il 30 luglio 2002 a 2,144 UA. (evento 54P/2002 T4).
Periodo di rivoluzione 7,31 anni.
K. Lawrence, S. Pravdo ed E. Helin (Jet Propulsion Laboratory, California, USA) hanno annunciato la scoperta di una cometa su immagini ottenute il 22 ottobre 2002 dal programma Near Earth Asteroid Tracking (NEAT) al Palomar Observatory (California, USA). Hanno dato la magnitudine di +19,3 e hanno notato una condensazione nucleare di circa 4 secondi d'arco e una coda lunga circa 20 secondi d'arco. Diverse immagini di prescoperta del 4 e 9 ottobre sono state poi trovate dai membri del programma LINEAR (New Mexico). BG Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha preso le 22 posizioni dal 4 al 12 ottobre e ha calcolato un'orbita ellittica con una data del perielio del 25,54 luglio 2002 e un periodo di 7,53 anni.
La cometa è stata designata cometa P/2002 T4 (NEAT).
K. Muraoka (Kochi, Giappone) ha identificato molto rapidamente questa cometa come un ritorno della cometa 54P/de Vico-Swift, che poi prese il nome di 54P/de Vico-Swift-NEAT.
T = 2002 July 30.92397 TT Epoch = 2002 July 25.0 TT Peri. = 2.04805 e = 0.4307091 Node = 358.96496 (2000.0) a = 3.7677245 AU Inc. = 6.08493 n'= 0.13476756 q = 2.1449312 AU P = 7.313 years
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2009
Passaggio al perielio il 28 novembre 2009 a 2,172 UA.
Periodo di rivoluzione 7,37 anni.
Il 17 agosto 2009 è stata recuperata la cometa 54P/de Vico–Swift–NEAT, mentre si trovava a circa 2,3 UA dal Sole, non ha mai superato la magnitudine di +18,5.
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2017
Passaggio al perielio non-osservato, avvenuto il 15 aprile 2017.
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Passaggi futuri:
I prossimi passaggi al perielio, stati calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:
3 settembre 2024 - 1 dicembre 2031 - 14 settembre 2038 - 29 giugno 2045 - 25 aprile 2052 -
21 febbraio 2059 - 5 dicembre 2065 - 16 settembre 2072 - 22 aprile 2080 - 15 aprile 2088 -
11 aprile 2096 - 18 ottobre 2104.
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( Diagramma dell'orbita - JPL ).
ASTERISMI CITATI:
( Disegno fatto da Tempel al momento della sua scoperta il 19/12/1865 ).
( Questa immagine è stata ottenuta a Mauna Kea il 4.6 marzo 1997 da Karen J. Meech, Olivier R. Hainaut e J. Bauer. È stato ottenuto con il riflettore Keck II da 10 m e una camera CCD LRIS. In questa immagine le stelle sono trascinate e la cometa appare come un punto simile a una stella vicino al centro ).
( Curva di luce dell'apparizione 1997-98 ).
( Animazione dell'orbita della 55P dal 1990 al 2180 ).
( Diagramma dell'orbita al perielio del 21/05/2031 - JPL ).
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Meteore:
( Collage fotografico dello sciame meteorico delle Leonidi del 1966 ).
55P/TEMPEL-TUTTLE
La cometa Tempel-Tuttle, formalmente designata come 55P/Tempel-Tuttle, è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia cometaria della cometa di Halley.
Scoperta:
Nel 1699 fu osservata da Gottfried Kirch ma si capì che era una cometa periodica solo successivamente grazie a Tempel e Tuttle durante il passaggio al perielio del 1866, dove è stata riscoperta indipendentemente da Ernst Wilhelm Tempel il 19 dicembre 1865 e da Horace Parnell Tuttle il 6 gennaio 1866.
Il nome più corretto sarebbe Kirch-Tempel, ma ormai è storicamente accettato quello in uso.
È il corpo progenitore dello sciame meteorico delle Leonidi. L'orbita della Tempel-Tuttle interseca quasi esattamente quella della Terra: pertanto i materiali emessi dalla cometa durante i suoi passaggi al perielio non necessitano di essere sparpagliati più di tanto per dar vita alla pioggia di meteore che ogni anno si verifica intorno al 17 novembre.
Questo fatto comporta che, quando la Terra incrocia la sua orbita, subito dopo il suo passaggio, la scia risulti molto densa e ciò spiega il motivo delle intense piogge di meteore delle Leonidi che si verificano circa ogni 33 anni, periodo sempre coincidente appunto con il passaggio al perielio della cometa Tempel-Tuttle.
Ad esempio, nel novembre 2009, la Terra è passata attraverso meteore lasciate principalmente dalle orbite del 1466 e del 1533.
Nel febbraio 2016, due bolidi rilevati dal NASA All-Sky Fireball Network sono stati calcolati per avere orbite coerenti con quelle della 55P, sebbene con un nodo di 100 gradi inferiore a essa, e la ragione di ciò deve ancora essere determinata.
L'astronomo italiano Giovanni Schiaparelli riuscì a identificare come la cometa 55P/Tempel-Tuttle fosse il corpo madre delle Leonidi nell'anno 1867, Schiaparelli scrisse una lettera all'Astronomische Nachrichten il 2 febbraio 1867 in cui ha dimostrato che questa cometa era probabilmente correlata alla tempesta meteorica delle Leonidi osservata nel novembre del 1833 e del 1866. Un confronto dell'orbita della cometa con quella delle Leonidi del novembre 1866 mostrava una corrispondenza quasi perfetta.
Nei prossimi anni (ad eccezione del 2022 con ZHR = 250), si vedranno relativamente pochi meteoroidi delle Leonidi. Tuttavia, quando la cometa madre attraverserà di nuovo il sistema solare nel 2031, un'attività meteoroide significativamente maggiore sarà visibile sulla Terra negli anni seguenti 2033, 2034, 2035 e 2037 (ZHR: 300–500). Inoltre, in questi anni anche l'attività di base regolare sarà maggiore (ZHR: 30–50).
( In grafica i risultato dell'osservazione del flusso termico negli infrarossi ).
( Evoluzione del semiasse maggiore negli ultimi 1500 anni ).
Dati fisici:
Dall'analisi del flusso termico, fatta quando il nucleo della cometa era ancora inattivo ci danno una stima dimensionale di circa 3,6 km in media con un rapporto tra asse minore e maggiore di 1,5.
Si stima che 55P/Tempel–Tuttle abbia un nucleo con una massa di circa 1,2×10E13 kg, ed un flusso di massa di circa 5×10E12 kg.
Dai calcoli risulta un albedo di 0,06.
La cometa è stata osservata tra 3 e 14 µm utilizzando il Broadband Array Spectrograph System (BASS) sul 3-m Infrared Telescope Facility (IRTF) della NASA a Mauna Kea. Le osservazioni sono state effettuate l'8,25 febbraio e il 9,25 UT 1998 quando la distanza eliocentrica della cometa era 1,03 UA e diminuiva mentre si è avvicinava al perielio (28 febbraio 1998). Gli spettri di entrambe le notti non hanno mostrato caratteristiche di emissione indicative di silicati o altre sostanze solide e non hanno mostrato differenze tra le due notti.
Erano ben adattati con un corpo nero da 330 K tra 3 e 13 µm. La temperatura di 330 K era di 60 K superiore alla temperatura di equilibrio del corpo nero di 274 K.
Questi risultati sono alquanto insoliti per una cometa, perché la maggior parte delle comete mostra emissioni di silicati, indicative di piccole particelle a base di olivina e/o pirosseno.
Parametri orbitali:
In circa 33 anni la cometa orbita attorno al Sole con un percorso ellittico compreso tra 0,98 UA (perielio) e 19,70 UA (afelio), l'eccentricità orbitale è 0,906. L'orbita è inclinata di circa 18° rispetto all'eclittica , ma poiché la cometa si muove retrograda attorno al Sole, la sua inclinazione dell'orbita è di 162°. Tempel-Tuttle orbita attorno al Sole in una risonanza orbitale 5:14 con il pianeta Giove, e di conseguenza, è influenzata solo leggermente dalla gravita del pianeta gigante.
| Parametri orbitali | |
|---|---|
| (all'epoca 8 marzo 1998 (JD 2450880,5)) | |
| Semiasse maggiore | 10,3345 UA |
| Perielio | 0,97665 UA |
| Afelio | 19,6924 UA |
| Periodo orbitale | 33,2226 anni |
| Inclinazione orbitale | 162,486° |
| Eccentricità | 0,9055 |
| Par. Tisserand (TJ) | -0,637 (calcolato) |
Passaggi storici:
Non ci sono osservazioni della cometa nei suoi ritorni del 1899 e del 1932, quindi non fu ritrovata fino al 1965 dopo la sua scoperta nel 1865/66.
L'ultimo passaggio del perielio fino ad ora è avvenuto il 28 febbraio 1998.
I calcoli orbitali hanno mostrato che l'avvistamento di una cometa nel 1366 era un ritorno della Tempel-Tuttle, che a quel tempo si era avvicinata alla terra entro 0,023 UA.
La cometa è stata osservata anche a un ulteriore avvicinamento nel 1699 (0,064 UA).
Poi possiamo studiarne anche altri passaggi correlandola ai picchi anomali e delle Tempeste di Leonidi, con i passaggi al perielio degli anni 1833, 1800, 1767, 1533, 1466, 1333, 1234, 1035, 901 per alcuni di questi ci sono resoconti di comete avvistate, ma la mancanza di riferimenti non permette conferma, per altri sono in corso approfonditi studi che oltretutto, andranno indietro di altri 1500 anni nel passato.
Dalle cronache storiche ci giungono resoconti di Grandi Tempeste Meteoriche per gli anni 801, 902, 934, 1238, 1566 oltre alle recenti del 1833 e 1966.
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PASSAGGI STORICI:
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867/8
C/867 Y1 = 55P/867 Y1
Dai calcoli di Nakano pubblicati qui di seguito e ricostruiti indietro fino al 901 d.C. si evince che per il passaggio del 901 la cometa risulterebbe avere un periodo di rivoluzione in entrata di 33,732 anni che in linea di massima fanno ipotizzare che il precedente passaggio al perielio sia avvenuto tra la fine del 867 e l'inizio del 868, una ricerca storica tra le varie cronache dell'estremo oriente ci riportano i racconti di una cometa plausibile con la 55P/Tempel-Tuttle.
[INSA - Istituto Nazionale Studi Astronomici].
Le annotazioni di questo evento ci giungono da Giappone, Corea e Cina.
GIAPPONE:
Dal testo Dai-Nihon-Shi (1715, cap.359), si riporta quanto segue:
'' Nel 23° giorno dell'undicesimo mese lunare (22 dicembre), del nono anno del regno di Jokwan (867), fu osservata una cometa (Hui-Hsing) ''.
COREA:
Nelle Cronache di Silla, contenute nel testo coreano Samguk-Sagi (1145, 11/5), si scrive:
'' Durante il dodicesimo mese lunare del settimo anno di Kyongum-Wang (dal 30 dicembre 867 al 28 gennaio 868) una nuova stella ha sorpassato Venere ''.
CINA:
Nei testi Hsin-T'ang-Shu (1060, 32/7b) e dal Wen-Hsien T'ung-K'ao (1308, 286/25a), similarmente si riporta la seguente nota:
'' Durante il primo mese lunare, del nono anno del regno di Hsien-Thung (dal 29 gennaio al 26 febbraio 868), una cometa (Hui-Hsing) è apparsa in Lou e in Wei (sedicesima e diciassettesima dimora lunare) ''.
[Ho Peng Yoke (1962) n.301-2-3 p.176]
__________
[ T = 901 Sept.29.14295 TT Epoch = 901 Sept.10.0 TT Peri. = 160.49121 e = 0.9083332 Node = 219.88192 (2000.0) a = 10.4398449 AU Inc. = 162.39515 n'= 0.02921884 q = 0.9569870 AU P = 33.732 years ] [ T = 935 Jan. 25.85505 TT Epoch = 935 Feb. 4.0 TT Peri. = 160.51778 e = 0.9070591 Node = 220.01729 (2000.0) a = 10.3666356 AU Inc. = 162.37762 n'= 0.02952890 q = 0.9634847 AU P = 33.378 years ] [ T = 968 Mar. 16.32110 TT Epoch = 968 Mar. 2.0 TT Peri. = 160.36363 e = 0.9066939 Node = 220.09241 (2000.0) a = 10.3455834 AU Inc. = 162.38923 n'= 0.02961908 q = 0.9653055 AU P = 33.276 years ] [ T = 1001 June 9.91439 TT Epoch = 1001 June 17.0 TT Peri. = 160.34926 e = 0.9078829 Node = 220.26758 (2000.0) a = 10.4157751 AU Inc. = 162.31425 n'= 0.02932018 q = 0.9594705 AU P = 33.615 years ] [ T = 1035 Jan. 7.95906 TT Epoch = 1034 Dec. 21.0 TT Peri. = 160.50030 e = 0.9099972 Node = 220.40840 (2000.0) a = 10.5419697 AU Inc. = 162.30155 n'= 0.02879529 q = 0.9488064 AU P = 34.228 years ] [ T = 1069 Mar. 5.53737 TT Epoch = 1069 Feb. 20.0 TT Peri. = 161.72952 e = 0.9085341 Node = 221.82459 (2000.0) a = 10.4548512 AU Inc. = 162.46751 n'= 0.02915596 q = 0.9562625 AU P = 33.805 years ] [ T = 1102 June 26.40694 TT Epoch = 1102 June 7.0 TT Peri. = 162.45357 e = 0.9045205 Node = 222.62956 (2000.0) a = 10.2918823 AU Inc. = 162.55201 n'= 0.02985120 q = 0.9826635 AU P = 33.017 years ] [ T = 1135 Mar. 3.80941 TT Epoch = 1135 Mar. 6.0 TT Peri. = 162.59971 e = 0.9040247 Node = 222.90876 (2000.0) a = 10.2561687 AU Inc. = 162.43907 n'= 0.03000726 q = 0.9843394 AU P = 32.846 years ] [ T = 1167 Nov. 30.26629 TT Epoch = 1167 Dec. 3.0 TT Peri. = 162.59946 e = 0.9052576 Node = 223.09824 (2000.0) a = 10.3164047 AU Inc. = 162.31782 n'= 0.02974483 q = 0.9774007 AU P = 33.135 years ] [ T = 1201 Jan. 15.12763 TT Epoch = 1200 Dec. 29.0 TT Peri. = 162.82604 e = 0.9078140 Node = 223.30052 (2000.0) a = 10.4544362 AU Inc. = 162.30526 n'= 0.02915769 q = 0.9637530 AU P = 33.803 years ] [ T = 1234 Oct. 30.20611 TT Epoch = 1234 Nov. 1.0 TT Peri. = 163.77023 e = 0.9070492 Node = 224.42637 (2000.0) a = 10.4246334 AU Inc. = 162.15622 n'= 0.02928282 q = 0.9689783 AU P = 33.658 years ] [ T = 1268 Jan. 6.70758 TT Epoch = 1268 Jan. 7.0 TT Peri. = 164.02456 e = 0.9052414 Node = 224.72186 (2000.0) a = 10.3290975 AU Inc. = 162.12175 n'= 0.02969002 q = 0.9787713 AU P = 33.197 years ] [ T = 1300 Nov. 16.38165 TT Epoch = 1300 Nov. 14.0 TT Peri. = 163.84761 e = 0.9041913 Node = 224.74287 (2000.0) a = 10.2795491 AU Inc. = 162.15731 n'= 0.02990494 q = 0.9848707 AU P = 32.958 years ]
__________
Nel 1333 ci fu un passaggio al perielio non visibile ad occhio nudo e quindi non rilevato, dove però la cometa emise del materiale, che le simulazioni orbitali indicano come causa della pioggia meteorica del 17 novembre 1998, dove furono registrati molti bolidi infuocati, quindi si trattava di materiale di pezzatura più grande del normale.
T = 1333 Sept.12.34485 TT Epoch = 1333 Sept.22.0 TT Peri. = 163.83774 e = 0.9048386 Node = 224.90953 (2000.0) a = 10.3269791 AU Inc. = 162.05016 n'= 0.02969916 q = 0.9827301 AU P = 33.186 years
__________
1366
C/1366 U1 = 55P/1366 U1
La migliore apparizione della cometa fu quella del 1366 quando passò a 0,0229 UA dalla Terra (3,4 milioni di chilometri), segnando il terzo avvicinamento più vicino di qualsiasi cometa al nostro pianeta nella storia registrata. Gli astronomi hanno suggerito che la luminosità totale potrebbe quindi aver raggiunto la magnitudine +3.
T = 1366 Oct. 18.59509 TT Epoch = 1366 Oct. 19.0 TT Peri. = 164.43481 e = 0.9063664 Node = 225.42514 (2000.0) a = 10.4276288 AU Inc. = 162.22882 n'= 0.02927020 q = 0.9763766 AU P = 33.673 years
Le cronache imperiali cinesi, in Williams (1871), riportano quanto segue:
'' Nel 26° anno dell'epoca Che-Ching [1366], durante il 9° mese lunare, il giorno di Kang Sze [25 ottobre], fu vista una cometa a Tsze Wei Yuen, vicino alla stella Kwan a Pih Tow. Il suo colore somigliava a quello di una manciata di farina. Sembrava grande quasi quanto una misura di Tow. Il suo corso era a sud-est e passava vicino alla stella Teen Keae. Il giorno di Sin Chow [26 ottobre] il posto della cometa era a 18,5° di Wei. Il giorno di Sin Yin [27 ottobre] era al 2,5° di New. Il giorno di Kwei Maou [28 ottobre] la cometa era nel 9,9 ° di New. Il giorno di Kea Shin [29 ottobre] era a 0,8° di Heu. Il giorno di Yih Sze [30 ottobre] la cometa è apparsa a Tsze Wei Yuen, tra le stelle Kwan e Yuh Kang a Pih Tow. Fu allora in Chin. Andò a sud-est e passò sopra Teen Kae. Ha attraversato Tsan Tae, Leen Taou e Heu, fino alla stella occidentale di Luy Peih Chin, quando ha cominciato a scomparire ''.
- Wei è determinato da Epsilon, Mu, Nu, ecc. in Aquario.
- New è determinato da Epsilon, Mu, Nu, ecc. in Scorpione.
- Heu è determinato da ß Aquarii, e dintorni.
- Chin è determinato da ß Corvi e dintorni.
- Tsze Wei Yuen, è il cerchio delle apparizioni perpetue.
- Kwan, è Delta Ursæ Majoris.
- Yuh Kang è Epsilon Ursæ Majoris.
- Pih Tow, è rappresentato da Alfa, Beta, ecc. in Ursæ Majoris.
- Teen Kae, è rappresentato da Beta, Gamma Draconis.
- Tsan Tae, sono Beta, Delta, ecc. nella Lira.
- Leen Taou, è determinato da Eta, Theta nella Lira.
- Luy Peik Chin, sono delle piccole stelle in Acquario e Pesci.
VALUTAZIONE SCIENTIFICA:
Questa è una traduzione quasi letterale del racconto di questa cometa nel Supplemento a Ma Twan Lin, e non sorprende affatto che Biot faccia la seguente osservazione:
" La marche indiquée pour cette comète est très singulière "
Come non può essere più incoerente di quella di una cometa, dopo un lungo corso dall'Orsa Maggiore all'Acquario, dove è stata osservata il 29 ottobre, mentre il giorno successivo, 30 ottobre, si ritrova nell'Orsa Maggiore, nello stesso luogo da cui è partito, e riprende il suo corso verso sud, nella stessa direzione di prima.
Ma se il racconto nell'originale viene esaminato attentamente, si scoprirà che si divide facilmente in due parti distinte; i primo quello che dà il corso della cometa attraverso gli asterismi , e l'altro che attraversa alcuni degli asterismi in quel corso.
Tutto ciò che è necessario è leggere il racconto secondo questa visione, e il risultato sarà una narrazione coerente. Si leggano quindi le osservazioni conclusive:
'' Il giorno Yih Sze (30 ottobre) la cometa (dopo essere stata vista per la prima volta a Tsze Wei Yuen, tra le stelle Kwan e Yuh Kang a Pih Tow, momento in cui era in Chin, poi andando a est, passando vicino a Teen Kae, e attraversando Tsan Tae, Leen Taou e Heu), arrivò alla stella occidentale di Luy Peih Chin, dove scomparve ''.
A conferma di questa visione si può anche notare che gli asterismi menzionati in questa seconda parte si troveranno tutti nel percorso della cometa attraverso gli asterismi menzionati, supponendo che venissero portati al Polo, e così l'intero racconto diventa perfettamente coerente.
Va anche notato che in questi resoconti cinesi delle comete ci sono diversi esempi dell'ultima osservazione menzionata per prima.
Così, nelle comete del 1301, del 16 settembre e del 1315, del 28 novembre, il giorno della scomparsa è posto per primo, come nella seconda parte del racconto precedente.
__________
[ T = 1400 May 20.14786 TT Epoch = 1400 June 2.0 TT Peri. = 165.73039 e = 0.9060382 Node = 226.78320 (2000.0) a = 10.4184418 AU Inc. = 161.93767 n'= 0.02930893 q = 0.9789354 AU P = 33.628 years ] [ T = 1433 July 30.49940 TT Epoch = 1433 Aug. 8.0 TT Peri. = 165.85430 e = 0.9047464 Node = 226.96082 (2000.0) a = 10.3426812 AU Inc. = 161.88803 n'= 0.02963155 q = 0.9851780 AU P = 33.262 years ] [ T = 1466 July 31.38886 TT Epoch = 1466 July 26.0 TT Peri. = 165.71049 e = 0.9043708 Node = 227.03182 (2000.0) a = 10.3203772 AU Inc. = 161.88798 n'= 0.02972766 q = 0.9869294 AU P = 33.155 years ] [ T = 1499 Sept. 6.27174 TT Epoch = 1499 Aug. 22.0 TT Peri. = 165.74585 e = 0.9055467 Node = 227.25632 (2000.0) a = 10.3905179 AU Inc. = 161.73244 n'= 0.02942716 q = 0.9814189 AU P = 33.493 years ]
__________
Nel 1533 ci fu un altro passaggio al perielio della Tempel-Tuttle, non osservato in quanto non visibile ad occhio nudo, ma a testimonianza di ciò, varie cronache dell'estremo oriente riportano l'osservazione di un'evidente pioggia di meteore sicuramente associabili alle Leonidi.
T = 1533 Feb. 25.26865 TT Epoch = 1533 Feb. 24.0 TT Peri. = 166.01091 e = 0.9078107 Node = 227.49616 (2000.0) a = 10.5167919 AU Inc. = 161.78485 n'= 0.02889876 q = 0.9695357 AU P = 34.106 years
Corea:
'' Nel 28° anno dell'epoca Chung-Jong, durante il 10° mese lunare, il giorno di Chia-Tsu [24 ottobre 1533 del calendario Giuliano], le stelle volavano come una pioggia in tutte le direzioni ''.
Giappone:
'' Nel secondo anno del periodo di Tenmon, durante il 10° mese lunare, l'ottavo giorno [25 ottobre 1533 del calendario Giuliano], Molte stelle volarono nell'emisfero [volta celeste] e caddero sulla terra e sul mare ''.
Cina:
'' Nel 12° anno dell'epoca Chia-Ching, durante il 10° mese lunare, il giorno di Chia-Tsu [24 ottobre 1533 del calendario Giuliano], Innumerevoli meteore grandi e piccole volarono in tutte le direzioni incrociandosi fino all'alba ''.
( Le tre cronache sono molto simili, non torna la data del testo giapponese, ma può essere un errore di trascrizione, difatti si indica solo 8° giorno senza il suo nome ).
__________
Nel 1566 le cronache coreane riportano, nel novembre di quell'anno, di una Grande Tempesta Meteorica:
'' Nel 21° anno dell'epoca di Myong-Jong, durante il 10° mese lunare, il giorno di Hsin-Wei [26 ottobre 1566 della data Giuliana], allo stesso modo [riferito alle descrizioni delle cronache precedenti], le meteore volavano come una pioggia in tutte le direzioni ''.
T = 1567 Mar. 13.31590 TT Epoch = 1567 Mar. 18.0 TT Peri. = 167.00521 e = 0.9067532 Node = 228.64688 (2000.0) a = 10.4631218 AU Inc. = 161.87618 n'= 0.02912139 q = 0.9756530 AU P = 33.845 years
Nessuna cronaca del 1567 riporta il passaggio di una cometa compatibile con la 55P che quindi ha effettuato il suo passaggio al perielio senza essere visibile ad occhio nudo.
__________
Dati delle previsioni dei passaggi dal 1600 al 1666, dal sito di Nakano, circolare NK 722:
[ T = 1600 July 20.30014 TT Epoch = 1600 July 12.0 TT Peri. = 167.36630 e = 0.9044984 Node = 229.01619 (2000.0) a = 10.3558746 AU Inc. = 161.82563 n'= 0.02957494 q = 0.9890026 AU P = 33.326 years ] [ T = 1633 June 21.40102 TT Epoch = 1633 June 29.0 TT Peri. = 168.61916 e = 0.9045613 Node = 230.22112 (2000.0) a = 10.2993583 AU Inc. = 162.86609 n'= 0.02981871 q = 0.9829569 AU P = 33.053 years ] [ T = 1666 June 6.20502 TT Epoch = 1666 June 16.0 TT Peri. = 168.77286 e = 0.9057966 Node = 230.56085 (2000.0) a = 10.3621973 AU Inc. = 162.60499 n'= 0.02954788 q = 0.9761542 AU P = 33.356 years ]
__________
1699
X/1699 U1 = 55P/1699 U1
La cometa è passata a 0,0644 UA dalla Terra nel 1699, fatto che ha segnato il 18° avvicinamento di una cometa alla Terra.
La luminosità potrebbe quindi aver raggiunto la 4a magnitudine.
T = 1699 Oct. 11.21118 TT Epoch = 1699 Oct. 1.0 TT Peri. = 168.88696 e = 0.9080517 Node = 230.70334 (2000.0) a = 10.4852752 AU Inc. = 162.55013 n'= 0.02902915 q = 0.9641032 AU P = 33.952 years
Da Pingrè (1783), che scrive:
'' Il 26 ottobre dello stesso anno, a Guben nella bassa Lusazia, Gottfried Kirch osservò alle cinque del mattino una cometa a poppa della nave Argo, con una latitudine meridionale di -40° 38' , era una nebulosità percettibile alla semplice vista, senza alcuna apparenza di nucleo.
