LE COMETE PERIODICHE CAPITOLO 5 : dalla 76P fino alla 110P . by INSA.

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Aggiornato il 06/01/2024

LE COMETE PERIODICHE

CAPITOLO 5

Introduzione:

Le comete della famiglia dinamica gioviana, sono corpi che in origine facevano parte della Fascia di Kuiper, che poi transitando nella zona dei pianeti giganti come Centauri fino a trovarsi sotto l'influenza di Giove che attraverso un Gateway gravitazionale, porta questi oggetti nel sistema solare interno.

Il cancello di ingresso delle comete:

Un nuovo studio condotto da un ricercatore dell'Università della Florida centrale potrebbe alterare radicalmente la nostra comprensione di come le comete arrivano dalla periferia del sistema solare e vengono incanalate nel sistema solare interno avvicinandosi alla Terra.

In uno studio pubblicato su The Astrophysical Journal Letters, lo scienziato Gal Sarid (in foto sotto) e i coautori descrivono la scoperta di un "gateway" orbitale attraverso il quale passano molte comete prima che si avvicinino al Sole. Il portale è stato scoperto come parte di una simulazione di centauri, piccoli corpi ghiacciati che viaggiano su orbite caotiche tra Giove e Nettuno. Il team di studio ha modellato l'evoluzione dei corpi da oltre l'orbita di Nettuno, attraverso la regione del pianeta gigante e all'interno dell'orbita di Giove. Questi corpi ghiacciati sono considerati resti quasi incontaminati di materiale dalla nascita del nostro sistema solare.

Per molto tempo, il percorso delle comete dalla loro posizione di formazione originale verso l'interno verso il sole è stato dibattuto.

“Come fanno le nuove comete, controllate dall'influenza di Giove, a sostituire quelle perse? Dov'è la transizione tra risiedere nel sistema solare esterno, come piccoli corpi dormienti, e diventare corpi attivi del sistema solare interno, esibendo un diffuso coma e coda di gas e polvere?'' si chiede Sarid, lo scienziato capo dello studio. Queste domande sono rimaste un mistero fino ad ora. "Quello che abbiamo scoperto, il modello del gateway come 'culla delle comete', cambierà il modo in cui pensiamo alla storia dei corpi ghiacciati", ha affermato.

Si pensa che i centauri abbiano origine nella regione della cintura di Kuiper oltre Nettuno e sono considerati la fonte delle comete della famiglia di Giove, che occupano il sistema solare interno. 

La natura caotica delle orbite dei centauri oscura i loro percorsi esatti rendendo difficile prevedere il loro futuro come comete. Quando corpi ghiacciati come centauri o comete si avvicinano al Sole, iniziano a rilasciare gas e polvere per produrre l'aspetto sfocato della chioma e code estese che chiamiamo comete. Questo display è tra i fenomeni più impressionanti osservabili nel cielo notturno, ma è anche un fugace guizzo di bellezza che è rapidamente seguito dalla distruzione della cometa o dalla sua evoluzione in uno stato dormiente, dice Sarid.

L'obiettivo originale dell'indagine era esplorare la storia di un centauro peculiare, 29P/Schwassmann-Wachmann 1, un centauro di medie dimensioni in un'orbita quasi circolare appena oltre Giove. 29P ha a lungo perplesso gli astronomi con la sua elevata attività e le frequenti esplosioni esplosive che si verificano a una distanza dal sole dove il ghiaccio non dovrebbe vaporizzare efficacemente. 

Sia la sua orbita che l'attività mettono 29P in una via di mezzo evolutiva tra gli altri centauri e le comete della famiglia di Giove. Il team di ricerca voleva esplorare se le circostanze di 29P fossero coerenti con la progressione orbitale degli altri centauri, afferma Sarid.

"Più di un centauro su cinque che abbiamo rintracciato è stato trovato per entrare in un'orbita simile a quella di 29P ad un certo punto della sua vita", ha detto Maria Womack, (in foto sopra) una scienziata del Florida Space Institute e coautrice dello studio. "Piuttosto che essere un anomalo peculiare, 29P è un centauro colto nell'atto di evolversi dinamicamente in un JFC." Oltre alla natura comune dell'orbita di 29P, le simulazioni portano a una scoperta ancora più sorprendente, ha detto Womack.