Kirch la seguì per mezz'ora; il suo movimento lo portava verso sud, era molto sensibile: l'alba non gli permetteva più di seguirla quel giorno. Il giorno dopo, a quell'ora, Kirch lo cercò invano (il che è molto probabile) perché era andata troppo a sud per essere visto all'orizzonte di Guben, o perché era immerso in vapori, che non gli permettevano nemmeno di vedere le stelle a cui l'aveva paragonata il giorno prima ''.
__________
[ T = 1733 Oct. 1.79831 TT Epoch = 1733 Sept.13.0 TT Peri. = 170.29927 e = 0.9080187 Node = 232.22684 (2000.0) a = 10.4616130 AU Inc. = 162.95357 n'= 0.02912769 q = 0.9622725 AU P = 33.837 years ] [ T = 1767 Feb. 24.26471 TT Epoch = 1767 Feb. 7.0 TT Peri. = 170.98044 e = 0.9063019 Node = 232.91314 (2000.0) a = 10.3730087 AU Inc. = 162.82478 n'= 0.02950169 q = 0.9719314 AU P = 33.409 years ]
__________
Nel 1799, il 12 novembre, Andrew Ellicott, uno dei primi astronomi americani, assiste alla pioggia di meteoriti delle Leonidi da una nave al largo delle Florida Keys.
Ellicott ha scritto nel suo diario che:
“ l'intero cielo appariva come illuminato da razzi del cielo, che volavano in un'infinità di direzioni, e io ero costantemente in attesa che alcuni di loro cadessero sulla nave. Hanno continuato fino a quando non sono stati spenti dalla luce del sole dopo la pausa del giorno ".
Questa cronaca del diario di Ellicott è la prima registrazione conosciuta di una pioggia di meteoriti in Nord America.
T = 1800 Mar. 3.06714 TT Epoch = 1800 Mar. 6.0 TT Peri. = 170.88583 e = 0.9048423 Node = 232.96369 (2000.0) a = 10.2981758 AU Inc. = 162.86481 n'= 0.02982384 q = 0.9799507 AU P = 33.048 years
La cometa non è stata vista per questo passaggio al perielio avvenuto mesi dopo nell'anno 1800.
__________
Nel 1833 le cronache non registrano il passaggio della cometa , ma numerose stampe e disegni, riportano un'impressionante pioggia di meteore dello sciame delle Leonidi nel novembre 1833.
T = 1833 Jan. 2.98608 TT Epoch = 1833 Jan. 12.0 TT Peri. = 170.81426 e = 0.9047714 Node = 233.11808 (2000.0) a = 10.3091021 AU Inc. = 162.70067 n'= 0.02977644 q = 0.9817215 AU P = 33.100 years
Si ipotizza che nella notte del 12 novembre 1833 siano state osservate da 100.000 fino a 200.000 stelle cadenti all'ora.
Le Leonidi sono famose perché le loro piogge di meteore, possono essere tra le più spettacolari.
A causa della tempesta del 1833 e dei recenti sviluppi nel pensiero scientifico dell'epoca (si veda ad esempio l'identificazione della cometa di Halley), le Leonidi hanno avuto un effetto importante sullo sviluppo dello studio scientifico delle meteore, che in precedenza si era pensato essere fenomeni atmosferici.
Sebbene sia stato suggerito che la pioggia di meteoriti e le tempeste delle Leonidi siano state notate in tempi antichi, è stata la tempesta di meteoriti del 1833 che ha fatto irruzione nella consapevolezza moderna delle persone: era di forza davvero superlativa.
Una stima del tasso di picco è di oltre centomila meteore l'ora, ma un'altra studio, fatto quando la tempesta si è attenuata, ha stimato in oltre 240.000 meteore, durante le nove ore della tempesta, sull'intera regione del Nord America a est delle Montagne Rocciose.
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1866
C/1866 Y1 = 55P/1866 Y1
Ernst Wilhelm Liebrecht Tempel (Marsiglia, Francia) scoprì questa cometa il 19 dicembre 1865 :
'' Era allora nel cielo della sera vicino alla stella Beta Ursa Majoris, e lo descrisse come un oggetto circolare, con una condensazione centrale e una coda lunga 30 minuti d'arco ''.
Horace Parnell Tuttle (Harvard College Observatory, Cambridge, Massachusetts) scoprì indipendentemente questa cometa il 6 gennaio 1866.
Durante l'apparizione del 1865/1866, la cometa fu vista solo fino al 9 febbraio 1866.
Fortunatamente, furono fornite abbastanza osservazioni per consentire agli astronomi di determinare che la cometa stava viaggiando in un'orbita ellittica con un periodo di circa 33 anni.
Tuttavia, la cometa non fu vista durante i suoi previsti ritorni nel 1899 e nel 1932.
T = 1866 Jan. 11.62113 TT Epoch = 1865 Dec. 30.0 TT Peri. = 170.89718 e = 0.9060822 Node = 233.25259 (2000.0) a = 10.3978316 AU Inc. = 162.69038 n'= 0.02939611 q = 0.9765418 AU P = 33.529 years
Alcuni anni dopo la scoperta della cometa, John Russell Hind suggerì che la cometa potesse essere stata precedentemente vista nell'868 e nel 1366. Nessuna analisi formale fu condotta fino al 1933, quando S. Kanda accettò la sfida. Ha concluso che la cometa del 1366 era molto probabilmente Tempel-Tuttle, ma la cometa dell'868 non era imparentata.
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Negli anni 1899 e 1932 ci sono stati altri 2 passaggi al perielio che non sono stati osservati, in quanto la geometria osservativa era particolarmente sfavorevole, e non si registrano nemmeno piogge meteoriche intense, lo ZHR del 1899 era di 40, mentre quello del 1932 era di 240.
Il materiale eiettato dalla cometa durante il passaggio al perielio del 1932 è ritenuto responsabile della pioggia meteorica del 2006.
T = 1899 July 1.98119 TT Epoch = 1899 July 5.0 TT Peri. = 172.20468 e = 0.9063755 Node = 234.59360 (2000.0) a = 10.3880369 AU Inc. = 162.85277 n'= 0.02943770 q = 0.9725744 AU P = 33.481 years T = 1932 July 12.70242 TT Epoch = 1932 Aug. 1.0 TT Peri. = 172.68761 e = 0.9051097 Node = 235.06108 (2000.0) a = 10.3126336 AU Inc. = 162.70792 n'= 0.02976115 q = 0.9785688 AU P = 33.117 years
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1965
55P/1965 M2
Nel 1965 Schubart ha preso l'orbita del 1866 della cometa e ha utilizzato un computer per esaminare il movimento della cometa attraverso il sistema solare per 500 anni nel passato, applicando gli effetti gravitazionali dei pianeti durante l'intero periodo.
Ha confermato la prova di Kanda che la cometa del 1366 era Tempel-Tuttle e ha anche scoperto che anche una singola osservazione di una cometa da parte di Gottfried Kirch il 26 ottobre 1699 era Tempel-Tuttle. Con tre apparizioni ora disponibili, l'orbita fu migliorata e Schubart fornì una previsione per il ritorno del 1965.
La cometa fu recuperata da Bester (Sud Africa) il 30 giugno 1965 e la posizione indicava che la previsione di Schubart era errata di soli 5 giorni prima.
L'osservazione della cometa nel 1965 non fu molto favorevole e non riuscì a superare la magnitudine +16, il che significa che era visibile solo in grandi telescopi o tramite fotografia.
T = 1965 Apr. 30.00780 TT Epoch = 1965 Apr. 30.0 TT Peri. = 172.56352 e = 0.9044541 Node = 235.11505 (2000.0) a = 10.2738550 AU Inc. = 162.70653 n'= 0.02992981 q = 0.9816245 AU P = 32.931 years
Tempesta meteorica:
Poi, nel 1966, una spettacolare tempesta di meteore fu vista sulle Americhe.
Studi radar hanno successivamente mostrato che la tempesta del 1966 includeva una percentuale relativamente alta di particelle più piccole, mentre la minore attività del 1965 aveva una proporzione molto più alta di particelle più grandi.
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1998
55P/1997 E1
La cometa fu recuperata con il riflettore Keck II da 10 m a Mauna Kea (Hawaii, USA) da Karen J. Meech, OR Hainaut e J. Bauer il 4.6 marzo 1997. Poiché la cometa era molto lontana dal sole, appariva come una stella con una magnitudine di circa +22,5.
Una conferma utilizzando il telescopio di nuova tecnologia da 3,6 m dell'European Southern Observatory il 7 marzo non ha mostrato alcuna traccia di coma e ha rivelato una magnitudo +22.
Le posizioni precise indicavano che la previsione del 1996 di Donald K. Yeomans (Jet Propulsion Laboratory), era quasi perfetta, e richiedeva un correzione di solo -0,06 giorni o circa 86 minuti.
Sebbene non ci si aspettasse che la cometa diventasse più luminosa della magnitudine +9,5, gli osservatori iniziarono a riferire che si stava illuminando più velocemente del previsto nel gennaio del 1998. A metà mese molti osservatori stavano già stimando la luminosità come vicino alla magnitudine +8, e dal 23 gennaio gli osservatori la stimavano tra +7,4 e +7,8, indicando che era un oggetto binoculare abbastanza facile.
L'aspetto fisico della cometa è stato tipicamente descritto come molto diffuso nel mese di gennaio, con un diametro della chioma compreso tra 8 e 12 minuti d'arco. Alcune stime più ampie sono state effettuate da osservatori utilizzando binocoli provenienti da regioni con cieli estremamente trasparenti. La cometa è passata più vicina al sole il 28 febbraio 1998, ed è stata vista l'ultima volta il 5 luglio 1998, dagli osservatori del Dynic Astronomical Observatory.
( Questa immagine è stata ottenuta al Lowell Observatory il 19 febbraio 1998. È stata ottenuta con il telescopio Hall da 42 pollici, una fotocamera CCD da 2048 x 2048 pixel e un filtro R a banda larga per "isolare la luce riflessa da eventuali particelle di polvere nella chioma". È visibile una coda debole e sottile che si estende verso nord-est ).
Epoch = 1998 Mar. 8.0 TT T = 1998 Feb. 28.09663 +/- 0.00008 (m.e.) TT Peri. = 172.49693 +/- 0.00028 Node = 235.25854 +/- 0.00016 (2000.0) Inc. = 162.48614 +/- 0.00003 q = 0.9765860 +/- 0.0000012 AU e = 0.9055014 +/- 0.0000001 a = 10.3343975 +/- 0.0000017 AU n' = 0.02966718 +/- 0.00000001 P = 33.222 +/- 0.0000082 years A1 = +0.1290 +/- 0.0691 A2 = +0.009438 +/- 0.000036
Meteore:
In vista del ritorno del 1998, una campagna di osservazione aerea è stata organizzata da Peter Jenniskens presso il Centro di ricerca Ames della NASA per mobilitare le moderne tecniche di osservazione . Ci sono stati anche sforzi per osservare gli impatti dei meteoroidi, come esempio di fenomeno lunare transitorio, sulla Luna nel 1999.
Una ragione particolare per osservare la Luna è che il nostro punto di vista da una posizione sulla Terra vede solo meteore entrare nell'atmosfera relativamente vicino a noi mentre gli impatti sulla Luna sarebbero visibili su tutta la superficie lunare in un'unica vista.
La coda di sodio della Luna è triplicata subito dopo la pioggia di Leonidi del 1998 che era composta da meteoroidi più grandi (che nel caso della Terra sono state osservate come palle di fuoco), è stato determinato che queste meteore facevano parte di uno sciame derivato dall'emissione di materiale dalla cometa durante il passaggio al perielio, non osservato, del 1333.
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Passaggi futuri:
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2031
Il prossimo passaggio al perielio sarà il 21 maggio 2031, e purtroppo sarà un osservazione molto sfavorevole. con la Terra posizionata dalla parte opposta del Sole.
T = 2031 May 20.99418 TT Epoch = 2031 May 14.0 TT Peri. = 172.86762 e = 0.9077748 Node = 235.61055 (2000.0) a = 10.4567092 AU Inc. = 162.57498 n'= 0.02914819 q = 0.9643722 AU P = 33.814 years
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Poi seguiranno passaggi negli anni 2064, 2097, 2130 fino al:
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2163
Passaggio al perielio, dove la cometa passerà molto vicino alla Terra, ne risulta quindi che questo passaggio sarà molto favorevole per un osservazione ad occhio nudo seppur per un numero limitato di giorni.
| Data | Distanza dalla Terra (km) | Velocità relativa (km/s) |
|---|---|---|
| 18 dicembre 2163 | 19.819.587 | 70.225 |
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Fonti:
Dati attinti da pagine di Wikipedia in varie lingue (Italiano, Inglese, Tedesco) e da varie pubblicazioni scientifiche, per i passaggi storici abbiamo usato le Cometografie di Kronk (1999), Williams (1871), Pingrè (1783), Sam-Guk-Sagi (1145), e parametri e grafici orbitali dal sito del JPL.
LINK :
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56P/SLAUGHTER–BURNHAM
La cometa Slaughter-Burnham, formalmente 56P/Slaughter-Burnham, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Da non confondere con la quasi omonima cometa non periodica C/1958 R1 Burnham-Slaughter.
Per le sue dimensioni si stima che abbia un diametro medio di circa 3,12 km.
Scoperta e osservazioni:
Fu scoperta nel 1959 da Charles D. Slaughter e Robert Burnham del Lowell Observatory a Flagstaff in Arizona, durante un'indagine fotografica.
Hanno individuato la cometa, come una debole luminosità di magnitudine +16, su una lastra esposta il 10 dicembre 1958. Monitorando il suo movimento per una serie di giorni consecutivi, Elizabeth Roemer è stata in grado di calcolarne l'orbita, suggerendo una data del perielio del 4 agosto 1958 e un periodo orbitale di 11,18 anni, poi calcoli successivi fissarono la data del perielio al 5 settembre 1958, con un periodo di 11,61 anni.
Sebbene le ricerche al Lowell Observatory negli ultimi giorni di gennaio si siano rivelate infruttuose, Roemer è riuscita a fotografarla il 2,12 febbraio 1959, con una magnitudine di +18.
Quando questa cometa fu identificata per la prima volta alla fine di gennaio del 1959, erano trascorsi quasi cinque mesi dal perielio e quasi tre mesi dalla sua distanza più vicina dalla Terra.
La cometa è stata seguita solo al Lick Observatory (California, USA) nei mesi di febbraio, marzo e aprile. H.M. Jeffers ha stimato la magnitudine +19 il 3 marzo e ha rilevato l'ultima volta la cometa il 9,16 aprile 1959.
Successivamente è stata osservata nei seguenti passaggi al perielio:
13 aprile 1970, 19 novembre 1981,22 giugno 1993,15 gennaio 2005 e il 18 luglio 2016.
Passaggi futuri:
Il suo prossimo perielio sarà il 19 dicembre 2027.
Mentre i successivi passaggi, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno:
21 aprile 2039 - 26 luglio 2050 - 13 ottobre 2061 - 12 febbraio 2073 - 23 novembre 2086 -
9 luglio 2100 - 31 gennaio 2114 - 14 settembre 2027.
Parametri orbitali:
Dalla sua scoperta i dati orbitali sono variati solo leggermente, con il perielio che ha oscillato intorno alle 2,5 UA con un periodo tra 11,2 e 11,6 anni, e questo perdurerà almeno fino al 26 marzo 2075, quando un passaggio ravvicinato a Giove ad una distanza di sole 0,2892 UA, modificherà il perielio portandolo intorno alle 2,9 UA ed il periodo intorno ai 13,6 anni.
Di seguito vi riportiamo i dati orbitali, tratti dal siti di Syuichi Nakano, nota NK 2516, per i vari passaggi osservati:
T = 1958 Sept. 5.22827 TT Epoch = 1958 Aug. 25.0 TT Peri. = 44.35755 e = 0.5039274 Node = 346.96263 (2000.0) a = 5.1277882 AU Inc. = 8.17173 n'= 0.08488070 q = 2.5437554 AU P = 11.612 years T = 1970 Apr. 13.35395 TT Epoch = 1970 Apr. 4.0 TT Peri. = 44.28677 e = 0.5041338 Node = 346.79981 (2000.0) a = 5.1297898 AU Inc. = 8.16554 n'= 0.08483103 q = 2.5436892 AU P = 11.618 years T = 1981 Nov. 19.12554 TT Epoch = 1981 Nov. 12.0 TT Peri. = 44.19581 e = 0.5038883 Node = 346.63124 (2000.0) a = 5.1289896 AU Inc. = 8.15961 n'= 0.08485088 q = 2.5445515 AU P = 11.616 years T = 1993 June 22.42023 TT Epoch = 1993 June 22.0 TT Peri. = 44.10818 e = 0.5035624 Node = 346.44447 (2000.0) a = 5.1226510 AU Inc. = 8.15583 n'= 0.08500842 q = 2.5430765 AU P = 11.594 years
Epoch = 2005 Jan. 30.0 TT T = 2005 Jan. 15.02494 +/- 0.00116 (m.e.) TT Peri. = 44.09660 +/- 0.00032 Node = 346.27134 +/- 0.00006 (2000.0) Inc. = 8.15545 +/- 0.00002 q = 2.5352168 +/- 0.0000007 AU e = 0.5038685 +/- 0.0000001 a = 5.1099691 +/- 0.0000021 AU n' = 0.08532507 +/- 0.00000005 P = 11.551 +/- 0.0000070 years A1 = +0.986 +/- 0.178 A2 = +0.02496 +/- 0.00091
T = 2016 July 18.43985 TT Epoch = 2016 July 31.0 TT Peri. = 44.22012 e = 0.5066473 Node = 345.98490 (2000.0) a = 5.0848770 AU Inc. = 8.14777 n'= 0.08595742 q = 2.5086378 AU P = 11.466 years
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57P/DU TOIT-NEUJMIN-DELPORTE
La 57P/du Toit-Neujmin-Delporte, o cometa du Toit-Neujmin-Delporte è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Nel 2002 si è scoperto che la cometa ha prodotto in più di 19 frammenti.
Scoperta:
La storia della scoperta della cometa risulta piuttosto complicata a causa dell'inaffidabilità delle comunicazioni durante la Seconda guerra mondiale. Daniel du Toit scoprì la cometa il 18 luglio 1941, lavorando presso l'osservatorio Boyden in Sudafrica, ma la sua comunicazione via cavo non raggiunse l'Harvard College Observatory fino al 27 luglio. Nel frattempo, durante una campagna di routine di ricerca degli asteroidi, Grigorij Nikolaevič Neujmin dell'osservatorio di Simeiz, in Crimea, individuò la cometa su una piastra fotografica esposta il 25 luglio. Confermò l'osservazione il 29 luglio, ma il suo radiogramma da Mosca impiegò 20 giorni per raggiungere Harvard. L'annuncio ufficiale della scoperta della nuova cometa risale al 20 agosto 1941. Pochi giorni dopo tuttavia divenne noto che Eugène Joseph Delporte aveva individuato la cometa il 19 agosto dall'Osservatorio Reale del Belgio, ed anche lui fu aggiunto alla lista degli scopritori.
Infine, dopo qualche altra settimana, giunse ad Harvard la comunicazione che Paul Oswald Ahnert, dell'Osservatorio di Sonneberg, in Turingia, aveva scoperto la cometa il 22 luglio, ma era troppo tardi per riconoscere il suo apporto.
Storia osservativa:
A partire dall'orbita calcolata da Grosch per l'apparizione al perielio del 21 luglio 1941, W.E. Beart e W.P. Henderson applicarono le perturbazioni di Giove e Saturno e predissero che la cometa sarebbe arrivata al perielio il 14,35 gennaio 1947 (In realtà passò al perielio il 20 febbraio 1947).
Dissero che la cometa sarebbe rimasta vicina al Sole dall'ottobre 1946 al maggio 1947, per poi avventurarsi fino ad un'elongazione di circa 30 gradi, ed hanno aggiunto che la debolezza della cometa impedirebbe di vederla.
La cometa non è stata vista al suo ritorno previsto per il 2 ottobre 1952, nonostante una probabile luminosità massima di +13. A.S. Sotchilina ha sottolineato che la cometa è passata a 0,656 UA da Giove nel 1954, il che ha causato "notevoli cambiamenti" nell'orbita della cometa.
L'apparizione del 14 agosto 1958 doveva essere piuttosto favorevole, con una luminosità massima prevista vicina a +12, ma la cometa non fu trovata, infine la cometa è stata persa anche al suo successivo ritorno negli anni '60.
La cometa è stata finalmente recuperata nel 1970, quando Brian G. Marsden ha rideterminato l'orbita del 1941 e ha riscontrato un'incertezza di ± 10 giorni, ed ha anche calcolato due orbite di variazione.
Tutte e tre le orbite sono state quindi integrate in avanti, e Marsden ha scoperto che la cometa è passata vicino a Giove nel 1954 e nel 1966. Il primo passaggio ha agito per aumentare il periodo orbitale di questa cometa da 5,5 anni a 5,9 anni, mentre il secondo passaggio l'ha aumentato a 6,6 anni.
In circostanze normali, l'errore previsto per l'imminente apparizione del 1970 avrebbe dovuto essere di ±50 giorni, poiché dal 1941 erano avvenute cinque rivoluzioni, ma Marsden ha notato che gli effetti dei due approcci di Giove hanno agito come uno specchio in quanto più breve è il periodo prima del 1954, più lungo sarebbe diventato dopo il 1966 e viceversa, pertanto, Marsden ha determinato la data del perielio per il 8,164 ottobre 1970, e l'errore previsto ammontava a soli ±5 giorni.
Marsden ha aggiunto che le perturbazioni differenziali negli altri elementi orbitali confinano la cometa in un'area ancora più piccola del cielo in questa apparizione, specialmente nel mese di agosto, quando la cometa sarebbe al massimo della sua luminosità con una magnitudine prevista di +18.
La cometa è stata recuperata da Charles T. Kowal (Osservatorio Palomar, California, USA) il 22 luglio 1970, e la sua posizione misurata con precisione indicava che la previsione di Marsden richiedeva una correzione di soli -0,1 giorni.
La cometa era posizionata troppo male per essere recuperata al perielio del 28 gennaio 1977, ma è stata osservata come un debole oggetto durante le successive apparizioni del 1 giugno 1983 e del 18 ottobre 1989.
La cometa ha sorpreso gli astronomi durante il ritorno del 5 marzo 1996, dato che durante un'esplosione di luminosità a fine luglio, la magnitudine totale ha raggiunto circa +12, rendendo questa l'apparizione più brillante osservata dal 1941. Numerosi osservatori hanno riferito che la cometa era diventata più debole di +13 a metà agosto, ma a fine agosto i rapporti hanno mostrato di nuovo la cometa vicino alla magnitudine +12.
La cometa aveva in serbo altre sorprese per l'apparizione del 2002, ben 19 frammenti che la seguivano per l'esattezza.
La cometa è stata recuperata a maggio a magnitudine +17 e si è costantemente illuminata durante i due mesi successivi mentre si dirigeva verso una data del perielio del 31 luglio 2002.
Il 12 luglio è stato ricevuto un rapporto presso il Central Bureau for Astronomical Telegrams che affermava che NEAT aveva trovato un possibile NEO (Near Earth Object), che è stato descritto come cometario. Il Minor Planet Center ha subito notato che l'oggetto aveva lo stesso movimento della cometa 57P, ma con una data del perielio 0,19 giorni dopo, e si trovava a circa 0,2 gradi dalla cometa principale, difatti ne è stata richiesta la conferma ed è stata confermata la natura cometaria.
Il 13 luglio Gianluca Masi (Campo Catino, Italia) la descrisse con una chioma ben definita larga 12 secondi d'arco, con un leggero allungamento nord-est-sudovest.
È interessante notare che gli astronomi che utilizzano l riflettore da 2 m dell'Università delle Hawaii, il 17 e 18 luglio ha trovato altri 18 frammenti. La cometa e le sue 19 compagne erano distribuite su una linea approssimativamente retta, con l'oggetto più lontano dalla cometa principale, etichettato "T", con una data del perielio 0,354 giorni dopo la cometa principale (vedi immagine sotto). Le magnitudini di questi 18 oggetti variavano da +20,0 a +23,5 e sebbene la maggior parte fosse condensata centralmente, sei erano completamente privi di condensa.
Per quanto riguarda il passaggio al perielio del 25 dicembre 2008, fu molto sfavorevole e le poche osservazioni disponibili si ebbero solo circa un anno prima e dopo.
Durante il passaggio al perielio del 22 maggio 2015, che fu abbastanza favorevole si ebbero molte osservazioni, ed al massimo della sua luminosità la cometa raggiunse all'incirca magnitudine +14.
Nel 2021, nei pressi del suo poassaggio al perielio del 17 ottobre 2021, la cometa presentò un altro sfogo che ne aumento la luminosita di ben 5 magnitudini, portandola fino ad una luminosità massima di circa +10,5 mag. E' probabile che il processo di frammentazione stia continuando e ciò potrebbe porare questa cometa a disgregarsi completamente in futuro, come già successo in passato per la 3D/Biela e la 5D/Brorsen, citando i casi più famosi.
Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio sono stati calcolati e pubblicati sul suo sito da Kazuo Kinoshita, ed avverranno nelle seguenti date:
I successivi passaggi al perielio sono stati calcolati e pubblicati sul suo sito da Kazuo Kinoshita, ed avverranno nelle seguenti date:
3 marzo 2028 - 17 luglio 2034 - 30 ottobre 2040 - 2 gennaio 2047 - 25 febbraio 2053 -
19 dicembre 2058 - 20 settembre 2064 - 6 marzo 2081 - 16 agosto 2086 - 25 gennaio 2092 -
7 luglio 2097 - 19 dicembre 2102 - 1 giugno 2108.
Parametri orbitali:
La cometa ha subito modifiche in passato, e le subirà in futuro, a causa dei suoi passaggi ravvicinati a Giove, nei pressi del suo afelio, attualmente ha un perielio all'incira intorno ad 1,7 UA, ma in futuro esso verrà abbassato fino a circa 1,25 UA con un periodo di rivoluzione che si accorcerà di circa un anno da quello attuale di 6,4 anni.
DATI ORBITALI DEI RECENTI PASSAGGI:
(Tabelle tratte dal siti di Syuichi Nakano, nota NK 3632).
T = 2002 July 31.17883 TT Epoch = 2002 July 25.0 TT Peri. = 115.25372 e = 0.4991118 Node = 188.91863 (2000.0) a = 3.4528583 AU Inc. = 2.84480 n'= 0.15361582 q = 1.7294959 AU P = 6.416 years T = 2008 Dec. 25.96805 TT Epoch = 2009 Jan. 9.0 TT Peri. = 115.30914 e = 0.5002508 Node = 188.81830 (2000.0) a = 3.4493725 AU Inc. = 2.84822 n'= 0.15384873 q = 1.7238211 AU P = 6.406 years
Epoch = 2015 May 18.0 TT T = 2015 May 22.28406 +/- 0.00018 (m.e.) TT Peri. = 115.22617 +/- 0.00017 Node = 188.80154 +/- 0.00013 (2000.0) Inc. = 2.84809 +/- 0.00001 q = 1.7288688 +/- 0.0000014 AU e = 0.4992697 +/- 0.0000003 a = 3.4526949 +/- 0.0000010 AU n' = 0.15362672 +/- 0.00000006 P = 6.416 +/- 0.0000027 years A1 = +0.524 +/- 0.059 A2 = -0.02595 +/- 0.00326
T = 2021 Oct. 17.41449 TT Epoch = 2021 Nov. 2.0 TT Peri. = 115.25975 e = 0.5010084 Node = 188.77470 (2000.0) a = 3.4472007 AU Inc. = 2.85094 n'= 0.15399415 q = 1.7201241 AU P = 6.400 years
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58P/JACKSON-NEUJMIN
La 58P/Jackson-Neujmin è una piccola cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 20 settembre 1936 su una lastra fotografica esposta il 15 settembre da Cyril V. Jackson ed il 21 settembre da Grigorij Nikolaevič Neujmin.
Storia osservativa:
Nel 1936 Cyril V. Jackson (Union Observatory, Sud Africa) ha scoperto questa cometa il 20 settembre mentre esaminava lastre fotografiche esposte per un indagine sui pianeti minori il 15 settembre, e l'ha descritta come debole e diffusa, con una magnitudine totale di +12.
Il 21 settembre, Grigory N. Neujmin (Simeis, URSS) ha scoperto indipendentemente la cometa.
La cometa si trovava nella costellazione dell'Acquario.
Un'immagine di pre-scoperta è stata successivamente trovata da Rigaux (Osservatorio Uccle, Belgio) su una lastra fotografica esposta il 9 settembre 1936.
L'arco di cinque settimane di osservazioni nel 1936, unito a una successiva apparizione sfavorevole nel 1945, rese l'orbita alle apparizioni successive molto incerta e non fu osservata.
All'apparizione del 1953, Elizabeth Roemer cercò le posizioni in cui ci si sarebbe aspettata la cometa se avesse raggiunto il perielio 20 giorni prima o fino a 40 giorni dopo le previsioni, ma non fu trovato nulla.
Brian G. Marsden calcolò una nuova orbita nel 1959, ma nel 1963 non fu possibile effettuare ricerche a causa di un'altra apparizione sfavorevole.
Marsden ha rivisto nuovamente i calcoli nel 1968 e il 6 e 7 settembre 1970 Charles Kowal ha finalmente recuperato la cometa a soli 7 giorni dalla previsione di Marsden.
Fu recuperata ed osservata con successo anche nel 1978 e nel 1987.
Durante l'apparizione del 1995 la cometa è passata a 0,4339 UA dalla Terra il 13 settembre, rendendo questa la migliore circostanza possibile per le osservazioni, mentre si avvicinava al perielio del 6 ottobre 1995, e le magnitudini totali ossevate hanno raggiunto i +10 nel mese di ottobre del 1995.
La cometa non è stata osservata durante le sue apparizioni del 2004 o del 2012 e si pensava che fosse potenzialmente persa fino a quando non è stata recuperata con successo nell'aprile 2020 a magnitudine +12 dalla telecamera Solar Wind Anisotropies (SWAN) sulla navicella spaziale Solar Heliospheric Observer (SOHO). A causa di un evento di sfogoi la magnitudine è aumentata da +12 a +10 a fine marzo del 2020.
Ritornerà al perielio il 5 settembre 2028.
Parametri orbitali:
L'orbita attuale è stata calcolata nel 2021 da Davide Farnocchia che ha usato 140 osservazioni nell'arco dei 229 giorni di osservazione durante il passaggio al perielio del 27 maggio 2020, ne risulta un'orbita ellittica con un'eccentricità di 0,6626107400674749 ed un semiasse maggiore di 4,082609741210822 UA, con un periodo di rivoluzione di 8,249260219714360 anni.
La cometa passa da un perielio di 1,377428679180437 UA, fino ad un afelio che si trova ad una distanza di 6,787790803241207 UA.
Il suo piano orbitale risulta inclinato di 13,10968051908232° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 200,4434551691668°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 159.0787052555178°.
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59P/KEARNS-KWEE
La 59P/Kearns-Kwee è una piccola cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, immessa nel sistema solare interno nel 1961, precedentemente era un centauro che orbitava tra 5 e 18 UA.
Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 1,58 km.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 17 agosto 1963 dagli astronomi Charles E. Kearns e Kiem Keng Kwee, poi è stata recuperata il 26 luglio 1971, e nuovamente osservata a tutti i successivi passaggi al perielio.
Evoluzione dell'orbita:
La cometa ha come caratteristica peculiare di avere attualmente una MOID con il pianeta Giove di sole 0,00799992 UA (1.196.771 km) dal centro del pianeta (la distanza dalla superficie del pianeta è di 1.124.279 km). Questa piccola distanza implica che la cometa è in grado di penetrare dentro il sistema dei satelliti galileiani, entrando dentro l'orbita di Callisto (1.882.700 km) e di sfiorare quella di Ganimede (1.070.400 km).
Considerando che la sfera d'influenza di Giove ha un raggio medio di 48.200.000 km, è facilmente comprensibile come l'attuale orbita della cometa sia dovuta al passaggio ravvicinato avvenuto il 13 novembre 1961 tra la cometa e Giove a soli 4.781.000 km (0,03196 UA), e che ha permesso alla cometa di essere scoperta al primo successivo passaggio al perielio nel 1963, il primo nel sistema solare interno. Precedentemente la cometa ha avuto un passaggio ancor più stretto con Giove giungendo il 16 febbraio 1701 a 0,0119 au dal centro di Giove.
Prima del 1961 la cometa aveva l'orbita di un centauro ed orbitava tra Giove ed Urano con un periodo di oltre 51 anni.
La cometa è attualmente in risonanza orbitale, quasi perfetta, 6/5 con Giove.
Parametri orbitali:
59P/Kearns-Kwee
da 1413 osservazioni 1990 Ott 15-2019 Apr 8, residuo medio 0".69.
parametri non-gravitazionali A1= -0.08, A2= -0.0870.
Epoca = 2018 Ago 30.0 TT JDT = 2458360.5
T = 2018 Set 16.7823742819 TT +/- 0.0001378535
Peri. = 127.7048211127 +/- 0.0000564878
Nodo = 312.8279457029 (2000.0) +/- 0.0000388075
Incl. = 9.3393676912 +/- 0.0000057986
q = 2.3587600255 UA +/- 0.0000003591
e = 0.4752530458 +/- 0.0000000629
A1 = -0.0814673093 +/- 0.0303834662
A2 = -0.0869555743 +/- 0.0013159264
a = 4.4950428135 UA +/- 0.0000001938
n = 0.1034197122 +/- 0.0000000067
P = 9.5301722200 anni +/- 0.0000006162
( Diagramma orbitale - JPL ).
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Storia osservativa:
(Le tabelle con i dati orbitali sono tratte dal sito di Syuichi Nakano, nota NK 2874).
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1963
E. Kearns e Kiem King Kwee (Osservatorio Palomar, California, USA) stavano conducendo una ricerca fotografica per la cometa periodica perduta da tempo, la Tempel-Swift, e su una lastra esposta il 17,46 agosto 1963, trovarono un oggetto cometario nella costellazione del Toro, vicino al confine tra Auriga e Perseo, ne stimarono la magnitudine come +12 e hanno descritto la cometa come diffusa, senza una condensazione centrale, e la coda era lunga meno di 1 grado .
La cometa è stata confermata il 24,44 e il 24,46 agosto 1963, quando Elizabeth Roemer (Osservatorio navale degli Stati Uniti, stazione di Flagstaff, Arizona) ha ottenuto un paio di esposizioni di 30 minuti con un riflettore da 40 pollici, ed ha stimato la magnitudine in +16 e ha detto che la cometa era diffusa, con un nucleo fortemente condensato di magnitudine +17,1 , con una coda stretta che si estendeva per 0,5 minuti d'arco verso ovest.
Sebbene la cometa fosse stata segnalata come la cometa periodica perduta Tempel-Swift , la posizione precisa di E. Roemer ha rivelato che il movimento della cometa non era quello che ci si aspetterebbe da questa cometa, e quindi fu ovvio che gli astronomi di Palomar avevano trovato una nuova cometa.
Durante questa apparizione, la luminosità della cometa non ha mai superato la stima iniziale della sua scoperta con una di magnitudine +12.
All'inizio del 1964 le stime di luminosità per la cometa erano tra +12,5 e +13 e le osservazioni di marzo hanno mostrato che la cometa era più debole della magnitudine +14.
La cometa è stata vista l'ultima volta Il 24 aprile 1964, quando E. Roemer l'ha fotografata con il riflettore Ritchey-Chretien da 40 pollici f/6.8, e l'ha descritta come:
" Immagine debole, piuttosto diffusa di magnitudo da +19,3 a +19,8 ".
Brian G. Marsden ha utilizzato le posizioni precise ottenute dal 17 al 27 agosto e ha pubblicato la prima orbita parabolica l'11 settembre 1963. La data del perielio è stata determinata per il 28 ottobre 1963. Dopo l'acquisizione delle osservazioni in ottobre, Marsden ha pubblicato un'orbita ellittica che indicava una data del perielio del 9 dicembre e un periodo orbitale di 8,48 anni. Marsden ha detto che la cometa era passata vicino a Giove nel 1961.
A partire dal 1967 numerosi astronomi hanno studiato l'orbita di questa cometa, e la data definitiva del perielio è risultata essere il 7 dicembre 1963, mentre il periodo era di 8,95 anni.
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1971-1972
Marsden e Aksnes, così come Sitarski, fornirono previsioni per l'apparizione di questa cometa nel 1972 con un passaggio al perielio per il 28 novembre 1972.
Elizabeth Roemer e LM Vaughn (Università dell'Arizona, USA) hanno recuperato questa cometa in due esposizioni di 60 minuti ottenute con il riflettore da 229 cm a Kitt Peak il 26,36 luglio 1971. Hanno stimato la magnitudine tra +20,0 e +20,5 e hanno descritto la cometa come essenzialmente stellare. La correzione indicata rispetto alle previsioni di Marsden e Aksnes era di -0,4 giorni.
La cometa non è stata seguita in modo coerente fino alla seconda metà del 1972.
La luminosità è aumentata costantemente quando sono riprese le osservazioni, con stime medie di magnitudine +14 quando è passata al perielio il 28 novembre 1972, e +13 a fine dicembre.
All'inizio del 1973, la cometa era apparentemente leggermente più luminosa della 13a magnitudine e mostrava una chioma di 0,8 minuti d'arco.
La cometa ha iniziato a svanire dopo gennaio ed è stata vista l'ultima volta il 6 aprile 1973.
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1981
Sitarski ha poi fornito una previsione per l'apparizione del 1981, pubblicata nel 1975 che indicava una data del perielio per il 30,5 novembre 1981, e nel 1979, il reverendo Cameron Dinwoodie e D.R.L. Jones hanno fornito una previsione per il British Astronomical Association Handbook che ha dato una data quasi identica.
La cometa è stata recuperata da Tsutomo Seki (Giappone) il 29,77 giugno 1981, che ha stimato la magnitudine in +18.
Le posizioni precise indicavano che la previsione di Dinwoodie e Jones richiedeva una correzione di -0,12 giorni.
La cometa si è illuminata e ha raggiunto una magnitudine massima leggermente superiore a +14 nei mesi di novembre e dicembre. Il diametro della chioma ha raggiunto al massimo i 0,7 minuti d'arco.
La cometa è stata vista l'ultima volta il 26 febbraio 1982.
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1990
La cometa è stata poi recuperata il 29 settembre 1989 da J. Gibson, che ha utilizzato una telecamera CCD sul riflettore da 1,5 m dell'Osservatorio di Palomar, e ne ha determinato la magnitudine come +19,9 e ha detto che c'era un "nucleo stellare e una possibile debole chioma di pochi secondi d'arco di diametro". Le posizioni indicate nel pronostico richiedevano una correzione di +0,07 giorno.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di magnitudine +13,5 nei mesi di novembre e dicembre del 1990, cioè intorno al passaggio al perielio del 22 novembre 1990.
È stata seguita fino al 31 gennaio 1992, quando James Scotti (Spacewatch) ha determinato la magnitudine di +22,2.
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1999
Kenji Muraoka ha preso le posizioni dal periodo 1971-1992, ha incluso le perturbazioni planetarie complete e ha inserito gli effetti non gravitazionali, calcolando che la cometa sarebbe passata al perielio il 16 settembre 1999.
ORBITA:
T = 1990 Nov. 22.67135 TT Epoch = 1990 Nov. 5.0 TT Peri. = 131.81657 e = 0.4866349 Node = 315.75201 (2000.0) a = 4.3154263 AU Inc. = 9.01229 n'= 0.10994324 q = 2.2153892 AU P = 8.965 years
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2009
Passaggio al perielio il 7 marzo 2009.
ORBITA:
Epoch = 2009 Feb. 18.0 TT T = 2009 Mar. 7.63414 +/- 0.00030 (m.e.) TT Peri. = 127.52923 +/- 0.00013 Node = 313.03668 +/- 0.00007 (2000.0) Inc. = 9.34111 +/- 0.00001 q = 2.3555583 +/- 0.0000008 AU e = 0.4750683 +/- 0.0000003 a = 4.4873613 +/- 0.0000029 AU n' = 0.10368538 +/- 0.00000011 P = 9.506 +/- 0.0000091 years A1 = +1.535 +/- 0.049 A2 = -0.13003 +/- 0.00502
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2018
Passaggio al perielio il 16 settembre 2018.
ORBITA:
T = 2018 Sept.16.76460 TT Epoch = 2018 Aug. 30.0 TT Peri. = 127.70131 e = 0.4752494 Node = 312.82804 (2000.0) a = 4.4950171 AU Inc. = 9.33935 n'= 0.10342060 q = 2.3587628 AU P = 9.530 years
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Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio sono stati calcolati e pubblicati sul suo sito da Kazuo Kinoshita, ed avverranno nelle seguenti date:
15 marzo 2028 - 5 ottobre 2037 - 7 marzo 2047 - 5 marzo 2057 - 29 marzo 2067 - 29 aprile 2077 -
10 maggio 2087 - 31 maggio 2097 - 15 aprile 2107 - 7 maggio 2117.
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60P/TSUCHINSHAN 2
La 60P/Tsuchinshan 2 , è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Scoperta:
Questa cometa è stata scoperta al Purple Mountain Observatory l'11,84 gennaio 1965, mentre si muoveva lentamente attraverso la costellazione del Cancro. La magnitudine è stata stimata in +15. Un'ulteriore osservazione di conferma è stata ottenuta il 13,85 gennaio.
Origine:
Si ritiene che sia un frammento, insieme alla 62P/Tsuchinshan 1, di una cometa originaria (che chiameremo X/Tsuchinshan), che si è separata mentre effettuava un passaggio molto ravvicinato a Giove in passato.
La scissione in due comete da una preesistente cometa, è stata causata dalle forze mareali generate durante un passaggio estremamente ravvicinato tra la cometa originaria e il pianeta Giove, tale passaggio, oltre a provocare la scissione, ha fatto sì che i due nuovi corpi celesti acquisissero nuovi elementi orbitali singolarmente simili tra loro, ma la loro differente posizione rispetto a Giove al momento della scissione ha fatto sì che due degli elementi orbitali, quelli relativi alle longitudini dei nodi ascendenti, e agli argomenti del perielio divergessero di circa 180°.
| 60P/Tsuchinshan 2 | 62P/Tsuchinshan 1 | |
|---|---|---|
| Epoca degli elementi orbitali | 2 giugno 2012 (2456080,5) | 11 ottobre 2009 (2455115,5) |
| Nodo ascendente | 267,684° | 92,818° (delta=174,866°) |
| Argomento del perielio | 216,382° | 27,199° (delta=189,183°) |
| Distanza perielica | 1,618 UA | 1,389 UA |
| Afelio | 5,393 UA | 5,543 UA |
| Inclinazione | 3,611° | 9,901° |
| Eccentricità | 0,538 | 0,599 |
| Semiasse maggiore | 3,506 UA | 3,466 UA |
| Periodo di rivoluzione | 6,56 anni | 6,45 anni |
| Parametro di Tisserand (Giove) - T jup | 2,865 | 2,789 |
Parametri orbitali:
60P/Tsuchinshan
da 1445 osservazioni 1965 gen 11-2019 Mag 11, residuo medio 0".62.
parametri non-gravitazionali A1= -0.11, A2= -0.0007.
Epoca = 2018 Dic 28.0 TT JDT = 2458480.5
T = 2018 Dic 11.2337291684 TT +/- 0.0001623403
Peri. = 216.5546912105 +/- 0.0000804855
Nodo = 267.5824138703 (2000.0) +/- 0.0000323188
Incl. = 3.6064965521 +/- 0.0000041892
q = 1.6226531731 UA +/- 0.0000002533
e = 0.5377401205 +/- 0.0000000585
A1 = -0.1085522252 +/- 0.0029555118
A2 = -0.0006683076 +/- 0.0000232208
a = 3.5102617487 UA +/- 0.0000002010
n = 0.1498631378 +/- 0.0000000129
P = 6.5767184852 anni +/- 0.0000005648
( Diagramma orbitale - JPL ).
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Storia osservativa:
Gli astronomi del Purple Mountain Observatory hanno calcolato la prima orbita che è stata pubblicata per la prima volta il 4 marzo. Era un'orbita ellittica che indicava una data del perielio del 9,72 febbraio 1965 e un periodo orbitale di 6,69 anni. Le orbite successive calcolate dopo che tutte le osservazioni erano state raccolte indicavano che la data del perielio era il 9,29 febbraio e il periodo era il 6,79.
Nel 1975 Grzegorz Sitarski disse che l'orbita indicava che la cometa si era avvicinata a 0,4592 UA da Giove il 3,039 gennaio 1962 e che il periodo orbitale precedente era stato di 6,93 anni.
La cometa è rimasta un oggetto relativamente debole durante la sua apparizione scoperta.
Fu seguita fino al 31 maggio 1965, momento in cui Elizabeth Roemer ne determinò la sua magnitudine nucleare come +19,1.
Sitarski calcolò un'orbita ellittica rivista per questa cometa nel 1968 e predisse che la cometa sarebbe arrivata al perielio il 28,92 novembre 1971. Elizabeth Roemer (Università dell'Arizona, USA) ha recuperato questa cometa con il riflettore da 154 cm a Catalina il 19,48 settembre 1971, ed ha determinato la magnitudine come +19.7 descrivendola come piuttosto condensata, con una possibile traccia di coda a nord-ovest. Le posizioni indicate dal pronostico di Sitarski necessitavano di una correzione solo di +0,97 giorni.
Come con l'apparizione della scoperta, la magnitudine massima della cometa ha raggiunto +15.
La cometa è stata vista di nuovo nel 1978, 1985, 1991-1992 e 1998-1999, continuando a rimanere un oggetto debole a causa della sua distanza del perielio di 1,8 AU.
È stata vista per poco più di un mese nel 1978, poco meno di un mese nel 1985, ed erano poco meno di due mesi durante l'apparizione del 1991-1992.
Kenji Muraoka ha preso le posizioni del periodo dal 1965 al 1992, ed ha incluso le varie perturbazioni planetarie complete, risolvendo gli effetti non gravitazionali, e predisse correttamente che la cometa avrebbe superato il perielio l'8,18 marzo 1999.
L'apparizione del 1998-1999 è stata la migliore durante questo periodo, con la cometa che è rimasta visibile per oltre 6 mesi ed è diventata leggermente più luminosa della magnitudine +15.
Altre apparizioni più recenti ci sono state nel 2005, 2012 e 2018 che per adesso è stata la migliore osservazione di sempre con una luminosità massima che ha raggiunto +12 mag.
Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio sono stati calcolati e pubblicati da Kazuo Kinoshita, ed avverranno nelle seguenti date:
20 luglio 2025 - 10 marzo 2032 - 29 ottobre 2038 - 13 giugno 2045 - 31 gennaio 2052 -
31 agosto 2058 - 13 marzo 2065 - 20 maggio 2071 - 18 ottobre 2077 - 15 aprile 2084 -
30 ottobre 2090 - 14 maggio 2097 - 29 novembre 2103.
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61P/SHAJN-SCHALDACH
La 61P/Shajn-Schaldach è una debole cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Scoperta:
Fu scoperta il 18 settembre 1949 su una lastra fotografica da Pelageja Fedoronva Shajn all'Osservatorio di Simeiz, Crimea, URSS, parte dell'Osservatorio astrofisico della Crimea.
È stata scoperta indipendentemente due giorni dopo anche da Robert D. Schaldach al Lowell Observatory in Arizona, negli Stati Uniti, su una lastra fotografica.
Shajn ha poi trovato prove della cometa in precedenti fotografie scattate il 28 agosto e il 4 settembre.
Storia osservativa:
La prima orbita è stata calcolata da A.D. Maxwell, utilizzando le posizioni che coprono il periodo che va dal 20 al 27 settembre 1949, ne è risultata un'orbita parabolica con una data del perielio il 22,67 ottobre 1950. La prima orbita ellittica è stata pubblicata il 6 ottobre 1949 ed era di Amelia White, che ha assunto tre posizioni che coprono il periodo dal 20 al 28 settembre e ha determinato la data del perielio per il 7,68 dicembre1949 e il periodo in 7,76 anni.
Leland E. Cunningham ha aggiunto che la cometa si è probabilmente avvicinata entro 0,5 UA da Giove durante il 1947 "ed è probabile che l'orbita sia stata notevolmente alterata".
Infine fu Alexander D. Dubiago che calcolò un'orbita definitiva per l'apparizione del 1949.
J.T. Foxell utilizzò l'orbita di Dubiago per l'apparizione del 1949 e calcolò le perturbazioni fino al 1957. Il risultato finale fu la previsione che la cometa avrebbe raggiunto il perielio il 15,31 marzo 1957. Gli osservatori del Lick Observatory (California, USA) hanno fotografato la posizione prevista di questa cometa il 17 aprile e il 17 maggio 1956. H.M. Jeffers ha detto che la cometa non è stata trovata e ha concluso che era quindi più debole di magnitudine +18 e/o più di 20 minuti d'arco da le posizioni previste. Anche i tentativi di trovare la cometa all'apparizione del 27 giugno 1964 non hanno avuto alcun successo.
Brian G. Marsden ha rideterminato l'orbita di questa cometa nel 1970, utilizzando le posizioni precise disponibili ottenute nel 1949 e applicando le perturbazioni di tutti e nove i pianeti, ha determinato una data del perielio per il 4,45 ottobre 1971. Marsden ha detto che l'incertezza nella data del perielio era di ± 5 giorni, ed ha aggiunto, "il mancato recupero della cometa ai suoi ritorni del 1957 e del 1964 è chiaramente dovuto al fatto che è stata più debole del previsto".
Charles Thomas Kowal (Dipartimento di Astrofisica, California Institute of Technology, USA) ha recuperato questa cometa con la Palomar Schmidt di 122 cm il 29,38 settembre 1971, e ne ha stimato la magnitudine come +16 e ha descritto la cometa come condensata, con una coda corta a ovest.
Kowal ha confermato il recupero il 30,43 settembre.
Le stime di magnitudo durante il 1971 erano tipicamente comprese tra +16,2 e +16,5 nei mesi di ottobre e novembre, mentre la chioma aveva un diametro di circa 1 minuto d'arco.
Le posizioni indicavano che la previsione di Marsden necessitava di una correzione di -2,5 giorni. Sono state trovate anche diverse immagini pre-recupero, nel gennaio 1972, A.C. Danks (Institut d'Astrophysique, Université de Liège) ha riferito che erano state trovate immagini pre-recupero.
Danks e M.G. Sause avevano esposto le lastre con il Liège Schmidt da 60 cm in Haute Provence il 15,06 settembre, 16,13 settembre, 18,02 settembre e 18,11 settembre, su ciascuna delle lastre fotografiche la cometa appariva alquanto diffusa, con una traccia di coda.
All'inizio del 1973, C. Torres (Dipartimento di Astronomia, Università del Cile) ha trovato un'immagine della cometa su una lastra esposta il 16,31 settembre, descrivendola come un punto piccolo e diffuso.
La cometa è stata osservata ai suoi ritorni al perielio del:
8 gennaio 1979 - 27 maggio 1986, -15 novembre 1993 - 9 maggio 2001 - 6 settembre 2008 -
2 ottobre 2015.
Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, ci saranno nelle seguenti date:
23 ottobre 2022 - 25 novembre 2029 - 29 dicembre 2036 - 30 dicembre 2043 - 12 novembre 2050 -
5 ottobre 2057 - 16 settembre 2064 - 29 agosto 2071 -27 luglio 2078 - 26 giugno 2085 -
22 febbraio 2093 - 22 gennaio 2101.
Parametri orbitali:
L'orbita di questa cometa ha la particolarità di avere incontri ravvicinati col pianeta Giove, caratteristica che l'ha portata e la porterà a cambiare, anche notevolmente la sua attuale orbita.
Il 28 aprile 1946 i due corpi sono transitati a sole 0,181 UA di distanza tra loro, attualmente la MOID è di 0,3138 UA.
Qui di seguito vi proponiamo le tabelle con i dati orbitali dei recenti passaggi e la previsione del prossimo, tratti dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 2987:
T = 2001 May 9.00920 TT Epoch = 2001 May 11.0 TT Peri. = 216.62838 e = 0.3894739 Node = 166.87571 (2000.0) a = 3.8165661 AU Inc. = 6.08529 n'= 0.13218887 q = 2.3301131 AU P = 7.456 years T = 2008 Sept. 6.07541 TT Epoch = 2008 Sept.11.0 TT Peri. = 221.62476 e = 0.4265097 Node = 163.11345 (2000.0) a = 3.6757580 AU Inc. = 6.00977 n'= 0.13985684 q = 2.1080115 AU P = 7.047 years
Epoch = 2015 Sept.15.0 TT T = 2015 Oct. 2.14362 +/- 0.00038 (m.e.) TT Peri. = 221.90892 +/- 0.00018 Node = 163.01913 +/- 0.00013 (2000.0) Inc. = 6.00580 +/- 0.00001 q = 2.1139095 +/- 0.0000013 AU e = 0.4257896 +/- 0.0000004 a = 3.6814197 +/- 0.0000009 AU n' = 0.13953433 +/- 0.00000005 P = 7.064 +/- 0.0000025 years A1 = +0.697 +/- 0.038 A2 = -0.25852 +/- 0.00222
T = 2022 Oct. 23.79801 TT Epoch = 2022 Oct. 28.0 TT Peri. = 221.65031 e = 0.4241080 Node = 162.96849 (2000.0) a = 3.6913414 AU Inc. = 5.99944 n'= 0.13897214 q = 2.1258140 AU P = 7.092 years
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62P/TSUCHINSHAN 1
La 62P/Tsuchinshan 1 , è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane. Si ritiene che sia un frammento, insieme alla 60P/Tsuchinshan 2, di una cometa originaria (che chiameremo X/Tsuchinshan), che si è separata mentre effettuava un passaggio molto ravvicinato a Giove in passato. (vedi sopra, scheda della 60P).
Scoperta:
Questa è stata la prima delle due comete scoperte al Purple Mountain Observatory di Nanchino, in Cina, all'inizio di gennaio del 1965. È stata trovata per la prima volta su una fotografia ottenuta il 1 gennaio 1965. La cometa era allora nei Gemelli e la magnitudine totale era di +15.
L'annuncio è stato ritardato di diverse settimane e la prima osservazione al di fuori della Cina non è avvenuta fino al 9 febbraio quando Philip Veron (Osservatorio Palomar, California, USA) ha fotografato la cometa.
Parametri orbitali:
L'orbita di questa cometa ha la particolarità di avere la possibilità di diversi incontri ravvicinati con vari pianeti, caratteristica che l'ha portata e la porterà a cambiare anche notevolmente la sua attuale orbita. Il 13 dicembre 1960, quindi prima di venire scoperta, è passata a 0,142 UA da Giove, attualmente la MOID con questo pianeta è di sole 0,192861 UA, mentre il 1 aprile 2049 passerà a sole 0,015728 UA, pari a circa 2.350.000 km, da Marte, ed il 2 gennaio 2129 passerà a sole 0,1873 UA dalla Terra.
62P/Tsuchinshan
da 690 osservazion1 1997 Dic 25-2017 Set 30, residuo medio 0".72.
parameteri A1= +0.68, A2= -0.0273.
Epoca = 2017 Nov 23.0 TT JDT = 2458080.5
T = 2017 Nov 16.1208258358 TT +/- 0.0003130697
Peri. = 30.3479396887 +/- 0.0002094752
Nodo = 90.2457651290 (2000.0) +/- 0.0000558268
Incl. = 9.7083008970 +/- 0.0000064239
q = 1.3838161439 UA +/- 0.0000007509
e = 0.5974627068 +/- 0.0000002035
A1 = 0.6818797166 +/- 0.0247788032
A2 = -0.0272740835 +/- 0.0000809256
a = 3.4377340120 UA +/- 0.0000007416
n = 0.1546306806 +/- 0.0000000500
P = 6.3739463907 anni +/- 0.0000020626
( Diagramma orbitale - JPL ).
Storia osservativa:
La prima orbita è stata calcolata da Leland Cunningham, che ha scoperto che le tre posizioni fornite dai cinesi erano alquanto discordanti, tuttavia, prendendo due delle posizioni e combinandole con l'osservazione di Palomar è stata indicata un'orbita di breve periodo. Poco dopo l'osservazione finale della cometa il 24 aprile, il Purple Mountain Observatory annunciò di aver calcolato un'orbita ellittica che indicava un periodo di 7,22 anni. Grzegorzs Sitarski ha rivisto l'orbita ellittica verso la fine del 1965 utilizzando tutte le posizioni ottenute dal 1 gennaio al 24 aprile del 1965., ed il periodo orbitale risultante è stato di 6,62 anni. Sitarski ha anche notato che la cometa aveva superato 0,145 UA da Giove il 12 dicembre 1960. Prima di questo incontro, il periodo della cometa era di 7,15 anni.
Sitarski preparò una previsione per il ritorno della cometa nel 1971 che indicava una data del perielio del 18 settembre 1971.
Il 20 dicembre 1971 Elizabeth Roemer e L.M. Vaughn recuperarono la cometa. La posizione precisa risultante indicava che la previsione di Sitarski richiedeva una correzione di soli -1,53 giorni.
Roemer e Vaughn hanno determinato la magnitudine nucleare della cometa come +20,3, per la cometa erano trascorsi ben tre mesi dal perielio, e quindi svanì dopo il recupero.
Quando è stata vista l'ultima volta il 10 marzo 1972, il nucleo era sbiadito a magnitudine +21,4.
La cometa è poi tornata al perielio il 7 maggio 1978, il 2 gennaio 1985, il 30 agosto 1991 e il 19,05 aprile 1998, quando ha raggiunto una luminosità massima di magnitudine +12,5.
Durante il passaggio del perielio del 2004 la cometa si è illuminata fino a circa una magnitudine apparente di +11. La cometa non è stata osservata durante l'apparizione sfavorevole del 2011 poiché il passaggio del perielio si è verificato quando la cometa si trovava sul lato opposto del Sole.
Infine al perielio del 16 novembre 2017, la cometa ha raggiunto una luminosità massima di circa +10 magnitudini.
Passaggio al perielio del 25 dicembre 2023.
Previsto da Syuchi Nakano, nella nota NK 3445:
T = 2023 Dec. 25.13670 TT Epoch = 2024 Jan. 11.0 TT Peri. = 47.27567 e = 0.6245098 Node = 68.69447 (2000.0) a = 3.3687569 AU Inc. = 4.74120 n'= 0.15940413 q = 1.2649351 AU P = 6.183 years
Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio sono stati calcolati e pubblicati da Kazuo Kinoshita, ed avverranno nelle seguenti date:
5 marzo 2030 - 17 luglio 2036 - 23 dicembre 2042 - 1 giugno 2049 - 14 novembre 2055 -
27 aprile 2062 - 5 ottobre 2068 - 16 marzo 2075 - 14 agosto 2081 - 7 gennaio 2088 -
6 maggio 2094 - 18 maggio 2100 - 11 maggio 2106.
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63P/WILD 1
La 63P/Wild è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 2,9 km.
Scoperta:
Fu rilevata per la prima volta da Paul Wild all'Osservatorio Zimmerwald dell'Istituto Astronomico di Berna, in Svizzera, su una lastra fotografica esposta il 26 marzo 1960, e ne stimò la luminosità ad una magnitudine di +14,3. Wild ha poi confermato la scoperta il 5 e il 6 aprile, valutandola rispettivamente con magnitudini di +14.7 e +14,5.
Osservazioni:
Wild calcolò la prima orbita che fu pubblicata il 20 aprile 1960, era parabolica e indicava una data del perielio del 15 febbraio 1960. Dopo aver ricevuto alcune osservazioni aggiuntive, Brian G. Marsden (Osservatorio dell'Università di Yale, USA), calcolò un'orbita ellittica che fu pubblicata per la prima volta il 29 aprile, questa orbita indicava una data del perielio del 20 marzo e un periodo orbitale di 15,4 anni, anche se lo stesso Marsden disse che il periodo era incerto di diversi mesi.
Il periodo è stato infine raffinato a 13,17 anni.
La cometa è stata seguita da diversi osservatori nel mese di aprile, ma stava svanendo costantemente.
È stata rilevata l'ultima volta il 27 giugno 1960 da Elizabeth Roemer (US Naval Observatory, Arizona, USA) con una magnitudine di +19,5. Roemer era stata l'unica persona a seguire la cometa per la maggior parte di maggio e per tutto giugno.
Mentre la cometa si avvicinava alla sua apparizione nel 1973, Marsden stava lavorando per perfezionare l'orbita in modo da consentire il recupero della cometa. Già nell'agosto del 1971, Wild inviò a Marsden le posizioni rimisurate della cometa dalle sue lastre fotografiche del 1960.
Marsden ha quindi rideterminato l'orbita del 1960 e ha predetto che la cometa sarebbe arrivata al perielio il 2 luglio 1973.
La cometa è stata successivamente recuperata l'8 gennaio 1973 quando Elizabeth Roemer l'ha fotografata ad una magnitudine compresa tra +19,5 e +20,0. La sua posizione misurata con precisione indicava che la previsione di Marsden era imprecisa per solo un giorno. La cometa non era posizionata favorevolmente durante l'apparizione del 1973 e non è mai diventata più luminosa della magnitudine +19, fu vista l'ultima volta da E. Roemer il 5 giugno 1973.
La cometa non è stata vista durante la sua apparizione nel 1986, ma è stata recuperata alla fine del 1999 e ha raggiunto una magnitudine totale di circa +12 all'inizio del 2000.
Il recupero del 2013 è stato moderatamente favorevole con una magnitudine ancora intorno a +12.
Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio ci saranno nelle seguenti date:
7 luglio 2026 - 14 dicembre 2039 - 20 maggio 2053 - 18 agosto 2066 - 18 novembre 2079 -
21 gennaio 2093 - 26 marzo 2106 - 14 agosto 2119.
Parametri orbitali:
L'orbita della cometa per il XX e XXI secolo, dai calcoli di Kazuo Kinoshita, risulta molto stabile dato che non ha frequenti passaggi ravvicinati con Giove o Saturno, qui di seguito vi riportiamo i dati orbitali per ogni passaggio al perielio dalla sua scoperta fino al prossimo del 2026 con le tabelle tratte dal sito di Syuichi Nakano, nota NK 2410.
L'orbita della cometa per il XX e XXI secolo, dai calcoli di Kazuo Kinoshita, risulta molto stabile dato che non ha frequenti passaggi ravvicinati con Giove o Saturno, qui di seguito vi riportiamo i dati orbitali per ogni passaggio al perielio dalla sua scoperta fino al prossimo del 2026 con le tabelle tratte dal sito di Syuichi Nakano, nota NK 2410.
T = 1960 Mar. 17.35687 TT Epoch = 1960 Mar. 7.0 TT Peri. = 166.73641 e = 0.6545379 Node = 359.71372 (2000.0) a = 5.5780160 AU Inc. = 19.69540 n'= 0.07481427 q = 1.9269929 AU P = 13.174 years T = 1973 July 2.83592 TT Epoch = 1973 July 17.0 TT Peri. = 167.94491 e = 0.6470708 Node = 358.89705 (2000.0) a = 5.6118078 AU Inc. = 19.89711 n'= 0.07413954 q = 1.9805709 AU P = 13.294 years T = 1986 Oct. 1.05103 TT Epoch = 1986 Oct. 17.0 TT Peri. = 167.86085 e = 0.6471026 Node = 358.74158 (2000.0) a = 5.6024401 AU Inc. = 19.90922 n'= 0.07432557 q = 1.9770865 AU P = 13.261 years T = 1999 Dec. 27.08144 TT Epoch = 1999 Dec. 8.0 TT Peri. = 167.99072 e = 0.6497085 Node = 358.52443 (2000.0) a = 5.5979069 AU Inc. = 19.93402 n'= 0.07441587 q = 1.9608992 AU P = 13.245 years
Epoch = 2013 Apr. 18.0 TT T = 2013 Apr. 10.78045 +/- 0.00021 (m.e.) TT Peri. = 169.00455 +/- 0.00009 Node = 358.01090 +/- 0.00003 (2000.0) Inc. = 19.78170 +/- 0.00001 q = 1.9504872 +/- 0.0000007 AU e = 0.6506817 +/- 0.0000001 a = 5.5836959 +/- 0.0000005 AU n' = 0.07470014 +/- 0.00000001 P = 13.194 +/- 0.0000018 years A1 = +0.703 +/- 0.029 A2 = -0.11145 +/- 0.00006
T = 2026 July 6.13500 TT Epoch = 2026 July 19.0 TT Peri. = 168.73763 e = 0.6506726 Node = 357.73778 (2000.0) a = 5.6536018 AU Inc. = 19.62009 n'= 0.07331895 q = 1.9749580 AU P = 13.443 years
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64P/SWIFT-GERHELS
La 64P/Swift-Gehrels è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, si stima che abbia un diametro medio di circa 3,2 km.
Scoperta:
La cometa fu scoperta il 17 novembre 1889 dall'astronomo statunitense Lewis Swift, è stata osservata fino all'inizio del 1890, non è stata osservata nei successi passaggi al perielio, pertanto è stata considerata una cometa perduta per oltre 83 anni fino alla sua riscoperta casuale l'8 febbraio 1973 da parte dell'astronomo statunitense Tom Gehrels, e da allora è stata sempre osservata ad ogni passaggio.
Parametri orbitali:
La cometa presenta un'orbita relativamente stabile, e nel periodo in cui è stata oggetto di studio dei calcoli di Kazuo Kinoshita, non ha presentato repentine modifiche dei suoi parametri.
64P/Swift-Gehrels
da 289 osservazion1 1991 gen 13-2018 Ago 11, residuo medio 0".63.
parametri non-gravitazionali A1= -0.09, A2= +0.0494.
Epoca = 2018 Nov 18.0 TT JDT = 2458440.5
T = 2018 Nov 3.8945947461 TT +/- 0.0003065153
Peri. = 97.1512264819 +/- 0.0001517830
Nodo = 299.9974094600 (2000.0) +/- 0.0000669087
Incl. = 8.9486803475 +/- 0.0000242302
q = 1.3931892174 UA +/- 0.0000009537
e = 0.6874961848 +/- 0.0000002255
A1 = -0.0863485059 +/- 0.0110066880
A2 = 0.0494408757 +/- 0.0001019055
a = 4.4581510672 UA +/- 0.0000009946
n = 0.1047060805 +/- 0.0000000350
P = 9.4130891337 anni +/- 0.0000031499
( Diagramma orbitale - JPL ).
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Passaggi osservati:
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1889
Passaggio al perielio il 30 novembre 1889 a 1,358 UA. (evento 64P/1889 W1).
Periodo di rivoluzione 9,15 anni.
Lewis Swift (Warner Observatory, Rochester, New York, USA) era impegnato nella ricerca di nebulose quando il 13 novembre 1889 trovò un oggetto dall'aspetto cometario, che si trovava molto vicino a Csi Pegasi e fu descritto come "piuttosto debole, grande, e poco allungato".
Swift ha detto che non è stato rilevato alcun movimento durante i successivi 30 minuti e sospettava che fosse una delle due nebulose che W. Herschel scoprì vicino a questa stella alla fine del XVIII secolo, sebbene la posizione di Swift non fosse d'accordo. Ha riosservato l'oggetto il 17,99 novembre 1899 e notò che si era spostato, quindi ha inviato un annuncio di scoperta.
Durante questa apparizione, la cometa fu inizialmente trovata a circa un mese dal suo punto più vicino alla Terra e circa due settimane prima del perielio.
Durante il resto di novembre, gli osservatori hanno generalmente descritto la cometa come debole, con un graduale schiarimento verso il centro. La chioma era lunga 3-4 minuti d'arco.
La cometa è svanita nel mese di dicembre e il diametro della chioma è sceso a 2 minuti d'arco.
La cometa è stata vista l'ultima volta il 24 gennaio 1890.
La prima orbita parabolica è stata calcolata da K. Zelbr utilizzando le posizioni del 17, 20 e 22 novembre 1889, e ne ha determinato la data del perielio per il 11,03 dicembre 1889.
La prima orbita ellittica è stata calcolata sempre da Zelbr utilizzando posizioni che abbracciano il periodo dal 19 novembre al 9 dicembre, determinandone la data del perielio per il 30,13 novembre e il periodo in 6,91 anni. Negli anni successivi, J.R. Hind (1891) e J. Coniel (1896) calcolarono periodi rispettivamente di 8,53 anni e 8,92 anni. Coniel ha commentato che l'incertezza nel periodo era di ± 0,9 anni, il che renderebbe impraticabile fornire effemeridi per il prossimo ritorno.
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I passaggi al perielio dal 1899, fino al 1963, non sono stati osservati
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1972-1973
Passaggio al perielio il 31 agosto 1972 a 1,354 UA. (evento 64P/1973 C1).
Periodo di rivoluzione 9,22 anni.
Tom Gehrels (Palomar Mountain Observatory, California, USA) ha scoperto questa cometa su una lastra fotografica esposta con il telescopio Schmidt da 122 cm il 29 febbraio 1973, e ne ha stimato la magnitudine come +19 e ha descritto la cometa come diffusa e larga 30 secondi d'arco, con una forte condensazione, ma senza coda. Gehrels ha confermato la scoperta il 9 febbraio.
Utilizzando 6 posizioni, Brian Marsden ha calcolato un'orbita ellittica che è stata pubblicata per la prima volta il 28 febbraio 1973, con la data del perielio che è stata determinata per il 29,77 agosto 1972 e il periodo orbitale di 8,43 anni.
Marsden ha notato una somiglianza tra questa orbita e quella calcolata per la cometa periodica perduta Swift 1, ed ha utilizzato le 22 osservazioni di Swift 1, che sono state ottenute durante il 1889-1890, e ha rideterminato l'orbita applicando le perturbazioni dei pianeti da Giove a Plutone e ha integrato l'orbita fino al 1973, ed il risultato è stato una data del perielio del 30,25 agosto e un periodo orbitale di 8,38 anni. Ulteriori posizioni hanno consentito a Marsden di rivedere la data del perielio al 31,09 agosto e il periodo a 9,23 anni.
Marsden ha detto che la cometa è passata vicino a Giove nel 1910 (0,7 AU) e nel 1924 (1,0 AU).
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1981
Passaggio al perielio il 27 novembre 1981 a 1,361 UA.
Periodo di rivoluzione 9,26 anni.
T = 1981 Nov. 27.45496 TT Epoch = 1981 Nov. 12.0 TT Peri. = 84.50978 e = 0.6913262 Node = 314.75613 (2000.0) a = 4.4092159 AU Inc. = 9.24889 n'= 0.10645401 q = 1.3610095 AU P = 9.259 years
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1991
Passaggio al perielio il 22 febbraio 1981 a 1,355 UA.
Periodo di rivoluzione 9,21 anni.
T = 1991 Feb. 22.73088 TT Epoch = 1991 Mar. 5.0 TT Peri. = 84.82098 e = 0.6916141 Node = 314.44258 (2000.0) a = 4.3941811 AU Inc. = 9.25479 n'= 0.10700083 q = 1.3551034 AU P = 9.211 years
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2000
Passaggio al perielio il 21 aprile 2000 a 1,339 UA.
Periodo di rivoluzione 9,18 anni.
T = 2000 Apr. 21.81869 TT Epoch = 2000 Apr. 6.0 TT Peri. = 92.41420 e = 0.6946223 Node = 306.14141 (2000.0) a = 4.3841876 AU Inc. = 8.43762 n'= 0.10736689 q = 1.3388331 AU P = 9.180 years
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2009
Passaggio al perielio il 14 giugno 2009 a 1,377 UA.
Periodo di rivoluzione 9,34 anni.
ORBITA:
(Tabella dal dito di Syuichi Nakano, nota NK 2881).
Epoch = 2009 June 18.0 TT T = 2009 June 14.35239 +/- 0.00012 (m.e.) TT Peri. = 96.30345 +/- 0.00015 Node = 300.74385 +/- 0.00009 (2000.0) Inc. = 8.95127 +/- 0.00002 q = 1.3769895 +/- 0.0000011 AU e = 0.6895526 +/- 0.0000002 a = 4.4354997 +/- 0.0000050 AU n' = 0.10550918 +/- 0.00000018 P = 9.341 +/- 0.0000158 years A1 = +0.251 +/- 0.009 A2 = +0.03892 +/- 0.00013
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2018
Passaggio al perielio il 3 novembre 2018 a 1,393 UA.
Periodo di rivoluzione 9,41 anni.
L'apparizione del 2018 è stata la più favorevole, con la cometa che ha raggiunto un picco di magnitudine di +9. Ha avuto il suo massimo avvicinamento alla Terra il 28 ottobre 2018, ad una distanza di 0,445 UA. La cometa ha avuto quattro esplosioni, ed il momento più luminoso è stato il 14 agosto, durante il quale la cometa si è illuminata crescendo di ben 2,7 magnitudini.
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Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio calcolati da Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:
31 marzo 2028 - 20 agosto 2037 - 18 novembre 2046 - 29 febbraio 2056 - 22 aprile 2065 -
13 giugno 2074 - 2 settembre 2083 - 7 novembre 2092 - 25 marzo 2102 - 18 agosto 2111.
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65P/GUNN
La 65P/Gunn è una cometa periodica nel Sistema Solare, facente parte del gruppo delle comete della fascia principale degli asteroidi, e risulta essere visibile per tutta la sua orbita.
Scoperta:
( Queste due immagini di 65P/Gunn sono state ottenute durante il Palomar Observatory Sky Survey l'8 agosto 1954. L'immagine di sinistra era un'esposizione di 50 minuti su pellicola 103aE, mentre l'immagine di destra è l'esposizione di 12 minuti su pellicola 103aO ).
( Questa immagine è stata ottenuta da Giovanni Sostero a Remanzacco, Italia, il 19,16 febbraio 2002. Usando un telescopio Baker-Schmidt da 0,31 mf/2,8 e una camera CCD Hi-Sis 24 (chip Kodak KAF0400). La luminosità della cometa è stata quindi stimata come +15,1, mentre la chioma aveva un diametro di 0,5 minuti d'arco ).
( Diagramma orbitale - JPL ).
( Foto del 2018 ).
( Curva di luce del 2003 ).
( Curva di luce del 2018 dal sito di Seiichi Yoshida ).
La cometa è stata scoperta ufficialmente il 27 ottobre 1970 dal professor James E. Gunn dell'Università di Princeton utilizzando il telescopio Schmidt da 122 cm all'Osservatorio di Palomar, appariva con una luminosità di 16a magnitudine, diffusa, trascinata, che mostrava una condensazione centrale e una piccola coda, ed il movimento era lento e verso sud-ovest (evento 65P/1970 U2).
Gunn ha fatto una richiesta di conferma a J.W. Young (Table Mountain Observatory, California, USA), ma il riflettore da 61 cm ha mostrato solo immagini deboli, di soglia vicine alla magnitudine +15.
Una conferma più definitiva ha dovuto aspettare fino al 22 e 23 novembre, momento in cui J.N. Bahcall (Osservatorio Palomar, California, USA) ha utilizzato lo Schmidt di 122 cm per rilevare la cometa di magnitudine +16.
L'annuncio della sua scoperta è stato fatto l'11 dicembre 1970, ma il 20 settembre 1974 venivano annunciate osservazioni di pre-scoperta risalenti al 21 ottobre 1970, ossia 6 giorni prima della scoperta ufficiale, inoltre il 17 novembre 1980 su foto scattate per la Palomar Sky Survey, venivano annunciate osservazioni risalenti fino all'8 agosto 1954, ossia ben oltre sedici anni prima della scoperta ufficiale, degli astronomi in Austria stavano esaminando attentamente queste lastre fotografiche, quando hanno individuato una cometa, che è stata trovata su due foto esposte l'8 agosto 1954. La cometa è stata descritta come magnitudine +19, con una chioma larga 5 secondi d'arco, ed esibiva una coda debole e stretta lunga circa 1 minuto d'arco. Circa 5 mesi dopo T. Nomura (Waseda University, Tokyo) identificò questa cometa come un'immagine pre-scoperta della 65P/Gunn (evento 65P/1954 P1).
Storia osservativa:
Quando le posizioni dal 27 ottobre al 23 novembre furono ricevute al Central Bureau for Astronomical Telegrams, Brian G. Marsden fu immediatamente in grado di determinare che l'orbita era di breve periodo, ed il calcolo preliminare ha rivelato che il periodo era di circa 6,7 anni.
Revisioni successive diedero il periodo di 6,80 anni e la data del perielio al 19 aprile 1969.
Il 4 febbraio 1970 la cometa è passata a 0,015 UA (2.200.000 km) da Cerere .
Nel 1972 Elizabeth Roemer riuscì ad osservare la 65P/Gunn vicino all'afelio.
All'apparizione della cometa nel 1989, la luminosità massima ha raggiunto una magnitudine di circa +12,5 nel periodo da maggio a luglio.
La cometa ha poi superato il perielio il 24 luglio 1996, rendendo questo il quinto passaggio del perielio dalla sua scoperta nel 1970. Con il suo avvicinamento più vicino alla Terra in arrivo il 3 giugno (1,4693 UA) di quell'anno, le circostanze erano molto favorevoli per l'osservazione, difatti la luminosità massima ha raggiunto la 12a magnitudine nei mesi di giugno e luglio.
La cometa è poi passata al perielio l'11 maggio 2003, entrando nel raggio visivo dei più grandi telescopi amatoriali nel marzo 2002, con diversi osservatori che hanno fornito stime di magnitudine comprese tra +14 e +15. M. Reszelski (Szamotuly, Polonia) l'ha individuata con il suo riflettore da 0,41 m il 30 aprile e ha determinato la magnitudine come +13,8.
Passaggi futuri:
Va detto che la cometa è osservata costantemente lungo tutta la sua orbita, ed anche mentre si sta dirigento al suo prossimo perielio del 16 giugno 2025.
Va detto che la cometa è osservata costantemente lungo tutta la sua orbita, ed anche mentre si sta dirigento al suo prossimo perielio del 16 giugno 2025.
E per i passaggi futuri vi rimando al sito di Kinoshita: ''QUI''.
Parametri orbitali:
La cometa si trova su un'orbita poco eccentrica nella fascia esterna degli asteroidi, e risente comunque delle influenze gravitazionali di Giove, qui di seguito vi riportiamo i parametri posseduti nei passaggi al perielio più recenti e futuri:
T = 2003 May 11.86325 TT Epoch = 2003 May 1.0 TT Peri. = 196.37913 e = 0.3186466 Node = 68.41261 (2000.0) a = 3.5898576 AU Inc. = 10.38448 n'= 0.14490663 q = 2.4459617 AU P = 6.802 years
T = 2010 Mar. 2.14456 TT Epoch = 2010 Feb. 13.0 TT Peri. = 196.63939 e = 0.3193772 Node = 68.35420 (2000.0) a = 3.5855310 AU Inc. = 10.38683 n'= 0.14516899 q = 2.4403941 AU P = 6.789 years
T = 2017 Oct. 16.76869 TT Epoch = 2017 Oct. 14.0 TT Peri. = 213.52411 e = 0.2499919 Node = 62.02508 (2000.0) a = 3.8800375 AU Inc. = 9.18598 n'= 0.12895856 q = 2.9100596 AU P = 7.643 years
T = 2025 June 16.63478 TT Epoch = 2025 June 14.0 TT Peri. = 213.67354 e = 0.2481422 Node = 61.97772 (2000.0) a = 3.8921444 AU Inc. = 9.17511 n'= 0.12835733 q = 2.9263390 AU P = 7.679 years
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66P/DU TOIT
La 66P/du Toit è una piccola cometa periodica facente parte della famiglia dinamica delle comete gioviane.
Scoperta:
Fu Daniel du Toit (Harvard College Observatory, Boyden station, Bloemfontein, Sud Africa) che ha scoperto questa cometa su una fotografia ottenuta il 17 maggio 1944, e ne ha stimato la magnitudine in +10. La conferma è arrivata da H. van Gent (Union Observatory, Johannesburg, Sud Africa) il 23 maggio, stimandone la magnitudine come +11.
Van Gent ha anche trovato un'immagine di pre-scoperta su una lastra fotografica esposta il 22,95 aprile 1944 e in questo caso ne ha stimato la magnitudine come +12,5.
Parametri orbitali:
Questa cometa sembra avere attualmente un'orbita abbastanza stabile, nel periodo studiato tra il 1899 ed il 2107. (Dati del 2018 dal sito di Kazuo Kinoshita).
66P/du Toit
da 499 osservazioni 1944 Mag 29-2018 Ott 15, residuo medio 0".63.
parametri non-gravitazionali A1= +0.08, A2= -0.0099.
Epoca = 2018 Mag 2.0 TT JDT = 2458240.5
T = 2018 Mag 19.1617351599 TT +/- 0.0001108711
Peri. = 257.2125827227 +/- 0.0000935754
Nodo = 21.8963165044 (2000.0) +/- 0.0000193004
Incl. = 18.6751781954 +/- 0.0000098135
q = 1.2901083856 UA +/- 0.0000002976
e = 0.7868942518 +/- 0.0000000351
A1 = 0.0769511439 +/- 0.0043947676
A2 = -0.0099172263 +/- 0.0000103721
a = 6.0538413267 UA +/- 0.0000002834
n = 0.0661694498 +/- 0.0000000046
P = 14.8952072614 anni +/- 0.0000010458( Diagramma orbitale - JPL ).
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Passaggi osservati:
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1944
La cometa, dopo la sua scoperta, non è stata ampiamente osservata nel 1944, ma è rimasta visibile fino al mese di novembre. J. Bobone e CG Torres (Osservatorio Astronomico Nazionale, Cordoba, Argentina) hanno ottenuto una bella serie di fotografie nel periodo dal 29 maggio al 21 settembre.
Le descrizioni fisiche non erano abbondanti.
Van Gent ha dato la magnitudine di +11 il 28 maggio.
Quando la cometa è finalmente diventata visibile anche nell'emisfero settentrionale, George van Biesbroeck (Yerkes Observatory, Wisconsin, USA) l'ha fotografata il 26 settembre e ha dato una magnitudine di +17,5. Poi Van Biesbroeck si è recato al McDonald Observatory (Texas, USA) e ha effettuato osservazioni nei mesi di ottobre e novembre, ed ha dato la magnitudine di +18 alla fine di ottobre e di circa +19,5 il 14 e 20 novembre, che è anche la data in cui è stata vista per l'ultima volta.
J. Bobone si interessò molto a questa cometa e il suo osservatorio ottenne più posizioni di qualsiasi altro osservatorio. La sua prima orbita parabolica è stata calcolata all'inizio di giugno e ha rivelato una data del perielio del 10,57 giugno 1944.
Alla fine di giugno, Bobone ha calcolato un'orbita ellittica con una data del perielio del 17,52 giugno e un periodo di 14,02 anni. In definitiva, l'orbita ha poi dimostrato di avere una data del perielio del 17,49 giugno 1944 e un periodo di 14,78 anni, per questa apparizione.
T = 1944 June 17.49346 TT Epoch = 1944 May 30.0 TT Peri. = 257.02293 e = 0.7879860 Node = 23.14856 (2000.0) a = 6.0228665 AU Inc. = 18.75011 n'= 0.06668056 q = 1.2769322 AU P = 14.781 years
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1959
Passaggio al perielio non osservato il 7 aprile 1959.
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1974
Sebbene le prospettive non fossero molto migliori per il ritorno del 1974, furono pubblicate due previsioni. La prima è stata di N.A. Belyaev, V.V. Emelyanenko e N. Yu. Goryajnova, che hanno dato la data del perielio per il 4,88 aprile 1974. La seconda era di G. Sitarski e indicava come data del perielio il 6,35 aprile 1974. C.T. Kowal (Osservatorio Palomar, California, USA) ha utilizzato lo Schmidt da 122 cm per fotografare la posizione prevista della cometa il 26 e 27 gennaio 1974, ma non ha trovato traccia di una cometa di magnitudine +19 o superiore.
Una ricerca fotografica è stata condotta utilizzando l'astrografo Maksutov da 0,7 m al Cerro El Roble (Cile) nei mesi di marzo e aprile, ma la cometa inizialmente non è stata vista.
Una ricerca alquanto limitata è stata condotta presso l'Osservatorio Steward dal 15 al 17 giugno.
Infine è interessante notare che, nel gennaio 1975, C. Torres (Dipartimento di Astronomia, Università del Cile) ha scoperto che su due lastre fotografiche esposte al Cerro El Roble contenevano immagini della cometa, le lastre erano state esposte il 22,40 marzo e il 22,41 aprile del 1974.
Torres ha detto che la cometa era vicino al bordo della prima placca e di circa magnitudine +19, sulla seconda, la cometa era di magnitudine +18/+19, con una chioma condensata al centro di un minuto d'arco. Le posizioni rilevate indicavano che la data del perielio effettiva era l'1,50 di aprile del 1974.
T = 1974 Apr. 1.49573 TT Epoch = 1974 Mar. 14.0 TT Peri. = 257.21347 e = 0.7869405 Node = 22.83120 (2000.0) a = 6.0735438 AU Inc. = 18.70847 n'= 0.06584773 q = 1.2940260 AU P = 14.968 years
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1988
Passaggio al perielio non osservato il 26 dicembre 1988.
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2003
La cometa è stata osservata molto bene durante la sua apparizione nel 2003, è stato recuperata il 10,51 marzo 2003, quando J.V. Scotti (Spacewatch, Kitt Peak Observatory, Arizona, USA) l'ha fotografata utilizzando il riflettore da 1,8 m e una camera CCD, fornendo la magnitudine totale come +20,5.
L'11 marzo ha indicato la magnitudine +20,3 / +20,4.
Gli osservatori dell'emisfero settentrionale hanno visto la cometa illuminarsi fino alla magnitudine +16 e leggermente più luminosa durante maggio e giugno, mentre la chioma era in genere di circa 2 minuti d'arco. Gli osservatori nell'emisfero australe hanno iniziato a osservare la cometa durante la seconda metà di luglio e hanno indicato la magnitudine di circa +13.
La cometa ha raggiunto il suo massimo splendore durante la seconda metà di agosto, quando gli osservatori in Australia e Sud Africa hanno indicato la magnitudine di circa +12, mentre la chioma era lunga circa 2 minuti d'arco e diffusa.
David Higgins ha misurato una posizione precisa per questa cometa l'8,40 settembre e ha dato la magnitudine "nucleare" come +16,1 / +16,7.
D.A.J. Seargent (Cowra, New South Wales, Australia) l'ha osservata utilizzando un riflettore da 25,4 cm il 19,45 settembre, ed ha dato la magnitudine in +12,7.
Michael Mattiazzo (Wallaroo, SA, Australia) ha osservato con un telescopio di 28,0 cm il 21,43 settembre e ha dato la magnitudine di +12,9, poi ha anche notato una chioma diffusa di un minuto d'arco. Mattiazzo non è stato in grado di trovare la cometa il 13,45 ottobre e ha notato che si trovava allora nella Via Lattea.
Epoch = 2003 Aug. 29.0 TT T = 2003 Aug. 27.99177 +/- 0.00019 (m.e.) TT Peri. = 257.24906 +/- 0.00021 Node = 22.21566 +/- 0.00004 (2000.0) Inc. = 18.70087 +/- 0.00004 q = 1.2742720 +/- 0.0000011 AU e = 0.7876793 +/- 0.0000002 a = 6.0016373 +/- 0.0000085 AU n' = 0.06703467 +/- 0.00000014 P = 14.703 +/- 0.0000314 years A1 = +0.017 +/- 0.015 A2 = -0.01110 +/- 0.00003
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2018
Nel passaggio al perielio del 19 maggio 2018, la cometa è arrivata a toccare una luminosità massima di circa +10 mag.
T = 2018 May 19.14383 TT Epoch = 2018 May 2.0 TT Peri. = 257.21286 e = 0.7868946 Node = 21.89623 (2000.0) a = 6.0538572 AU Inc. = 18.67498 n'= 0.06616919 q = 1.2901098 AU P = 14.895 years
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Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio avverranno nelle seguenti date:
18 aprile 2033 - 3 gennaio 2048 - 25 agosto 2062 - 7 maggio 2077 - 9 aprile 2092 - 15 gennaio 2107.
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67P/CHURYUMOV-GERASIMENKO
67P/CHURYUMOV-GERASIMENKO
Dati Fisici:
Per le sue dimensioni si tratta di due protuberanze a contatto rispettivamente di circa 4 e 3,5 km, con una densità di 0,470 kg/dm3 ed un periodo di rotazione pari a 12,761 h.
Lobo grande 4.1 km × 3.3 km × 1.8 km.
Lobo piccolo 2.6 km × 2.3 km × 1.8 km.
La densità del nucleo è molto più bassa di quella dell'acqua, indicando che si tratta di un oggetto poroso. Come altre comete, il suo nucleo è generalmente più nero del carbone, indicando uno strato superficiale o una crosta di materiale organico ricco di carbonio, con un albedo del 6%.
Nel 2014, la cometa aveva un periodo di rotazione di circa 12,404 ore.
Il periodo di rotazione è aumentato a 12,430 ore a maggio 2015 prima di scendere rapidamente (ovvero la velocità di rotazione della cometa è aumentata) a 12,305 ore ad agosto 2015 (Jorda et al. 2016 ).
I cambiamenti nel periodo di rotazione risultanti dai cambiamenti di coppia causati da forze non gravitazionali hanno avuto un ruolo importante nel guidare alcuni dei cambiamenti che hanno colpito la cometa durante la missione.
Glicina:
Nel 1970 , all'interno del meteorite Murchison furono individuati circa 100 aminoacidi.
Nel 2016 la rivista "Science Advanced" riportò i dati analitici effettuata dallo spettrometro di massa della sonda spaziale Rosetta sulla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko e confermando la presenza della Glicina.
La glicina nello spazio potrebbe essersi formata per reazione tra acqua, ammoniaca e metano per effetto della radiazione ultravioletta.
La scoperta della glicina nelle comete rafforzò la teoria della panspermia, che afferma che gli "elementi costitutivi" della vita sono diffusi in tutto l'universo.
Temperature:
La sonda Rosetta dell'ESA è stata la prima ad aver scortato da vicino una cometa durante il suo viaggio intorno al Sole. Tra le molte scoperte fatte sulla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, Rosetta ha anche ottenuto misurazioni dirette e continue della temperatura superficiale di un nucleo cometario con una definizione senza precedenti. Lo strumento Virtis (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) a bordo dell’orbiter di Rosetta ha acquisito immagini infrarosse del nucleo della cometa, che sono state poi trasformate in mappe termiche.
Mentre la temperatura superficiale media in questo periodo era di circa 213 k , ovvero –60 °c, sono stati individuati punti specifici “caldi” con temperature che salgono fino a –43 °c.
Queste regioni corrispondono a una fossa, ovvero una depressione della superficie in cui le pareti interne, riflettendo il calore, danno origine a un fenomeno chiamato auto-riscaldamento, che influisce anche sulla strozzatura che collega i due lobi del nucleo, dove le temperature non seguono la legge di corpo nero, bensì sono più alte del previsto.
Punti di vista:
Attività:
Nell'immagine animata qua sotto potete vedere la superficie della cometa in fase di attività scatenata dall'avvicinamento al Sole.
La grande obliquità di 52° dell'asse di rotazione del nucleo combinato con la stretta coincidenza del solstizio meridionale con il passaggio del perielio porta a un'insolazione stagionale fortemente variabile. Vicino al perielio, le regioni alle alte latitudini settentrionali non sono affatto illuminate, mentre l'insolazione totale della cometa raggiunge il suo massimo. Questa variazione dell'input termico determina il modello di attività stagionale. La particolare forma bi-lobata di 67P con una forte costrizione tra i lobi nella regione del collo (che forma una grande concavità) influenza fortemente l'insolazione diurna. In particolare vicino al polo nord, l'ombra della parete del bordo ripida e alta del lobo piccolo è responsabile di un'ulteriore interruzione dell'insolazione durante il giorno di ciascun ciclo di rotazione. La giornata polare alle latitudini meridionali del nucleo vicino al solstizio meridionale e gli estremi cambiamenti di insolazione causati dalle ombre erranti forniscono un ambiente con forti gradienti termici e conseguenti sollecitazioni.
La regione del collo settentrionale Hapi è nella notte polare durante il passaggio del perielio. Quando le particelle entrano nell'ombra stagionale, vengono "congelate" e mantengono tutto il loro contenuto di ghiaccio d'acqua. Questo rapido congelamento contribuisce all'eccezionale livello di attività osservato ad Hapi quando la cometa ritorna dal suo afelio, simile a quanto osservato all'inizio della missione. Se oltre il 25% della massa sollevata da sud ricade nell'emisfero settentrionale, la caduta posteriore si accumulerà in orbita. In ogni caso, il ricadimento in alcune regioni si accumulerà perché non può essere rimosso completamente dall'attività indotta dalla sublimazione dell'acqua durante l'estate settentrionale.
Morfologia:
Le immagini acquisite da 67P rivelano morfologie e trame di superficie notevolmente diverse. Ciò è probabilmente dovuto alle risoluzioni spaziali più elevate raggiunte dalle telecamere di Rosetta rispetto alla maggior parte di queste missioni e alla maggiore durata e natura orbitante della missione, che ha consentito la mappatura dell'intero nucleo. In termini di morfologia regionale, i terreni principali su 67P comprendono terreni consolidati esposti, pianure lisce, unità coperte di polvere e depressioni su larga scala.
I terreni consolidati sono essenzialmente la superficie esposta della cometa, che mantiene una sufficiente integrità strutturale per sostenere fratture, scogliere e sporgenze.
La frammentazione di questi materiali consolidati si traduce in sprechi di massa di depositi e massi di dimensioni variabili.
La superficie della cometa mostra regioni di diversa forza in cui regioni come Seth e Anhur sono relativamente debolmente consolidate, come risulta dall'occorrenza comune di depositi di spreco di massa di vario ordinamento, al contrario di regioni che mostrano una scarsità di tali depositi, e la presenza di grandi sistemi di frattura. Inoltre, i terreni consolidati mostrano prove di stratificazione e terrazzamento su scala di tutto il corpo.
Il principale tratto morfologico della 67P è la sua dicotomia emisferica, caratterizzata da una disparità di rilievo tra gli emisferi nord e sud, nonché una dicotomia morfologica evidenziata dalla distribuzione spaziale irregolare di materiali non consolidati (MNC).
L'emisfero settentrionale e le regioni equatoriali includono anche una serie di depressioni su larga scala, che sembrano essere carenti nell'emisfero meridionale. Aten, una delle depressioni notevoli nel lobo grande è di ∼0,12 kmCubi di volume. Thomas et al. nel 2015 hanno calcolato che la produzione di Aten mediante un solo meccanismo di sublimazione richiederebbe 10-20 orbite nella configurazione attuale. Di conseguenza, hanno concluso che depressioni su larga scala sono state formate da importanti eventi di perdita di massa. El-Maarry è giunto a conclusioni simili sulla base della morfologia dei piani depressivi e delle scarpate. Altre depressioni regionali meno evidenti, ma di dimensioni maggiori, includono le regioni equatoriali Imhotep, che è parzialmente riempita di depositi lisci, e Khonsu, che mostra una struttura unica a forma di pancake che sembra essere stata riesumata attraverso un'erosione intensa.
I terreni consolidati sembrano rappresentare la superficie nuda della cometa, è probabile che i processi fisici e chimici siano responsabili della loro formazione in primo luogo. Studi precedenti che hanno utilizzato vari approcci di modellizzazione ed esperimenti di laboratorio per simulare l'evoluzione dei nuclei cometari suggeriscono che i materiali cometari possono diventare "consolidati" mediante sinterizzazione del ghiaccio o ricondensa del vapore acqueo sublimato.
I pinnacoli sono promontori locali in varie forme, tra cui guglie con cime appuntite.
Sono probabilmente resti erosivi creati da una perdita di materiale che circonda le macchie di materiale più resistente all'erosione.
I pinnacoli furono inizialmente identificati nell'emisfero settentrionale di 67P, dove hanno identificato 49 pinnacoli. Essi sono generalmente asimmetrici in forma con altezze da 10 m a 200 m (40 m come valore medio), e diametri al piede da 30 m a 300 m (60 m come valore medio).
I pinnacoli rappresentano probabilmente uno stadio intermedio degli agenti atmosferici di materiale fortemente consolidato mentre le unità consolidate più deboli reagiscono più facilmente agli agenti atmosferici mediante fratture ed eventuale frammentazione.
Le fratture sono onnipresenti sulle superfici consolidate esposte di 67P formando vari modelli e topologie a scale di dimensioni diverse. Le reti di fratture su superfici planari sono l'impostazione più comune di fratture su 67P.
Le fratture al di sotto del metro formano modelli di superficie bidimensionali con diverse topologie. Essi variano in lunghezza da 100 metri fino alla scala mm osservata dal lander Philae.
Le fratture si intersecano spesso per formare reti poligonali, le modalità di intersezione sono variabili ma includono intersezioni ortogonali, che sono un indicatore comune della costruzione lenta di regimi di stress in cui le fratture si formano lentamente e conseguenti l'una all'altra invece di un modo più rapido e simultaneo.
Durante la missione, due siti di scogliere fratturate hanno mostrato eventi di spreco di massa segnati dal distacco di materiali nel sito fratturato, evidenziando il ruolo di tali fratture negli eventi di spreco di massa. La tempistica approssimativa dei crolli è coerente con periodi di forti oscillazioni termiche diurne, che sono particolarmente pronunciate vicino al perielio quando queste scogliere probabilmente sono crollate. Tali eventi di spreco di massa dovrebbero essere il processo principale attraverso il quale i materiali cometari vengono frammentati. In effetti, una delle principali caratteristiche morfologiche che caratterizzano il nucleo del 67P è la diffusa presenza di massi.
All'inizio della missione, nell'emisfero settentrionale della cometa sono stati osservati più di cento massi luminosi. Questi massi erano fino a dieci volte più luminosi della superficie media della cometa a lunghezze d'onda visibili e le loro proprietà spettrofotometriche erano coerenti con l'esposizione al ghiaccio d'acqua.
Tettonica - Mentre la maggior parte delle fratture osservate nei materiali consolidati di 67P formano reti poligonali che suggeriscono un processo omogeneo globale, alcuni sistemi di fratture mostrano un'impostazione unica che può essere indicativa di sollecitazioni interne che agiscono su tutto il corpo ma che portano a espressioni superficiali in zone particolari dove le sollecitazioni sarebbero concentrate . L'esempio più importante di questo processo è il sistema di frattura lungo più di 500 m nella regione del collo settentrionale. El-Maarry ha riferito che questo sistema di fratture si era prolungato di ∼30 m di lunghezza in un momento coerente con il periodo in cui il periodo orbitale della cometa diminuiva (ovvero aumentava la velocità di rotazione). Altri sistemi di fratture come quelli osservati nelle scogliere di Hathor, la frattura angolare osservata nella regione di Khepry e grandi fratture nell'emisfero meridionale vicino alla regione del collo e perpendicolari all'asse lungo della cometa potrebbero essere altre manifestazioni di processi tettonici o il risultato di collisioni esterne durante l'evoluzione orbitale passata di 67P.
Materiali Non Consolidati (NCM) - Come discusso in precedenza, i materiali non consolidati sono probabilmente i prodotti di agenti atmosferici più pesanti dei materiali consolidati che vengono inizialmente espulsi dalla superficie e quindi depositati prevalentemente nell'emisfero settentrionale. Formano due impostazioni distintive a seconda della topografia, che controlla lo spessore del deposito: depositi sottili (probabilmente fino a pochi metri di spessore) che coprono regioni topograficamente alte (con un elevato potenziale gravitazionale) formano i cosiddetti strati di polvere. Le aree a basso potenziale gravitazionale consentono agli NCM di accumularsi in depositi spessi formando "terreni lisci" (smooth terrain). Mentre gli NCM che formano entrambe le impostazioni dovrebbero avere la stessa composizione iniziale (rispetto al rapporto ghiaccio-polvere e concentrazione di sostanze organiche), è possibile che la loro impostazione e spessore possano influenzare il modo in cui si evolvono e il grado in cui sono colpiti dagli agenti atmosferici e dall'erosione.
( SOPRA - Accumoli di polveri come se portati dal vento , SOTTO rimozione di uno strato di polveri con esposizione di un masso di 3,9 m in altezza ).
LINK (EN) : https://link.springer.com/article/10.1007/s11214-019-0602-1
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LE ORIGINI DI :
67P/Churyumov-Gerasimenko
L'evoluzione orbitale:
Gli astronomi ipotizzano che possa essere un oggetto del Disco Diffuso.
La cometa esplorata da Rosetta proviene da un luogo buio e freddo. Usando l'analisi statistica e il calcolo scientifico, gli astronomi della Western University in Canada hanno tracciato un percorso che molto probabilmente individua la casa natale della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko nella lontana regione oltre la Fascia di Kuiper , una vasta regione al di là di Nettuno che ospita asteroidi ghiacciati e comete.
( In un lontano passato, l'orbita di 67P / Churyumov-Gerasimenko si estendeva ben oltre Nettuno oltre la fascia di Kuiper. Le interazioni con Nettuno e con il gigante gravitazionale Giove hanno modificato l'orbita della cometa nel tempo, trascinandola nel Sistema Solare interno.
Credito: Western University, Canada ).
Secondo la nuova ricerca, questa cometa è relativamente nuova nelle parti interne del nostro sistema solare, essendo arrivata solo circa 10.000 anni fa. Prima di ciò, ha trascorso gli ultimi 4,5 miliardi di anni in congelata in una regione chiamata Disco Diffuso.
Nella giovinezza del Sistema Solare, gli asteroidi che si trovarono troppo vicino a Nettuno furono dispersi dall'incontro con il pianeta blu.
Le loro orbite portano ancora le testimonianze di quegli incontri di tanto tempo fa : sono spesso molto allungate (a forma di sigaro) e inclinate, volenti o nolenti dal piano dell'eclittica fino a 40°.
Poiché le loro orbite possono portarli a centinaia di distanze Terra-Sole nelle profondità dello spazio, gli oggetti del Disco Diffuso sono tra i luoghi più freddi del Sistema Solare con temperature superficiali inferiori ai 50° sopra lo zero assoluto.
I vari tipi di ghiacci che si sono uniti per formare la 67P alla sua nascita oggi sono poco cambiati, è roba primordiale.
( Guarda come l'orbita della cometa di Rosetta si è evoluta dalla sua formazione ).
Il grande gruppo, delle comete della famiglia di Giove , deve la sua esistenza alla potente gravità del gigante pianeta Giove. Queste comete corrono intorno al Sole con periodi inferiori a 20 anni.Si pensa che provengano da collisioni tra asteroidi rocciosi e ghiacciati nella Fascia di Kuiper.
I frammenti lanciati da queste collisioni sono perturbati da Nettuno in lunghe orbite eccentriche che li avvicinano a Giove, che li costringe con la sua gravità in orbite di breve periodo.
Mattia Galiazzo e l'esperto di sistemi solari Paul Wiegert , entrambi alla Western University, hanno dimostrato che in origine, la cometa 67P probabilmente trascorse milioni di anni nel Disco Diffuso, con un semiasse-maggiore della sua orbita di circa il doppio della distanza di Nettuno dal Sole.
Il fatto che ora sia una cometa della famiglia di Giove suggerisce una possibile collisione molto tempo fa seguita da interazioni gravitazionali con Nettuno e Giove prima di diventare finalmente un corpo interno del Sistema Solare che gira intorno al Sole ogni 6,45 anni.
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L'evoluzione della forma:
La missione Rosetta dell'ESA ha rivelato che lo stress geologico derivante dalla forma della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko è stato un processo chiave per scolpire la superficie e l'interno della cometa dopo la sua formazione.
Le piccole comete ghiacciate con due lobi distinti sembrano essere all'ordine del giorno nel Sistema Solare, con una possibile modalità di formazione una lenta collisione di due oggetti primordiali nelle prime fasi della formazione circa 4,5 miliardi di anni fa.
Un nuovo studio che utilizza i dati raccolti da Rosetta durante i suoi due anni presso la Cometa 67P, ha scoperto i meccanismi che hanno contribuito a modellare la cometa nel corso dei miliardi di anni seguenti.
I ricercatori hanno utilizzato la modellazione dello stress e le analisi tridimensionali delle immagini riprese dalla videocamera OSIRIS ad alta risoluzione di Rosetta per sondare la superficie e l'interno della cometa.
"Abbiamo trovato reti di faglie e fratture che penetrano nel sottosuolo per 500 metri e si estendono per centinaia di metri", afferma l'autore principale dello studio, Christophe Matonti dell'Università di Aix-Marsiglia, in Francia.
“Queste caratteristiche geologiche sono state create dallo sforzo di taglio, una forza meccanica spesso vista in gioco da terremoti o ghiacciai sulla Terra e su altri pianeti terrestri, quando due corpi o blocchi si spingono e si muovono l'uno nell'altro in direzioni diverse. Questo è estremamente eccitante: rivela molto sulla forma della cometa, sulla struttura interna e su come è cambiata e si è evoluta nel tempo. ”
Il modello sviluppato dai ricercatori ha riscontrato che lo stress da taglio raggiunge il picco al centro del "collo" della cometa, la parte più sottile della cometa che collega i due lobi.
"È come se il materiale in ogni emisfero si stacchi e si ristacchi, contorcendo la parte centrale, il collo, e assottigliandolo attraverso l'erosione meccanica risultante", spiega il co-autore Olivier Groussin, anche lui dell'Università di Aix-Marsiglia, in Francia.
"Pensiamo che questo effetto sia originariamente dovuto alla rotazione della cometa combinata con la sua forma asimmetrica iniziale''.
Si ritiene che si formò una coppia in cui il ''corpo'' e la "testa" si incontrano mentre questi elementi sporgenti si attorcigliano attorno al baricentro della cometa.
Le osservazioni suggeriscono che lo stress da taglio ha agito globalmente sulla cometa e, soprattutto, attorno al suo collo. Il fatto che le fratture possano propagarsi così profondamente nella 67P conferma anche che il materiale che compone l'interno della cometa è fragile, supportando con prove un dato che prima non era chiaro.
"Nessuna delle nostre osservazioni può essere spiegata da processi termici", aggiunge il coautore Nick Attree dell'Università di Stirling, nel Regno Unito. "Hanno senso solo quando consideriamo uno sforzo di taglio che agisce su tutta la cometa e specialmente attorno al collo, deformandosi e danneggiarlo e fratturarlo per miliardi di anni. "
La sublimazione, il processo di congelamento dei ghiacci in vapore e conseguente trascinamento della polvere di cometa nello spazio, è un altro processo ben noto che può influenzare l'aspetto di una cometa nel tempo. In particolare, quando una cometa passa più vicino al Sole, si riscalda e perde i suoi ghiacci più rapidamente - forse meglio visualizzata in alcuni degli scoppi drammatici catturati da Rosetta durante il suo periodo alla Cometa 67P.
Si pensa che le comete si siano formate nei primi giorni del Sistema Solare e sono immagazzinate in vaste nuvole ai suoi bordi esterni prima di iniziare il loro viaggio verso l'interno. Durante questa fase iniziale di "costruzione" del Sistema Solare, 67P avrebbe preso la sua forma iniziale.
Il nuovo studio indica che, anche a grandi distanze dal Sole, lo stress da taglio agirebbe poi su una scala temporale di miliardi di anni dopo la formazione, mentre l'erosione da sublimazione subentra su scale temporali più brevi di milioni di anni per continuare a modellare la struttura della cometa, specialmente nella regione del collo che era già indebolita dallo stress da taglio.
LINK :
" Morfologia della cometa bilobata e struttura interna controllata dalla deformazione di taglio " di C. Matonti et al.
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Orbita:
Tipicamente, una cometa che raggiunga una particolare vicinanza con i giganti gassosi Giove o Saturno è destinata a subire una notevole variazione dell'orbita; è il caso della Churyumov-Gerasimenko, il cui perielio, pari a 4,0 UA nel 1840, si è ridotto a 3,0 e quindi a 1,28 UA a causa di due successivi incontri con Giove, il secondo dei quali avvenuto nel 1959.
Coda e chioma:
La sonda Rosetta che ha seguito la cometa nel suo viaggio verso il perielio, studiando i processi che conducono alla formazione ed evoluzione della coda e della chioma ha osservato anche la formazione di un'onda d'urto tra i gas emessi dalla cometa ed il vento solare
(Leggi QUI).
Faglie:
Esaminando attentamente le immagini ad altissima risoluzione di alcune faglie presenti sulla superficie, gli astronomi, sono giunti ad individuare due diversi processi della loro formazione.
Quelle più superficiali sono prodotte dall’escursione termica, mentre quelle più profonde, da decine, fino a centinaia, di metri , sono invece l’esito di sollecitazioni meccaniche. Segno, di una omogeneità del nucleo della cometa.
Sull’origine meccanica delle faglie più profonde sembrano esserci pochi dubbi, ma rimane incerta l’esatta dinamica del fenomeno, anche se nelle conclusioni dello studio gli astronomi puntano il dito verso la tensione fra “testa” e “corpo” della cometa.
Questi sforzi meccanici sono dovuti al fatto che il centro di gravità è diverso dal punto di contatto fra i due lobi, e ciò tende a piegare il nucleo. Queste fratture meccaniche, sono al lavoro da miliardi di anni, fin dalla formazione del nucleo per accostamento leggero fra i due lobi, e facilitano frane gravitative, che espongono il materiale più interno e primitivo che è quindi più incline a sublimare, prima grazie ai supervolatili quando 67P era un centauro (orbitante oltre Giove), e successivamente grazie all’acqua quando infine 67P è caduta entro l’orbita di Giove dove attualmente si trova.
Churymoon:
In queste immagini, raccolte un paio di mesi dopo l'approccio più vicino della cometa al Sole lungo la sua orbita, o perielio , raffigurano il nucleo della cometa con un compagno insolito: un pezzo di detriti orbitanti (cerchiati). A quel tempo, l'astronave era a oltre 400 km dal centro della cometa.
Il grosso pezzo in questa vista è stato individuato dall'astrofotografo spagnolo Jacint Roger , che ha estratto l'archivio Rosetta, elaborato alcuni dati e pubblicato le immagini finite su Twitter come GIF animate.
Gli scienziati dell'ESA e del gruppo di strumenti OSIRIS stanno ora esaminando questo grande pezzo di detriti cometari in modo più dettagliato. Soprannominato un "Churymoon" dalla ricercatrice Julia Marín-Yaseli de la Parra, il pezzo sembra avere dimensioni di poco meno di 4 m di diametro.
La modellazione delle immagini di Rosetta indica che questo oggetto ha trascorso le prime 12 ore dopo la sua espulsione in un percorso orbitale intorno a 67P ad una distanza compresa tra 2,4 e 3,9 km dal centro della cometa.
Successivamente, il pezzo attraversò una parte della chioma, che appare molto luminosa nelle immagini, rendendo difficile seguire esattamente il suo percorso, tuttavia, successive osservazioni sul lato opposto della chioma confermano un rilevamento coerente con l'orbita del blocco, fornendo un'indicazione del suo movimento attorno alla cometa fino al 23 ottobre 2015.
Gli scienziati hanno studiato e rintracciato i detriti attorno al 67P dall'arrivo di Rosetta nel 2014. L'oggetto raffigurato in questa sequenza è probabilmente il pezzo più grande rilevato intorno alla cometa.
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SCHEDA ESA IN INGLESE:
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PASSAGGI STORICI OSSERVATI
La 67P/Churyumov-Gerasimenko è una cometa periodica gioviana, che è stata scoperta da Klym Ivanovyč Čurjumov grazie all'analisi di una fotografia scattata l'11 settembre 1969 presso l'osservatorio di Almaty (URSS) da Svetlana Ivanovna Gerasimenko.
Storia pre-scoperta:
Sebbene al momento della scoperta avesse un periodo orbitale di 6,55 anni, un'analisi della sua orbita ha rivelato che il periodo era stato più lungo nel recente passato. Durante i primi anni del 20° secolo, il periodo orbitale era stato di circa 9,3 anni. Il suo perielio, era pari a 4,0 UA nel 1840, si è poi ridotto a 3,0 UA e quindi infine a 1,28 UA a causa di due successivi incontri con Giove l'ultimo dei quali nel febbraio 1959 (0,22 UA) che ne ridusse il periodo a circa 6,5 anni.
Era passata per la prima volta ad un perielio a 1,28 UA dal Sole, il 22 febbraio 1963, ma rimase inosservata
La cometa è stata vista ad ogni ritorno dalla sua scoperta nel 1969.
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1969
Passaggio al perielio il 11 settembre 1969. (evento 67P/1969 R1).
Periodo di rivoluzione: 6,55
Durante la metà del 1969, diversi astronomi di Kiev visitarono l'Istituto Astrofisico di Alma-Ata per condurre un'indagine sulle comete. Il 20 settembre, mentre era ancora ad Alma-Ata, Klim Ivanovic Churyumov ha esaminato una fotografia esposta per la cometa periodica Comas Solá di Svetlana Ivanovna Gerasimenko fatta l'11.92 settembre 1969, e trovò un oggetto cometario vicino al bordo della placca che presumeva fosse la prevista cometa periodica.
Al ritorno a Kiev, le lastre sono state sottoposte a un attento esame. Sono state determinate posizioni precise per tutte le comete osservate, nonché stime del diametro della chioma e stime della magnitudine fotografica della cometa e del nucleo.
Il 22 ottobre ci si è resi conto che la posizione determinata per la 32P/Comas Solá era di 1,8° dalla posizione prevista sulla base delle osservazioni di altri osservatori.
Un ulteriore esame ha rivelato la 32P/Comas Solá nella posizione corretta, vicino al limite della lastra fotografica, il che significava che era stata trovata una nuova cometa.
Hanno stimato la magnitudine della nuova cometa come +13 e hanno detto che aveva una debole chioma di 0,6 minuti d'arco, con una condensazione centrale di circa 0,3 minuti d'arco di diametro. C'era anche una coda debole che si estendeva per 1 minuto d'arco verso PA 280 gradi.
Oltre alle osservazioni della scoperta sopra riportate, immagini aggiuntive sono state trovate su una lastra esposta da Gerasimenko il 9,91 settembre e su una lastra esposta da Churyumov il 21,93 settembre, e la magnitudine è stata stimata in +13 sulla prima lastra fotografica e +12 sulla seconda.
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1976
Passaggio al perielio il 7 aprile 1976. (evento 67P/1975 P1).
Periodo di rivoluzione: 6,59
Questo è stato il primo ritorno della cometa dopo la sua scoperta, ma non è stata un'apparizione molto favorevole. Gli astronomi dell'Osservatorio di Palomar (California, USA) hanno recuperato la cometa l'8 agosto 1975 e hanno indicato la magnitudine nucleare di +19,5.
Hanno fatto ulteriori osservazioni il 9 settembre, il 6 ottobre e il 1 novembre, ma non hanno fornito una descrizione fisica. L'ultima osservazione è stata effettuata dagli astronomi alla stazione di Catalina del Lunar and Planetary Laboratory (Arizona, USA) il 7 dicembre 1975.
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1982
Passaggio al perielio il 12 novembre 1982.
Periodo di rivoluzione: 6,61
La cometa era in una posizione molto favorevole per le osservazioni nel 1982.
È stata recuperata dagli astronomi al Kitt Peak National Observatory (Arizona, USA) il 31 maggio 1982, quando la magnitudine è stata stimata in +19.
La distanza più vicina dal Sole è stata il 12 novembre a 1,3062 UA, e la distanza più vicina dalla Terra è stata il 27 novembre a 0,39 UA.
È interessante notare che la cometa ha continuato a illuminarsi per tutto dicembre mentre si allontanava sia dal Sole che dalla Terra, con astronomi dilettanti che hanno trovato magnitudini totali comprese tra +9 e +9,5. Verso Natale, Alan Hale (California, USA) è stato persino in grado di rilevare la cometa con un binocolo 10x50.
La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 13 maggio 1983 dagli astronomi dell'Osservatorio di Oak Ridge (Massachusetts, USA).
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1989
Passaggio al perielio il 18 giugno 1989.
Periodo di rivoluzione: 6,59
Questa non è stata un'apparizione particolarmente buona per le osservazioni.
La cometa è stata recuperata il 6 luglio 1988 dagli astronomi all'Osservatorio di Palomar (California, USA), momento in cui la magnitudine nucleare era stimata in +20.
È stata seguita solo fino al 12 settembre 1988, quando gli astronomi del Mauna Kea Observatory (Hawaii, USA) ha dato la magnitudine nucleare come +18,6.
La cometa è passata a meno di 4 gradi dal Sole nel marzo del 1989 e sebbene possa essere stata osservata verso la fine del 1989 e durante la prima metà del 1990, non sono state fatte osservazioni. Dopo essere passata a meno di 3 gradi dal Sole nell'ottobre 1990, la cometa è uscita di nuovo dall'abbagliamento solare ed è stata osservata dagli astronomi al Kitt Peak National Observatory (Arizona, USA) il 15-16 maggio 1991. Hanno dato la magnitudine nucleare come +21,8 / +22,0.
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1996
Passaggio al perielio il 17 gennaio 1996.
Periodo di rivoluzione: 6,59
L'apparizione del 1996 è stata un'altra piuttosto favorevole, sebbene la cometa non si sia mai avvicinata a meno di 0,9040 UA dalla Terra il 7 ottobre 1995.
La cometa era diventata più luminosa della magnitudine +13 alla fine del 1995 e ha continuato a illuminarsi. Ha superato il perielio il 17 gennaio 1996 e, con l'aumento delle distanze dalla Terra e dal Sole, ha continuato a illuminarsi per un altro mese.
Dopo aver raggiunto una luminosità massima di quasi +10,5 a febbraio, la cometa è svanita ed era scesa sotto la magnitudine +13 a metà aprile. Il diametro della chioma non ha mai superato i due minuti d'arco durante questa apparizione.
La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 31 maggio 1995, quando era di magnitudine +22.
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2002
Passaggio al perielio il 18 agosto 2002.
Periodo di rivoluzione: 6,57
La cometa è stata recuperata il 18 giugno 2002, quando la magnitudine è stata indicata come +15,0.
Si è illuminata fino a circa magnitudine +12,5 intorno all'inizio di ottobre.
La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 14 maggio 2005, quando era di magnitudine +22 7 +23. L'Agenzia spaziale europea ha annunciato il 28 maggio 2003 che la sonda spaziale Rosetta aveva un nuovo obiettivo: la cometa periodica 67P/Churyumov-Gerasimenko.
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2009
Passaggio al perielio il 28 febbraio 2009.
Periodo di rivoluzione: 6,45
Questa si è rivelata essere un'altra apparizione molto favorevole per questa cometa.
È stato recuperata da Gustavo Muler (Osservatorio Nazaret, Teguise, Spagna) il 1 giugno 2008 quando era intorno a magnitudine +19 e si è illuminato a una magnitudine massima di circa +9,5 nei giorni successivi al 1 aprile 2009.
È entrata nel bagliore del Sole all'inizio di luglio e non è stata più vista fino a marzo 2010, quando era intorno alla magnitudine +19.
La cometa è stata rilevata l'ultima volta dall'Observatoire Chante-Perdrix (Dauban, Francia) il 7 luglio 2010, quando la magnitudine è stata indicata come +19,9 7 +20,3.
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2015
Passaggio al perielio il 13 agosto 2015.
Periodo di rivoluzione: 6,44
Questo passaggio al perielio fu seguito dalla sonda Rosetta che si trovava in orbita attorno alla cometa.
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2021
Passaggio al perielio il 2 novembre 2021.
Periodo di rivoluzione: 6,42
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Passaggi futuri:
Il prossimo passaggio al perielio avverrà il 9 aprile 2028.
Mentre i successivi, calcolati da Kinoshita, si saranno nelle seguenti date:
2 novembre 2034 - 18 giugno 2041 - 3 febbraio 2048 - 20 settembre 2054 - 8 maggio 2061 -
11 dicembre 2067 - 8 luglio 2074 - 9 dicembre 2080 - 4 settembre 2087 - 18 giugno 2094.
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68P/KLEMOLA
La 68P/Klemola, indicata anche come cometa Klemola, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Per le sue dimensioni si stima che abbia un diametro medio di circa 4,4 km.
Scoperta:
È stata scoperta il 28 ottobre 1965 da Arnold Richard Klemola su lastre fotografiche riprese con il doppio astrografo da 20 pollici presso la Yale-Columbia Southern Station, un osservatorio astronomico situato in Argentina. Klemola ha descritto la cometa come "leggermente nebulosa" con un diametro vicino a 12 secondi d'arco ed una magnitudine di +17. Le fotografie aggiuntive erano state esposte il 29,06 ottobre, 31,09 ottobre, 1,12 novembre e 2,02 novembre.
Storia osservativa:
(Dati orbitali dal sito di Syuichi Nakano).
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1965
Le immagini iniziali trovate da Klemola sono state sufficienti per consentire a Brian G. Marsden (Smithsonian Astrophysical Observatory) di calcolare un'orbita parabolica che è stata pubblicata per la prima volta il 15 novembre 1965. La data del perielio è stata determinata per il 17,1 settembre 1965. Dopo l'acquisizione di ulteriori immagini, Marsden calcolò la prima orbita ellittica solo 8 giorni dopo. Indicava che la data del perielio era il 25,3 agosto, mentre il periodo orbitale era di 18,8 anni.
Dopo che tutte le osservazioni erano state accumulate, Marsden ha rivisto la sua orbita ellittica nel 1967 e ha determinato la data del perielio per il 18,4 agosto 1965 e il periodo come 10,97 anni, anche se ha suggerito un'incertezza di due mesi nel periodo. Kaare Aksnes ha studiato il movimento passato di questa cometa e non ha riportato alcun cambiamento significativo negli ultimi 70 anni.
La cometa non ha mai superato la magnitudine +17 durante l'apparizione della scoperta del 1965.
È stata rilevata l'ultima volta il 13 dicembre.
T = 1965 Aug. 18.36075 TT Epoch = 1965 Aug. 28.0 TT Peri. = 148.03640 e = 0.6422156 Node = 182.69604 (2000.0) a = 4.9287115 AU Inc. = 10.60037 n'= 0.09007494 q = 1.7634160 AU P = 10.942 years
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1976
G. Sause (Observatoire Haute Provence) ha recuperato questa cometa con il telescopio OHP-Universite de Liege Schmidt il 6,07 agosto 1976, ed ha stimato la magnitudine come +12 e ha detto che la coda era lunga 2 o 3 minuti d'arco. La posizione indicava che la previsione per l'apparizione del 1976 del British Astronomical Association Handbook richiedeva una correzione di -10,2 giorni.
La cometa ha mantenuto una luminosità prossima alla magnitudine +12 durante il resto di agosto e per la maggior parte di settembre, poi successivamente è svanita ed è stata rilevata per l'ultima volta il 21 gennaio 1977.
T = 1976 Aug. 10.19180 TT Epoch = 1976 Aug. 10.0 TT Peri. = 148.87666 e = 0.6417139 Node = 182.27415 (2000.0) a = 4.9278949 AU Inc. = 10.63374 n'= 0.09009733 q = 1.7655963 AU P = 10.939 years
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1987
La terza apparizione osservata della cometa avvenne nel 1987 quando J. Gibson (Osservatorio di Palomar, California, USA) ottenne immagini CCD con il riflettore da 1,5 metri il 16,56 febbraio 1987. Ha detto che era essenzialmente stellare, con una magnitudine stimata di +19, e c'era anche una coda verso PA 210-270 gradi che era delimitata da filamenti lunghe circa 15 secondi d'arco.
La posizione indicata dalla previsione richiedeva una correzione di -0,01 giorno. La cometa si è illuminata e ha raggiunto una magnitudine massima di circa +12,5 nel mese di settembre.
È stata rilevata l'ultima volta il 10 dicembre 1988.
T = 1987 July 22.63321 TT Epoch = 1987 July 24.0 TT Peri. = 154.54286 e = 0.6404516 Node = 176.48406 (2000.0) a = 4.9305559 AU Inc. = 10.94981 n'= 0.09002440 q = 1.7727734 AU P = 10.948 years
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1998
La quarta apparizione osservata della cometa è iniziata il 29 marzo 1997, quando C.W. Hergenrother (F.L. Whipple Observatory) ha ottenuto immagini CCD della cometa con il riflettore di 1,2 metri.
La cometa aveva un aspetto essenzialmente stellare, con una magnitudine di +21,4.
La cometa ha superato il perielio il 1 maggio 1998 e ha raggiunto la magnitudine +14 durante i mesi estivi del 1998.
Epoch = 1998 Apr. 17.0 TT T = 1998 May 1.66538 +/- 0.00052 (m.e.) TT Peri. = 154.54343 +/- 0.00015 Node = 175.54318 +/- 0.00006 (2000.0) Inc. = 11.08870 +/- 0.00003 q = 1.7545172 +/- 0.0000007 AU e = 0.6413179 +/- 0.0000002 a = 4.8915654 +/- 0.0000006 AU n' = 0.09110292 +/- 0.00000002 P = 10.819 +/- 0.0000020 years A1 = -0.025 +/- 0.022 A2 = -0.00166 +/- 0.00016
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2009
T = 2009 Jan. 20.97455 TT Epoch = 2009 Jan. 9.0 TT Peri. = 153.97905 e = 0.6406280 Node = 175.32985 (2000.0) a = 4.8947302 AU Inc. = 11.14414 n'= 0.09101457 q = 1.7590290 AU P = 10.829
______________________________________2019
T = 2019 Nov. 9.03770 TT Epoch = 2019 Nov. 13.0 TT Peri. = 153.05834 e = 0.6375240 Node = 175.08230 (2000.0) a = 4.9488816 AU Inc. = 11.11085 n'= 0.08952483 q = 1.7938506 AU P = 11.009 years
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Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:
4 novembre 2030 - 5 gennaio 2043 - 30 settembre 2055 - 1 settembre 2068 -
9 agosto 2081 - 7 maggio 2094 - 21 agosto 2106 - 24 novembre 2118.
Parametri orbitali:
L'orbita della cometa per tutto il XX secolo è rimasta abbastanza invariata, ma tra il 2028 ed il 2040, effettuerà due passaggi ravvicinati a Giove ed uno a Saturno, che faranno aumentare la distanza dle perielio da circa 1,77 UA fino a circa 2,05 UA, ed il suo periodo di rivoluzione crescerà da 11 fino a 12,7 anni.
68P/Klemola
da 600 osservazioni 1965 Nov 1-2019 Mag 13, residuo medio 0".71.
parametri non-gravitazionali A1= +0.02, A2= -0.0021.
Epoca = 2019 Nov. 13.0 TT JDT = 2458800.5
T = 2019 Nov. 9.0397810030 TT +/- 0.0001243253
Peri. = 153.0585581793 +/- 0.0000541521
Nodo = 175.0822797031 (2000.0) +/- 0.0000435164
Incl. = 11.1108543794 +/- 0.0000086741
q = 1.7938516186 UA +/- 0.0000002503
e = 0.6375240644 +/- 0.0000000796
A1 = 0.0238140273 +/- 0.0048334790
A2 = -0.0021193382 +/- 0.0000189308
a = 4.9488847195 UA +/- 0.0000002601
n = 0.0895247399 +/- 0.0000000071
P = 11.0093329492 anni +/- 0.0000008680
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69P/TAYLOR
La 69P/Taylor è una cometa piccola e debole periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
A causa della sua orbita negli ultimi due secoli la cometa ha avuto vari incontri molti ravvicinati con il pianeta Giove che ne hanno alterato notevolmente l'orbita, a causa di uno di essi è stata persa per oltre 50 anni, prima di essere riscoperta il 13 dicembre 1976.
Scoperta:
Fu scoperta per la prima volta da Clement J. Taylor ( Città del Capo , Sud Africa ) il 24 novembre 1915.
Storia osservativa:
Quando Clement J. Taylor la scoprì si trovava nella costellazione di Orione, poi passò nel punto più vicino alla Terra il 31 dicembre, ad una distanza di 0,6486 UA, ed infine arrivò a passare il perielio il 31 gennaio 1916.
Il 3 e 4 febbraio 1916, George van Biesbroeck (Yerkes Observatory, Wisconsin, USA) notò che il nucleo della cometa appariva allungato, ed entro il 10 do febbraio, E.E. Barnard (Yerkes Observatory) riferì che: "si vedevano due comete perfettamente distinte la cui nebulosità si mescolava".
Barnard ha aggiunto: "Quello a sud [A] era il più luminoso e aveva un piccolo nucleo luminoso; quello a nord [B] meno definito". Il nucleo A però non è stato visto dopo il 23 marzo 1916.
La cometa fu riconosciuta per la prima volta come periodica poco dopo la metà di dicembre 1915, quando Neubauer e Jeffers (Berkeley Astronomical Department, California, USA) determinarono il periodo orbitale in 5,30 anni. Meno di tre settimane dopo, gli astronomi avevano rivisto questo valore a 6,29 anni, e dopo che la cometa è stata rilevata l'ultima volta il 28 maggio 1916, il periodo è stato rivisto a 6,37 anni.
Jeffers ha studiato il movimento della cometa e ha predetto che sarebbe tornata al perielio il 13 giugno 1922, ed ha aggiunto: "La posizione rispetto al Sole sarà sfavorevole per l'osservazione in quel momento. Alcuni mesi prima e dopo il perielio la cometa sarà migliore situato rispetto al Sole, anche se sarà debole". Tuttavia, la cometa non è stata recuperata.
Vari calcoli hanno rivelato che la cometa sarebbe arrivata al perielio tra il 21 e il 28 ottobre 1928, ma ancora una volta, la cometa non fu recuperata.
È interessante notare che Karl Reinmuth (Osservatorio di Heidelberg Königstuhl) scoprì una cometa durante un'indagine di routine di un asteroide il 22 febbraio 1928. All'inizio di marzo, gli astronomi si resero conto che la cometa era periodica e molti suggerirono che fosse identica alla cometa di Taylor, citando che era passata vicino a Giove durante 1925, ma mentre la cometa continuava a essere osservata, l'orbita fu rivista e gli astronomi si resero conto che l'incontro con Giove non poteva aver collocato la cometa Taylor nell'orbita attualmente occupata dalla cometa Reinmuth.
Sono stati fatti ulteriori tentativi per collegare questa cometa ad altre comete, come per la cometa periodica Arend-Rigaux, che fu scoperta nel febbraio del 1951, dato che quando gli astronomi determinarono la sua orbita, inizialmente notarono una somiglianza con la cometa di Taylor, infine nel 1954, V.A. Bronshten suggerì che una parte della cometa Taylor fosse tornata come cometa periodica Arend-Rigaux , mentre l'altra parte come D/1952 B1 (Harrington-Wilson), ma tutte queste idee si sono rivelate errate con il progredire degli anni '50 del XX secolo.
Nonostante gli sforzi e l'impegno profusi, la cometa è stata considerata perduta per circa 60 anni.
N.A. Belyaev e V.V. Emel'yanenko hanno fornito una previsione per il ritorno della cometa nel 1976, ed il 25 gennaio 1977, Charles Kowal (Osservatorio Palomar, California, USA), mentre stava esaminando le lastre esposte per la cometa, trovò immagini ottenute il 13 e 14 dicembre 1976.
Le posizioni misurate indicavano che la previsione di Belyaev ed Emel'yanenko necessitava di una correzione di solo -1,4 giorni.
Hanno anche indicato che si trattava del nucleo B, ma le ricerche del nucleo A non hanno mai rivelato nulla. La cometa è stata seguita fino al 16 aprile.
La cometa è stata ulteriormente osservata ai suoi successivi ritorni nel 1984 e nel 1990.
La cometa ha superato il perielio il 12 dicembre 1997 (1,948 UA) ed è passata nel punto più vicino alla Terra (0,9923 UA) il 14 gennaio 1998, e sebbene non ci si aspettasse che la cometa superasse la magnitudine +18, durante gennaio gli osservatori hanno trovato la cometa vicino alla magnitudine +12 a causa di due fenomeni di sfogo che hanno incrementato di molto la sua luminosità.
La cometa è stata osservata anche nei ritorni al perielio del 30 novembre 2004, quando ha toccato una magnitudine di circa +15, ed in quello del 17 luglio 2011, quando la sua luminosità non è stata superiore a +19 mag.
Sono state riprese 6 immagini di recupero di 69P nell'ottobre 2018, quando la cometa aveva una magnitudine di circa +20,5 cioè quasi 6 mesi prima del suo perielio del 18 marzo 2019, giorno in cui la cometa era sfavorevolmente piazzata a circa 2,45 UA dalla Terra.
Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:
12 novembre 2026 - 14 giugno 2034 - 9 dicembre 2041 - 30 maggio 2049 - 13 novembre 2056 -
9 maggio 2064 - 22 novembre 2071 - 5 luglio 2079 - 17 febbraio 2087 - 21 settembre 2094 -
5 gennaio 2103.
Parametri orbitali:
Qui di seguito vi riportiamo i dati orbitali della cometa nei più recenti passaggi e la previsione del prossimo, le tabelle sono tratte dal sito di Syuichi Nakano, dalle note:
Il 27 giugno 2008 la cometa è passata molto vicino a Giove, ad una distanza di soli 0,1584 UA, questo fatto ne ha modificato in modo significativo i suoi parametri orbitali, aumentando sia il perielio da 1,94 a 2,27 UA, sia il periodo orbitale da 6,95 a 7,65 anni.
Un successivo incontro con Giove ci sarà il 7 aprile 2091 a 0,3665 UA che incrementerà ancora perielio e periodo orbitale rendendola sempre più difficile da osservare.
T = 1990 Dec. 28.89381 TT Epoch = 1990 Dec. 15.0 TT Peri. = 355.57144 e = 0.4655691 Node = 108.87014 (2000.0) a = 3.6491377 AU Inc. = 20.55188 n'= 0.14139000 q = 1.9502120 AU P = 6.971 years
T = 1997 Dec. 12.28043 TT Epoch = 1997 Dec. 18.0 TT Peri. = 355.37972 e = 0.4659907 Node = 108.85942 (2000.0) a = 3.6476315 AU Inc. = 20.54822 n'= 0.14147758 q = 1.9478691 AU P = 6.967 years
T = 2004 Nov. 30.59379 TT Epoch = 2004 Nov. 11.0 TT Peri. = 355.52055 e = 0.4669502 Node = 108.79886 (2000.0) a = 3.6428253 AU Inc. = 20.56392 n'= 0.14175767 q = 1.9418073 AU P = 6.953 years
T = 2011 July 17.49796 TT Epoch = 2011 July 18.0 TT Peri. = 343.42795 e = 0.4144554 Node = 104.87976 (2000.0) a = 3.8813498 AU Inc. = 22.04640 n'= 0.12889317 q = 2.2727035 AU P = 7.647 years
Epoch = 2019 Mar. 18.0 TT T = 2019 Mar. 18.46700 +/- 0.00193 (m.e.) TT Peri. = 343.57428 +/- 0.00051 Node = 104.82978 +/- 0.00004 (2000.0) Inc. = 22.03200 +/- 0.00002 q = 2.2834938 +/- 0.0000045 AU e = 0.4132691 +/- 0.0000009 a = 3.8918928 +/- 0.0000099 AU n' = 0.12836977 +/- 0.00000049 P = 7.678 +/- 0.0000292 years A1 = +1.367 +/- 0.262 A2 = +0.46942 +/- 0.01323
T = 2026 Nov. 12.55782 TT Epoch = 2026 Nov. 16.0 TT Peri. = 343.55690 e = 0.4148212 Node = 104.80506 (2000.0) a = 3.8797370 AU Inc. = 22.06060 n'= 0.12897355 q = 2.2703399 AU P = 7.642 years
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70P/KOJIMA
La cometa Kojima, formalmente 70P/Kojima, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 3 km.
Scoperta:
Fu Nobuhisa Kojima (Ishiki, di Aichi, in Giappoine) che ha scoperto questa cometa nella costellazione della Vergine il 27,79 dicembre 1970, ed ha confermato il ritrovamento il 29,84 di dicembre. In entrambe le occasioni la luminosità della cometa è stata stimata di magnitudine +14. Kojima ha anche descritto la cometa come diffusa, con una condensazione.
Parametri orbitali:
70P/Kojima
da 1134 osservazioni 1970 Dic 29-2016 giu 8, residuo medio 0".64.
parametri non-gravitazionali A1= +0.02, A2= -0.0080.
Epoca = 2014 Ott 30.0 TT JDT = 2456960.5
T = 2014 Ott 20.7648436894 TT +/- 0.0001302148
Peri. = 1.9903423999 +/- 0.0000554065
Nodo = 119.2724903379 (2000.0) +/- 0.0000591634
Incl. = 6.6004139163 +/- 0.0000166487
q = 2.0067834046 UA +/- 0.0000003684
e = 0.4540815452 +/- 0.0000000282
A1 = 0.0242411831 +/- 0.0045317058
A2 = -0.0080008910 +/- 0.0001213163
a = 3.6759764884 UA +/- 0.0000001907
n = 0.1398443699 +/- 0.0000000109
P = 7.0478895174 anni +/- 0.0000005484
( Diagramma orbitale - JPL ).
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Storia osservativa e orbitale:
(Con tabelle tratte dal sito di Syuichi Nakano, nota NK 2157).
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1970
La prima orbita parabolica è stata calcolata da K. Hurukawa ed è stata pubblicata per la prima volta il 6 gennaio 1971, indicava che la data del perielio era il 1 novembre 1970.
Dopo l'accumulo di posizioni più precise, Brian G. Marsden calcolò la prima orbita ellittica che fu pubblicata il 3 febbraio 1971, ed indicava che la data del perielio era il 6 ottobre 1970 e il periodo orbitale era di 6,09 anni.
Le orbite calcolate dopo che la cometa era stata osservata in altre apparizioni indicavano che la data del perielio era in realtà il 7,05 ottobre 1970 e il periodo era di 6,16 anni.
Le osservazioni successive alla scoperta della cometa hanno indicato che si è illuminata a circa +13 mag, all'inizio di gennaio 1971 e poi ha iniziato a sbiadire. È stato rilevato l'ultima volta il 27 giugno 1971, momento in cui Elizabeth Roemer ha determinato la magnitudine nucleare di +19,0.
T = 1970 Oct. 7.05105 TT Epoch = 1970 Oct. 21.0 TT Peri. = 198.02846 e = 0.5148529 Node = 291.92084 (2000.0) a = 3.3615290 AU Inc. = 4.09443 n'= 0.15991852 q = 1.6308361 AU P = 6.163 years
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1973
INCONTRO Ravvicinato CON GIOVE
La cometa si avvicinò a Giove dopo l'apparizione del 1970, e i due corpi si sono trovati a 0,158 UA l'uno dall'altro il 10 aprile 1973. Questo fatto alla fine ha agito per far aumentare la distanza del perielio della cometa da 1,63 AU a 2,40 AU e aumentare il periodo orbitale da 6,16 anni a 7,85 anni.
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1978
Passaggio al perielio il 24,58 maggio 1978.
Periodo di rivoluzione 7,85 anni.
Una previsione per l'apparizione della cometa nel 1978 fu pubblicata nel 1977 sul British Astronomical Association Handbook, con una incertezza di 2 giorni.
H. Kosai e Hurukawa (stazione di Kiso) hanno recuperato questa cometa con il telescopio Schmidt da 105 cm il 9,79 dicembre 1977, ed hanno stimato la magnitudine come +18 e hanno descritto la cometa come diffusa, senza condensazione. Gli osservatori della stazione Agassiz dell'Harvard College Observatory hanno confermato il recupero il 29 dicembre 1977. È interessante notare che le posizioni precise indicavano la data del perielio prevista richiedeva una correzione di soli -0,18 giorni.
C. Kowal (Hale Observatories) ha successivamente trovato immagini di questa cometa su lastre fotografiche esposte con il Palomar Schmidt l'8,41 dicembre e il 9,42 dicembre del 1977.
Per la prima, Kowal ha stimato la magnitudine in +19 e ha descritto la cometa come "un'immagine alquanto diffusa". Verso la fine di dicembre, Tsutomu Seki (Kochi Observatory, Geisei Station) ha trovato immagini di pre-recupero su una lastra esposta il 5,59 dicembre.
Verso la metà del 1978, gli osservatori della stazione Agassiz dell'Harvard College Observatory hanno trovato immagini di pre-scoperta su lastre esposte il 12,34 novembre e il 15,35 novembre del 1977.
La cometa non è mai diventata più luminosa della magnitudine +18 ed è stata rilevata l'ultima volta il 13 marzo 1978.
T = 1978 May 24.58135 TT Epoch = 1978 May 12.0 TT Peri. = 348.49209 e = 0.3929242 Node = 154.83900 (2000.0) a = 3.9510576 AU Inc. = 0.87527 n'= 0.12549720 q = 2.3985915 AU P = 7.854 years
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Altri passaggi osservati:
La cometa è stata poi vista nel 1985/1986 e nel 1992/1994. È stata recuperata da Spacewatch in entrambe le apparizioni e la magnitudine del recupero era +20 nel 1985 e +22,1 nel 1992.
La cometa non è diventata abbastanza luminosa da diventare visibile nei telescopi amatoriali in nessuna delle due apparizioni.
T = 1986 Apr. 4.70386 TT Epoch = 1986 Mar. 31.0 TT Peri. = 348.51730 e = 0.3907504 Node = 154.76392 (2000.0) a = 3.9619578 AU Inc. = 0.87613 n'= 0.12497965 q = 2.4138212 AU P = 7.886 years T = 1994 Feb. 17.99673 TT Epoch = 1994 Feb. 17.0 TT Peri. = 348.51673 e = 0.3926419 Node = 154.82276 (2000.0) a = 3.9500309 AU Inc. = 0.87777 n'= 0.12554613 q = 2.3990831 AU P = 7.851 years
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1996
INCONTRO Ravvicinato CON GIOVE
La cometa si è avvicinata a Giove dopo l'apparizione del 1994, e i due corpi si sono trovati a solo 0,147 UA l'uno dall'altro il 22 dicembre 1996, e ciò alla fine ha agito per far ridurre la distanza del perielio della cometa da 2,40 UA a 1,97 UA e fece diminuire il periodo orbitale da 7,85 anni a 6,99 anni.
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2000
Passaggio al perielio il 14 settembre 2000.
T = 2000 Sept.14.83280 TT Epoch = 2000 Sept.13.0 TT Peri. = 1.96402 e = 0.4544816 Node = 119.29784 (2000.0) a = 3.6723148 AU Inc. = 6.60064 n'= 0.14005358 q = 2.0033152 AU P = 7.037 years
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2007
Passaggio al perielio il 5 ottobre 2007.
Epoch = 2007 Sept.17.0 TT T = 2007 Oct. 5.93695 +/- 0.00007 (m.e.) TT Peri. = 2.10852 +/- 0.00002 Node = 119.25925 +/- 0.00002 (2000.0) Inc. = 6.59562 +/- 0.00001 q = 2.0119317 +/- 0.0000004 AU e = 0.4532137 +/- 0.0000001 a = 3.6795577 +/- 0.0000003 AU n' = 0.13964026 +/- 0.00000002 P = 7.058 +/- 0.0000008 years
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2014
Passaggio al perielio il 20 ottobre 2014.
T = 2014 Oct. 20.76951 TT Epoch = 2014 Oct. 30.0 TT Peri. = 1.99068 e = 0.4540835 Node = 119.27237 (2000.0) a = 3.6759816 AU Inc. = 6.60040 n'= 0.13984408 q = 2.0067789 AU P = 7.048 years
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2021
Passaggio al perielio il 3 novembre 2021.
Nell'aprile 2022 l'osservazione della cometa è ancora in corso, e lo sarà almeno per i mesi estivi.
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Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, ci saranno nelle seguenti date:
21 novembre 2028 - 28 settembre 2035 - 14 dicembre 2042 - 24 febbraio 2050 -
3 maggio 2057 - 18 luglio 2064 - 4 novembre 2071 - 19 giugno 2079 - 29 gennaio 2087 -
6 agosto 2094 - 10 novembre 2101.
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71P/CLARK
La cometa Clark, formalmente 71P/Clark, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, ma anche del gruppo delle Quasi-Hilda. Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 1,36 km.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 9 giugno 1973 dall'astronomo neozelandese Michael Clark.
Storia osservativa:
Michael Clark (Osservatorio della Mount John University, Nuova Zelanda) scoprì questa cometa il 9 giugno 1973, vicino al bordo di una lastra fotografica esposta per una campagna di pattugliamento sulle stelle variabili meridionali. La cometa è stata confermata la mattina successiva.
La cometa è stata descritta come diffusa, con una magnitudine totale di +13, e mostrava una coda lunga un minuto d'arco. Successivamente un'immagine di pre-scoperta è stata trovata da Clark su una lastra fotografica che lui stesso aveva esposto il 1 giugno.
Era già passata al perielio il 24 maggio 1973.
Il periodo orbitale della cometa è di circa 5,5 anni da quando è stata scoperta, quindi la cometa risulta posizionata favorevolmente per l'osservazione alternativamente un ritorno si ed uno no.
E' stata osservata con successo anche nei ritorni al perielio del 26 novembre 1978, 29 maggio 1984, 28 novembre 1989.
Il ritorno del 1995 è stata la quinta volta che la cometa è stata vista tornare al perielio.
La cometa ha superato il perielio il 31 maggio 1995 (1,5525 UA) ed è passata nel punto più vicino alla Terra il 2 luglio a 0,6145 UA. La luminosità massima è arrivata nel mese di giugno, quando gli osservatori hanno generalmente riportato la sua magnitudine un po' più luminosa di +11 durante la seconda metà di quel mese. Più o meno nello stesso periodo, la chioma ha raggiunto il suo diametro maggiore riportato a circa 3,5 minuti d'arco, e la coda ha raggiunto una lunghezza massima di circa 8 minuti d'arco all'inizio del mese di giugno.
Successivamente è stata osservata anche nei passaggi al perielio del 2 dicembre 2000, 6 giugno 2006, 15 dicembre 2011, 30 giugno 2017, ed è già tutt'ora in corso l'osservazione del passaggio al perielio del 22 gennaio 2023.
Passaggi Futuri:
Come già detto è in corso l'osservazione del passaggio del 22 gennaio 2023, ed i successivi, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:
28 settembre 2028 - 19 giugno 2034 - 19 giugno 2040 - 28 maggio 2046 - 18 settembre 2052 -
17 gennaio 2059 - 29 maggio 2065 - 26 ottobre 2071 - 21 marzo 2078 - 23 agosto 2084 -
25 gennaio 2091 - 29 giugno 2097 - 6 dicembre 2103.
Parametri orbitali:
Dal sito di Syuichi Nakano vi riportiamo le tabelle relative ai recenti passaggi al perielio e ai prossimi a venire, tratti dalle note NK 2030 e NK 4649 :
T = 2000 Dec. 2.04124 TT Epoch = 2000 Dec. 2.0 TT Peri. = 208.84869 e = 0.5005018 Node = 59.68861 (2000.0) a = 3.1215017 AU Inc. = 9.49609 n'= 0.17871406 q = 1.5591846 AU P = 5.515 years T = 2006 June 6.80203 TT Epoch = 2006 May 25.0 TT Peri. = 208.75330 e = 0.4997543 Node = 59.65151 (2000.0) a = 3.1227269 AU Inc. = 9.48952 n'= 0.17860889 q = 1.5621306 AU P = 5.518 years
Epoch = 2011 Dec. 25.0 TT T = 2011 Dec. 15.91547 +/- 0.00102 (m.e.) TT Peri. = 208.82822 +/- 0.00021 Node = 59.60780 +/- 0.00007 (2000.0) Inc. = 9.48113 +/- 0.00002 q = 1.5674929 +/- 0.0000005 AU e = 0.4984949 +/- 0.0000005 a = 3.1255769 +/- 0.0000010 AU n' = 0.17836465 +/- 0.00000009 P = 5.526 +/- 0.0000027 years A1 = +1.523 +/- 0.044 A2 = -0.18596 +/- 0.00081 A3 = -0.49349 +/- 0.00746
T = 2017 June 30.20544 TT Epoch = 2017 June 16.0 TT Peri. = 208.91744 e = 0.4943715 Node = 59.44636 (2000.0) a = 3.1371261 AU Inc. = 9.44538 n'= 0.17738059 q = 1.5862205 AU P = 5.556 years
Epoch = 2023 Jan. 16.0 TT T = 2023 Jan. 22.83455 +/- 0.00163 (m.e.) TT Peri. = 209.07238 +/- 0.00028 Node = 59.39356 +/- 0.00003 (2000.0) Inc. = 9.43832 +/- 0.00001 q = 1.5888391 +/- 0.0000006 AU e = 0.4937204 +/- 0.0000007 a = 3.1382641 +/- 0.0000042 AU n' = 0.17728412 +/- 0.00000036 P = 5.559 +/- 0.0000112 years A1 = +1.244 +/- 0.048 A2 = +0.08307 +/- 0.00122
T = 2028 Sept.28.56003 TT Epoch = 2028 Sept.26.0 TT Peri. = 211.34237 e = 0.4758437 Node = 58.10670 (2000.0) a = 3.1955933 AU Inc. = 9.11811 n'= 0.17253484 q = 1.6749905 AU P = 5.713 years
( Diagramma orbitale - JPL ).
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72P/DENNING-FUJIKAWA
La cometa Denning-Fujikawa o 72P/Denning-Fujikawa, è una piccola cometa periodica poco attiva del Sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
Attività cometaria:
In ben cinque dei dodici transiti al perielio in cui la cometa non è stata osservata, erano state previste condizioni favorevoli all'osservazione, con la cometa che avrebbe dovuto raggiungere la quinta magnitudine se avesse manifestato il livello di attività riscontrato nei transiti in cui è stata osservata. Inoltre, è difficile che la cometa, se attiva, possa essere passata inosservata dal momento che, essendo atteso il suo ritorno, erano in corso ricerche mirate ad individuarla. Da queste considerazioni, Martin Beech, ha dedotto che la cometa Denning-Fujikawa è una vecchia cometa che manifesta un'attività intermittente, come anche le comete 15P/Finlay e 107P/Wilson-Harrington.
La cometa, inoltre, è una delle poche a corto periodo avente un nodo entro le 0,1 UA dall'orbita della Terra, ma cui non è associato alcuno sciame meteorico. Anche questo dato potrebbe essere un indicatore della bassa attività del nucleo cometario, oppure che le meteore prodotte percorrano orbite tali da non favorire piogge meteoriche sul nostro pianeta. Dopo aver condotto simulazioni numeriche sul comportamento di eventuali sciami prodotti in occasione dei due transiti in cui la cometa ha manifestato di essere attiva, Beech ammette che l'influenza gravitazionale di Giove potrebbe averli sparpagliati in tutto il Sistema solare interno ed essere quindi la principale responsabile della mancata osservazione di una pioggia meteorica ad essi associata. Sembra tuttavia plausibile che piogge meteoriche associate alla cometa Denning-Fujikawa siano avvenute su Venere.
Parametri orbitali:
72P/Denning-Fujikawa
da 24 osservazioni 1881 Ott 19-2014 giu 18, residuo medio 1".55.
parametri non-gravitazionali A1= -0.10, A2= +0.0236.
Epoca = 2014 lug 2.0 TT JDT = 2456840.5
T = 2014 lug 11.6295943605 TT +/- 0.0023900120
Peri. = 337.8413512568 +/- 0.0012074905
Nodo = 36.1165840717 (2000.0) +/- 0.0009605521
Incl. = 9.1695383130 +/- 0.0000965206
q = 0.7841644726 UA +/- 0.0000017726
e = 0.8190807261 +/- 0.0000005696
A1 = -0.0972935605 +/- 0.0200753163
A2 = 0.0236311986 +/- 0.0002816655
a = 4.3343335154 UA +/- 0.0000038757
n = 0.1092246306 +/- 0.0000001465
P = 9.0236759121 anni +/- 0.0000121032
( Diagramma orbitale - JPL ).
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Scoperta e osservazioni:
(Tabelle dei dati orbitali tratte dal sito di Syuichi Nakano, nota NK 4262).
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1881
La cometa fu scoperta da William Denning da Bristol il 4 ottobre 1881, dopo essere già transitata per il perielio, come un oggetto dell'ottava magnitudine, era allora nella costellazione del Leone e aveva un movimento giornaliero di 30' verso est. Denning ha descritto la cometa come:
"una piccola nebulosa luminosa, rotonda e molto più luminosa nel mezzo".
Una scoperta indipendente è stata fatta da W.R. Brooks (Phelps, New York) con un riflettore da 13 cm. Il numero di marzo 1882 del Siderial Messenger diceva che Brooks fece l'osservazione il 4,33 ottobre "ma che le nuvole la oscurarono prima che potesse essere ottenuta una posizione".
La cometa era già passata più vicino al Sole e alla Terra quando fu scoperta.
Durante il resto di ottobre, gli osservatori hanno generalmente descritto la cometa come abbastanza luminosa, con una condensazione centrale. F.A.T. Winnecke (Strasburgo, Francia) ha osservato con un rifrattore di 46 cm il 19 e ha detto che la cometa mostrava una condensazione distinta ed eccentrica. J.F.J. Schmidt (Atene, Grecia) non è riuscito a trovare la cometa nel cielo mattutino con il rifrattore Reinfelder da 17 cm il 20 e 21 ottobre; tuttavia, la localizzò con lo stesso telescopio il 28 e la descrisse come una nebulosità estremamente debole.
Il 29, Winnecke ha detto che la cometa è stata vista debolmente in condizioni di scarsa visibilità, ma è apparsa oblunga durante i momenti di buona visibilità, con un asse maggiore di circa 2'.
Sempre il 29 ottobre E. Hartwig (Strasburgo, Francia) ha visto la cometa molto facilmente nel cercatore del rifrattore da 15 cm. Nel mese di novembre, le uniche descrizioni fisiche sono arrivate da E.J.M. Stephan (Marsiglia, Francia) e Schmidt.
Stephan ha detto che la cometa era molto debole con una leggera condensazione in un telescopio da 80 cm il 3 novembre. Schmidt ha detto che la cometa è apparsa come una nebulosità estremamente debole nel rifrattore da 17 cm il 4 novembre.
L'ultima osservazione fu raccolta il 25 novembre da Friedrich Winnecke.
Ne furono calcolate diverse orbite, anche tenendo conto delle perturbazioni dei pianeti, da Mercurio a Saturno. A posteriori, l'orbita più precisa fu quella proposta da B. Matthiessen, caratterizzata da un periodo di 8,71 anni e dal passaggio al perielio avvenuto il 13 settembre 1881.
Tuttavia la cometa non fu recuperata nel 1890, né nel 1899, e fu considerata persa.
ORBITA:
T = 1881 Sept.13.85601 TT Epoch = 1881 Aug. 28.0 TT Peri. = 312.67990 e = 0.8286842 Node = 67.45811 (2000.0) a = 4.2340562 AU Inc. = 6.86342 n'= 0.11312775 q = 0.7253606 AU P = 8.712 years
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1978
Fu casualmente recuperata da Shigehisa Fujikawa da Kagawa il 9 ottobre 1978 come un oggetto della decima-undicesima magnitudine, valore che mantenne nei giorni che seguirono la scoperta.
E. Everhart (Chamberlin Observatory, Colorado, USA) ha confermato la scoperta il 10,47 ottobre, ed ha stimato la magnitudine come +11, descrivendo la cometa come diffusa, con una leggera condensazione. H.L. Giclas (Lowell Observatory, Arizona, USA) ha confermato in modo indipendente la cometa il 10,51 ottobre, ed ha stimato la magnitudine come +9 e l'ha descritta come diffusa, con una condensazione.
La cometa è stata ben osservata durante questa apparizione, con gli osservatori che generalmente hanno fornito la magnitudine +10 / +11 durante i giorni successivi alla scoperta; tuttavia, poiché si stava allontanando sia dal Sole che dalla Terra, svanì abbastanza rapidamente.
Il 16 ottobre, Tsutomo Seki (Osservatorio di Kochi, stazione di Geisei, Giappone) ha dato la magnitudine di +13 al chiaro di luna e ha notato che l'immagine della cometa era debole, ma appariva diffusa e non condensata. Seki ha quindi stimato la magnitudo come +15 il 29 e 31 ottobre, +15,5 il 2 novembre, +17,5 l'8 novembre e +18 il 9 novembre.
C.-Y. Shao (Harvard College Observatory, Agassiz Station) ha ottenuto diverse fotografie della cometa utilizzando il riflettore da 155 cm, ed ha notato che la cometa era molto diffusa il 28 ottobre e il 1 novembre. Shao ha anche notato una coda il 2 e 3 novembre, che si estendeva di 1,0-1,5 minuti d'arco in PA 300°. L'ultima osservazione fu raccolta il 29 dicembre 1978 dalla stazione Agassiz dell'Harvard College Observatory.
Brian Marsden calcolò un'orbita ellittica caratterizzata da un periodo di 9,1 anni e dal passaggio al perielio il 2 ottobre 1978.
ORBITA:
T = 1978 Oct. 2.13924 TT Epoch = 1978 Oct. 19.0 TT Peri. = 334.30791 e = 0.8198725 Node = 41.53859 (2000.0) a = 4.3285485 AU Inc. = 8.64390 n'= 0.10944367 q = 0.7796908 AU P = 9.006 years
______________________________________2014
La cometa è stata riscoperta nel giugno 2014 da Hidetaka Sato utilizzando un telescopio in remoto a Siding Spring, Australia.
______________________________________
Passaggi futuri:
La minima distanza tra l'orbita della cometa e quella della Terra (MOID - Minimum Orbital Intersection Distance) è pari a 0,0845792 UA.
Sono previsti quattro passaggi ravvicinati della cometa alla Terra nel corso del corrente secolo.
| Data | Distanza dalla Terra |
| 19 luglio 2036 | 0,099 UA |
| 29 dicembre 2044 | 0,095 UA |
| 18 luglio 2069 | 0,087 UA |
| 27 dicembre 2077 | 0,057 UA |
Il prossimo passaggio al perieli avverrà il 15 giugno 2023.
T = 2023 June 15.84727 TT Epoch = 2023 June 25.0 TT Peri. = 346.73340 e = 0.8186937 Node = 26.70211 (2000.0) a = 4.3077792 AU Inc. = 10.94851 n'= 0.11023612 q = 0.7810274 AU P = 8.941 years
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, ci saranno nelle seguenti date:
14 maggio 2032 - 7 giugno 2041 - 2 luglio 2050 - 19 settembre 2059 - 11 novembre 68 -
13 febbraio 2078 - 5 maggio 2087 - 23 luglio 2096 - 29 agosto 2105.
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73P/SCHWASSMANN-WACHMANN 3-C
ed altri 65 Frammenti
La Cometa Schwassmann-Wachmann 3, formalmente 73P/Schwassmann-Wachmann, è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia cometaria di Giove.
Scoperta:
Friedrich Carl Arnold Schwassmann e Arno Arthur Wachmann (Osservatorio di Amburgo, Bergedorf, Germania) hanno scoperto questa cometa su fotografie esposte per un'indagine sui pianeti minori il 2 maggio 1930. La cometa è stata quindi descritta come diffusa e di magnitudine +9,5.
Pochi giorni dopo, H. Schneller (Osservatorio di Berlino-Babelsberg, Germania) ha trovato immagini pre-scoperta su lastre fotografiche esposte il 27 e 29 aprile.
Frammentazione:
La cometa si è disgregata in più frammenti durante i suoi ritorni al perielio del 1995 e del 2006.
Nel 1995, la cometa ha manifestato un'intensa attività di sfogo (outburst) e, in seguito, è stata osservata frantumarsi in 5 grandi pezzi, chiamati: 73P-(A, B, C, D, E).
Il frammento C era il più grande e probabilmente ciò che rimaneva del nucleo originario.
Nel 2001 è stato osservato il ritorno di soli tre frammenti: B, C ed E, forse con una concausa derivante dalle cattive condizioni osservative.
A marzo 2006 erano conosciuti otto frammenti: B, C, G, H, J, L, M ed N.
Il 18 aprile 2006, il Telescopio spaziale Hubble ha osservato i frammenti B e G disgregarsi in una dozzina di ulteriori frammenti, in seguito a nuove fasi di intensa attività.
Ad oggi, sono noti 66 frammenti.
L'attività dei nuovi nuclei ha favorito l'allontanamento dei frammenti meno massicci, come suggerito da una sequenza di immagini raccolta dal telescopio spaziale Hubble. Infatti, sembrerebbe che le emissioni di gas sulle superfici esposte al Sole abbiano sviluppato delle spinte che si sono rivelate più efficienti nell'accelerare i frammenti più piccoli. Questi, infatti, dotati di una massa minore, ricevono accelerazioni maggiori, che li fanno allontanare più rapidamente.
I frammenti della cometa si avvicinarono alla Terra a fine tra aprile e inizio maggio del 2006, raggiungendo la minima distanza dal nostro pianeta pari a 11,9 milioni di chilometri (0,08 UA) intorno al 12 maggio. Originariamente, il diametro del nucleo cometario era stato stimato in 1100 metri.
Nel 2022, alcuni frammenti della cometa potrebbero passare ancora più vicino alla Terra che nel 2006.
Non è ancora conosciuta con precisione la loro traiettoria, e numerosi astronomi hanno osservato con attenzione il passaggio del 2006 per calcolare la traiettoria per i prossimi anni.
Tuttavia, se continuerà il processo di frammentazione, sarà impossibile conoscere con precisione le loro orbite, perché ad ogni nuova separazione i nuovi pezzi acquisiscono traiettorie progressivamente divergenti.
La cometa potrebbe finire col disintegrarsi completamente e cessare di essere osservabile, come è accaduto nel XIX secolo alla cometa 3D/Biela.
Storia osservativa:
1930
La cometa ha raggiunto una luminosità massima compresa tra +6 e +7 mag durante l'apparizione alla sua scoperta quando è passata a sole 0,0616 UA dalla Terra il 31 maggio 1930.
La cometa è stata vista l'ultima volta il 24 agosto 1930.
Le osservazioni esistenti hanno consentito la determinazione di un'orbita di breve periodo, con gli astronomi che hanno fornito periodi che andavano da 5,43 a 5,46 anni.
La cometa è intrinsecamente debole se combinata con la leggera variazione nel periodo orbitale calcolato e un'apparizione molto sfavorevole al suo primo ritorno previsto nel 1935-1936, difatti si perse dopo l'apparizione del 1930.
Le ricerche durante le successive apparizioni non sono riuscite a localizzare la cometa.
A complicare ulteriormente le cose c'era un approccio entro 0,9 UA da Giove nell'ottobre 1953 e a 0,25 UA nel novembre 1965.
I calcoli orbitali rivisti da Belyaev e Shaporev nel 1973 portarono al riconoscimento che l'apparizione del 1974 sarebbe stata molto sfavorevole, ma invece il ritorno della cometa nel 1979 sarebbe stato il più favorevole dal 1930.
1979
[Data del perielio= 2,78 settembre 1979 - Periodo= 5,36 anni].
J. Johnston e M. Buhagiar (Osservatorio di Perth, Australia) hanno riportato la scoperta di una cometa su placche esposte durante un'indagine sui pianeti minori il 13 agosto 1979. La conferma è stata data il 15 agosto e M.P. Candy (Osservatorio di Perth) ha notato la direzione della cometa e la velocità di movimento era simile a quella prevista per la cometa perduta Schwassmann-Wachmann 3.
Ciò è stato confermato e la data del perielio della cometa è risultata essere 34 giorni dopo rispetto alle previsioni. La cometa ha raggiunto una magnitudine massima di +12,5 nel periodo in cui è passata più vicino alla Terra (1,4359 UA) il 19 marzo 1979.
1990
[Data del perielio= 19,30 maggio 1990 - Periodo= 5,35 anni].
La cometa è stata persa durante l'apparizione del 1985-86, ma è stata osservata nel 1990. Questa è stata la migliore apparizione dal 1930. Il 17 aprile, la cometa ha superato 0,3661 UA dalla Terra e ha raggiunto una magnitudine massima di +9.
1995
[Data del perielio= 22,89 settembre 1995 - Periodo= 5,34 anni].
Questo ritorno non doveva essere molto buono con il passaggio più vicino della cometa alla Terra il 17 ottobre 1995 (1,3114 UA), quasi 1 UA in più rispetto all'eccezionale apparizione del 1990.
La cometa stava soddisfacendo le aspettative degli astronomi quando è stata vista da Kazuo Kinoshita (Giappone) il 19 agosto a magnitudine +12,9, ma poi è successo qualcosa, gli astronomi che utilizzavano il radiotelescopio Nancay stavano monitorando le emissioni della cometa all'inizio di settembre, subito dopo la minima elongazione della cometa dal Sole il 31 agosto 1995 (40 gradi), quando hanno rilevato un aumento di OH per l'8 settembre.
Le emissioni hanno continuato ad aumentare fino al 13, ed entro il 17, la cometa si era spostata abbastanza lontano dal bagliore del Sole per consentire osservazioni visive e la luminosità è risultata essere di magnitudine +8,3.
Quella luminosità è rimasta più o meno fino all'inizio di ottobre, quando diversi osservatori hanno riferito che era aumentata a magnitudine +6. Sebbene la cometa fosse ancora al crepuscolo e a bassa quota, era quindi visibile al binocolo come una stella leggermente diffusa.
La cometa è leggermente sbiadita in seguito e poi ha subito un terzo scoppio fino a +6,3 il 22 ottobre, ed in seguito è svanita molto lentamente dopo questo suo ultimo scoppio.
Sebbene si stesse quindi allontanando sia dal Sole che dalla Terra, gli osservatori hanno continuato a riportare le magnitudini totali da +7,5 a +8 fino alla fine di novembre e da +8 a +8,5 fino ai primi due terzi di dicembre. La cometa è diventata più diffusa durante il resto di dicembre e fino a gennaio e si è infine verificato un rapido sbiadimento durante l'ultimo mese. A febbraio la luminosità era tornata a magnitudine +14.
Ma un'altra sorpresa era arrivata a dicembre, quando gli osservatori hanno iniziato a segnalare nuclei multipli all'interno della chioma della cometa, e ben quattro nuclei furono ufficialmente designati e furono etichettati "A", "B", "C" e "D"; tuttavia, "D" non è stato osservato altrove e potrebbe essere stata una condensazione di breve durata. Sono state segnalate tre condensazioni aggiuntive, ma non designate, perché non sono state viste anche altrove.
Il componente "A" è stato scoperto il 23 dicembre 1995 ed è stato rilevato l'ultima volta il 19 febbraio 1996. Il componente "B" è stato scoperto il 23 dicembre 1995 ed è stato rilevato l'ultima volta il 14 dicembre 1996. Il componente "C" risulta essere il corpo principale di la cometa ed è stato seguito fino al 14 dicembre 1996. È interessante notare che Zdenek Sekanina ha pubblicato un articolo sull'International Comet Quarterly (2005) che offre un'eccellente argomentazione secondo cui le osservazioni attribuite alla componente "B" nel corso del 1996 potrebbero effettivamente appartenere a due componenti diverse. Suggerisce che "B" è stato visto fino al momento in cui la cometa si è persa nel bagliore del Sole dopo febbraio, mentre la componente "E" è stata vista da settembre a dicembre. Poiché "E" è stata ufficialmente scoperta nel 2000, questa potrebbe essere considerata un'osservazione pre-scoperta.
2001
[Data del perielio= 27,72 gennaio 2001 - Periodo= 5,36 anni].
Il successivo ritorno della cometa al perielio è avvenuto il 27 gennaio 2001. Sebbene fosse in una posizione inadeguata per l'osservazione, la cometa è stata nuovamente ampiamente osservata perché era più luminosa del previsto. Inoltre, due dei nuclei visti nel 1995 erano tornati: la componente "C" è stata recuperata il 5 gennaio 2000 ed è stata osservata fino al 20 novembre 2001, mentre la componente "B" è stata recuperata il 19 novembre 2000 ed è stata osservata fino al 27 luglio 2001.
2006
[Data del perielio= 9,53 giugno 2006 - Periodo= 5,36 anni].
La cometa è passata a 0,0735 UA dalla Terra tra il 12 e il 13 maggio, solo leggermente più lontana rispetto all'apparizione della scoperta originale del 1930.
C.W. Hergenrother (Lunar and Planetary Laboratory) ha recuperato il più luminoso componente, denominato "C", durante l'utilizzo del riflettore da 1,2 m a Mount Hopkins il 22 ottobre 2005, ed ha dato la magnitudine di +19,3 dicendo che la chioma era fortemente condensata ed aveva un diametro di 6 secondi d'arco, poi c'era anche una coda a forma di ventaglio che si estendeva per 8 secondi d'arco in PA 300°. Il componente "B" è stato trovato da J.A. Farrell (Jemez Springs, New Mexico, USA) il 6 gennaio 2006, utilizzando un riflettore da 41 cm, ed ha dato la magnitudine come +18,8 / +19,0, che era quindi poco più di tre magnitudini più debole della componente "C".
La componente successiva trovata non corrispondeva alla previsione per nessuna componente osservata in precedenza e ha posto le basi per molte nuove scoperte mentre la cometa si avvicinava al perielio. Questo nuovo componente è stato etichettato "G", ed è stato trovato indipendentemente da R.A. Tucker (Tucson, Arizona, USA) il 20 e 22 febbraio e da E.J. Christensen sulle immagini del Mt. Lemmon Survey ottenute il 24 febbraio, la magnitudine è stata data come +17,2.
Numerosi altri componenti sono stati trovati nelle settimane successive.
I frammenti principali di questa cometa erano "B", "C", "G" e "R", con "C" che era la cometa principale. Mentre la cometa si dirigeva verso il suo passaggio ravvicinato alla Terra nel 2006, numerose immagini sono state ottenute da astronomi dilettanti e professionisti che hanno mostrato ulteriori frammenti che venivano liberati da questi frammenti.
In particolare, il frammento "B" ha mostrato una forte chioma fino al 10 aprile, che poi si è ristretta e ha iniziato a estendersi di nuovo nella coda. Poco dopo il 20 aprile è stata notata una nuova condensazione, che si è spostata costantemente verso la coda, pochi giorni dopo, la chioma ha ripreso una forma sostanzialmente rotonda e un giorno o due dopo il nuovo frammento è scomparso, tra la fine di aprile e l'inizio di maggio, "B" ha iniziato ad allungarsi di nuovo, e poi è esploso di luminosità fino a diventare luminosa quanto la cometa principale ("C"), rivelando una gran moltitudine di frammenti.
2011
[Data del perielio= 16 ottobre 2011 - Periodo= 5,44 anni].
Durante questo ritorno è stato ben osservato il componente principale ''C'' e debolmente anche ''B''.
2017
( Foto di Jean Francois Soulier del 20 maggio 2017 ).
( Curve di luce del 2017 dei frammenti C e BT ).
( Curva di luce aggiornata ad aprile 2022 ).
( Diagramma orbitale ad aprile 2022 del componente principale - JPL ).
[Data del perielio= 16 marzo 2017 - Periodo= 5,36 anni].
Nel passaggio del 2017 sono state di nuovo osservate le componenti ''C'' e ''B'', poi durante un nuovo episodio di sfogo della componente ''C'' si è staccato un nuovo frammento denominato ''BT'' che sarebbe il 66esimo rilevato fino a qui.
Anche il frammento ''BT'' in seguito ha mostrato eventi di sfogo.
2022
[Data del perielio= 25 agosto 2022 - Periodo= 5,44 anni].
--- osservazione in corso ---
Attualmente (aprile 2022) è stato rilevato un solo componente, seguiranno aggiornamenti che potete seguire anche sul sito di Seiichi Yoshida: ''QUI''.
Passaggi futuri:
Il futuro di questa cometa è molto incerto e potrebbe anche disgregarsi completamente, per questo motivo vi forniamo solo alcune previsioni per i prossimi passaggi:
Il futuro di questa cometa è molto incerto e potrebbe anche disgregarsi completamente, per questo motivo vi forniamo solo alcune previsioni per i prossimi passaggi:
23 dicembre 2027 - 1 maggio 2033 - 28 agosto 2038 - ecc.
Parametri orbitali:
Per quando riguarda le orbite di tutti i frammenti si fa complicato fornire un quadro generale anche perché in questi casi di sfoghi ed esplosioni, le componenti non-gravitazionali hanno un ruolo maggioritario nel definire il futuro orbitale del singolo oggetto.
In questi link del JPL potete trovare i riferimenti per i dati di ogni oggetto catalogato:
Selezionate le orbite dei vari frammenti:
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-A
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-B
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-C
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-E
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-G
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-H
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-J
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-K
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-L
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-M
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-N
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-P
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-Q
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-R
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-S
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-T
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-U
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-V
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-W
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-X
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-Y
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-Z
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AA
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AB
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AC
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AD
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AE
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AF
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AG
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AH
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AI
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AJ
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AK
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AL
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AM
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AN
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AO
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AP
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AQ
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AR
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AS
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AT
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AU
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AV
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AW
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AX
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AY
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-AZ
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BA
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BB
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BC
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BD
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BE
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BF
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BG
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BH
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BI
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BJ
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BK
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BL
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BM
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BN
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BO
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BP
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BQ
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BR
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BS
- 73P/Schwassmann-Wachmann 3-BT
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74P/SMIRNOVA-CHERNYKH
La cometa Smirnova-Chernykh, formalmente indicata 74P/Smirnova-Chernykh, è una cometa periodica del Sistema solare.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta dagli astronomi russi Tamara Michajlovna Smirnova e Nikolaj Stepanovič Černych il 4 marzo 1975 dall'Osservatorio astrofisico della Crimea:
- Alla fine di marzo 1975, Tamara Mikhajlovna Smirnova (Istituto di astronomia teorica, Leningrado, URSS) stava esaminando esposizioni di 60 minuti ottenute presso l'Osservatorio astrofisico di Crimea, quando un oggetto fu trovato su lastre fotografiche esposte il 4,78 marzo 1978 e il 16,84 marzo.
Era allora vicino al confine tra Leone e Cancro. L'aspetto dell'oggetto era praticamente invariato tra le due lastre fotografiche, con la magnitudine stimata in +15 / +15,5 nella prima data e +15 nella seconda, ma non era certo se si trattasse di una cometa o di un asteroide.
Il 30 marzo 81, Nikolaj Stepanovich Chernykh ha fotografato la regione in cui ci si aspettava che l'oggetto si trovasse, in base alla sua posizione estrapolata e ha confermato che si trattava di una cometa. La magnitudine era ancora +15 e la cometa è stata descritta come diffusa, con una condensazione.
La cometa era stata già osservata, sebbene non ne era stato riconosciuto il comportamento cometario ed era stata indicata quale asteroide con la designazione provvisoria 1967 EU.
Osservazione:
La cometa è sempre osservabile dalla Terra, grazie alla bassa eccentricità della sua orbita.
Quando è all'afelio appare come un oggetto della 16ª magnitudine.
Storia osservativa:
La cometa ha continuato a essere stimata tra +14,5 e +15 durante il mese successivo circa, prima che si verificasse un graduale sbiadimento. La chioma era tipicamente stimata in circa 30 secondi d'arco , con solo una leggera condensazione. Le fotografie di Elizabeth Roemer hanno mostrato solo la parte più interna del coma e hanno rivelato una forte condensazione e un nucleo di circa magnitudine +18.
La cometa ha raggiunto una magnitudine massima di +15,5 nel 1976.
La cometa era solo leggermente più debole durante le osservazioni nel 1977 e nel 1978, quando Marsden ha pubblicato un'orbita rivista che indicava un periodo orbitale di 8,53 anni.
È stata fotografata vicino all'afelio dagli osservatori dell'Osservatorio di Oak Ridge il 17,15 settembre 1979, momento in cui la sua magnitudine totale è stata data come +19.
La cometa è poi passata attraverso il perielio nel 1984 e nel 1992, ed è stata nuovamente fotografata vicino all'afelio il 16,54 ottobre 1996 da Akimasa Nakamura all'Osservatorio astronomico di Kuma Kogen, quando a magnitudine totale fu determinata come +18,1.
Orbita:
La cometa adesso fa parte anche della famiglia di comete quasi-Hilda, mentre prima del 1963 era un Centauro, questo fatto ha permesso incontri ravvicinati con Giove, avvenuti nel 1955 (0,24 UA) e nel 1963 (0,47 UA) che ne hanno mutato radicalmente l'orbita abbassandone il perielio, permettendone quindi la scoperta.
Per alcuni anni intorno al 2005 la cometa è stata catturata da Giove, divenendone per qualche tempo un satellite temporaneo.
LINK: '' Quasi-Hilda Comet 147P/Kushida-Muramatsu: Another long temporary satellite capture by Jupiter''.
Ed anche in futuro la sua orbita incorrerà in repentini mutamenti dei suoi parametri.
Di seguito vi riportiamo i parametri dell'ultimo passaggio al perielio del 2018, e di quello futuro del 2034, dopo la modifica dovuta al passaggio ravvicinato con Giove del 2021-2022, tratti dal sito di Syuichi Nakano, nota NK 2592.
2018:
Epoch = 2018 Feb. 11.0 TT T = 2018 Jan. 26.70076 +/- 0.00027 (m.e.) TT Peri. = 87.13520 +/- 0.00005 Node = 77.05567 +/- 0.00004 (2000.0) Inc. = 6.65391 +/- 0.00000 q = 3.5364615 +/- 0.0000002 AU e = 0.1493368 +/- 0.0000001 a = 4.1572991 +/- 0.0000001 AU n' = 0.11627522 +/- 0.00000000 P = 8.477 +/- 0.0000003 years Y1 = +0.035 +/- 0.003 Y2 = -0.01071 +/- 0.00004
2034:
T = 2034 June 13.39015 TT Epoch = 2034 June 7.0 TT Peri. = 119.30824 e = 0.1481773 Node = 268.09842 (2000.0) a = 4.5056110 AU Inc. = 5.48361 n'= 0.10305606 q = 3.8379818 AU P = 9.564 years
( Diagramma orbitale, aprile 2022 - JPL ).
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75D/KOHOUTEK
La cometa Kohoutek, formalmente indicata come 75D/Kohoutek, è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, attualmente è considerata perduta.
Anche altre comete sono indicate come Cometa Kohoutek, la più famosa delle quali è la grande cometa C/1973 E1 (Kohoutek).
Si stima che la cometa abbia un diametro medio di circa 4,6 chilometri.
Scoperta:
È stata scoperta dall'astronomo Luboš Kohoutek il 17 febbraio 1975 dall'osservatorio di Amburgo.
Storia osservativa:
1975-1976
La prima immagine di pre-scoperta della cometa risale al 9 febbraio 1975 e ritrae un oggetto nebuloso della 14ª magnitudine. Il ridotto contenuto informativo, tuttavia, non permise di ricavare previsioni accurate sul moto della cometa. Così, quando Kohoutek ne iniziò la ricerca il successivo 27 febbraio, eseguì osservazioni su un campo piuttosto ampio che lo condussero a scoprire una seconda cometa, la 76P/West-Kohoutek-Ikemura, prima di ritrovare l'oggetto della sua ricerca.
Al momento della scoperta, la cometa aveva oltrepassato il perielio e si stava allontanando dal Sole, e la sua luminosità diminuì progressivamente.
L'ultima osservazione fu registrata il 29 aprile 1976 quando il suo nucleo presentava una magnitudine di +21,5.
1980
La cometa fu recuperata il 6 agosto 1980 al suo successivo ritorno. Durante l'apparizione, raggiunse al suo massimo la 18ª magnitudine.
1987-1988
Infine, il terzo ed ultimo ritorno osservato fu quello del 1987, quando si registrò la migliore apparizione della cometa. Recuperata con più di un anno di anticipo rispetto alla data del transito al perielio, la cometa si avvicinò progressivamente al Sole ed alla Terra, diventando sempre più luminosa. Nei giorni del massimo avvicinamento alla Terra, circa due mesi e mezzo dopo il transito al perielio, la cometa raggiunse la 13ª magnitudine.
La cometa fu seguita fino al 19 maggio 1988 con l'ultima osservazione avvenuta al Mauna Kea.
Osservazioni mancate:
I tre ritorni successivi furono sfavorevoli e la cometa non fu osservata. Seiichi Yoshida riportava una previsione della magnitudine massima di +19,5 per il ritorno del 2001 e +19,0 per il ritorno del 2007.
Attualmente è considerata perduta, e non è risultato proficuo il tentativo di recupero al passaggio del 2014, ed anche la successiva apparizione attesa nel 2020 prima del perielio del 2021 non ha riportato osservazioni.
Parametri orbitali:
La Cometa Kohoutek percorre un'orbita moderatamente eccentrica, inclinata di circa 5° rispetto al piano dell'eclittica. L'afelio, prossimo all'orbita di Giove, è a 5,30 UA dal Sole; il perielio, prossimo all'orbita di Marte, è a 1,78 UA dal Sole. La cometa completa un'orbita in circa 6,67 anni.
La cometa ha ripetuto diversi incontri ravvicinati con Giove che ne hanno alterato l'orbita. Uno dei più stretti è avvenuto nel 1972 a 0,1420 UA. Conseguenza dell'incontro è stata la diminuzione del periodo orbitale da 8,50 a 6,23 anni e della distanza perielica da 2,51 UA a 1,57 UA, circostanza che ha consentito la scoperta nel 1975.
Nel corso del XXI secolo, oltre al fatto che il perielio si dovrebbe abbassare a circa 1,17 UA, dovrebbero verificarsi alcuni incontri tra la cometa e la Terra a distanza comprese tra 0,3 e 0,4 UA.
Ciò dovrebbe favorire le osservazioni e quindi un eventuale recupero.
75D/Kohoutek
da 66 osservazioni 1975 Mar 5-1988 Mar 16, residuo medio 1".09.
parametri non-gravitazionali A1= +1.85, A2= +0.9311, A3= +0.38.
Epoca = 1987 Oct. 12.0 TT JDT = 2447080.5
T = 1987 Oct. 30.0467001482 TT +/- 0.0023357385
Peri. = 175.6812063774 +/- 0.0015877402
Nodo = 269.7394372073 (2000.0) +/- 0.0006474546
Incl. = 5.9164576749 +/- 0.0001059725
q = 1.7753919174 UA +/- 0.0000075586
e = 0.4979234660 +/- 0.0000031345
A1 = 1.8481847935 +/- 0.1760243951
A2 = 0.9310661061 +/- 0.0050165313
A3 = 0.3818567961 +/- 0.0333130616
a = 3.5360981787 UA +/- 0.0000075566
n = 0.1482236836 +/- 0.0000004751
P = 6.6494614390 anni +/- 0.0000213147
( Diagramma orbitale al perielio del 30 ottobre 1987 - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.
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