"I centauri che passano attraverso questa regione sono la fonte di oltre due terzi di tutti i JFC, rendendo questo il principale gateway attraverso il quale vengono prodotte queste comete", afferma Womack. La regione del Gateway non detiene oggetti residenti a lungo, con la maggior parte dei centauri che diventano JFC entro poche migliaia di anni. Questa è una breve parte della vita di qualsiasi oggetto del sistema solare, che può durare milioni e talvolta miliardi di anni.

La presenza della porta fornisce un mezzo a lungo ricercato per identificare i centauri su una traiettoria imminente verso il sistema solare interno. 29P è attualmente il più grande e il più attivo di quella manciata di oggetti scoperti in questa regione del gateway, il che lo rende un "candidato ideale per approfondire la nostra conoscenza delle transizioni orbitali e fisiche che modellano la popolazione di comete che vediamo oggi", afferma Gal Sarid.

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76P/WEST-KOHOUTEK-IKEMURA

La 76P/West-Kohoutek-Ikemura è una piccola cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di soli 660 metri.

( Questa immagine è stata scattata il 20.17 dicembre 2006 da G. Sostero e E. Guido (Osservatorio di Remanzacco, Italia). È stata scattata con un riflettore da 45 cm f/4.4 e una fotocamera CCD IMG 1001E. È composto da nove esposizioni di 120 secondi non filtrate ).

Scoperta 1975:

La scoperta di questa cometa è stata una delle più travagliate:

 - Il 24 gennaio 1975 esce la circolare IAUC 2741 che riporta la scoperta da parte dell'astronomo danese Richard Martin West di una cometa in una lastra fotografica presa da Pizarro e Dominique Ballereau il 15 ottobre 1974 (ben 100 giorni prima), la cometa al momento della ripresa della lastra era situata nella costellazione della Fenice, di questa cometa si ha una sola posizione e non si è in grado pertanto di calcolarne un'orbita, il cui calcolo necessita sempre di almeno tre posizioni e tre tempi;

 - Il 31 gennaio 1975 esce la circolare IAUC 2742 dove West afferma che non si è sicuri della direzione del movimento della cometa indicata nella circolare IAUC 2741;

 - Il 25 febbraio 1975 esce la circolare IAUC 2751 che riporta che West è riuscito a calcolare due posizioni dalla lastra con la cometa, poiché West ha potuto misurare le coordinate della cometa alle due estremità della strisciata lasciata dalla cometa durante il tempo di posa, ma le due posizioni non permettono di calcolare l'orbita inoltre non si sa in quale delle due direzioni possibili si stava spostando la cometa. Da notare che fino a questo momento alla cometa non è stata attribuita alcuna sigla come usualmente viene fatto per ogni nuova cometa scoperta ma viene nominata solo con la dizione cometa West;

 - Il 28 febbraio 1975 esce la circolare IAUC 2752 che riporta la scoperta di una cometa nella costellazione del Toro da parte dell'astronomo ceco Luboš Kohoutek a cui è assegnata la sigla 1975b, scoperta il 9 febbraio 1975 e da lui riosservata il 27 febbraio 1975 nell'adiacente costellazione dell'Ariete;

 - Il 3 marzo 1975 esce la circolare IAUC 2754 in cui è scritto che la cometa osservata da Kohoutek il 27 febbraio 1975 è stata scoperta anche dall'astrofilo giapponese Toshihiko Ikemura il 1º marzo 1975 ma col moto inverso e che l'oggetto osservato da Kohoutek il 9 febbraio 1975 deve essere un altro oggetto: nella stessa circolare sono pubblicate anche le posizioni della cometa trovate esaminando lastre prese da altri osservatori il 28 febbraio 1975 e il 1º marzo 1975. A questo punto la situazione è che ci sarebbe una cometa scoperta da West, una scoperta da Kohoutek e Ikemura e una cometa osservata da Kohoutek che non corrisponde alle due precedenti. Sempre in questa circolare Kohoutek afferma che il senso del movimento dell'oggetto del 9 febbraio 1975 non è stato determinato;

 - Il 5 marzo 1975 esce la IAUC 2755 che riporta due comete, la 1975b e la 1975c, quest'ultima è la cometa scoperta da Kohoutek e Ikemura, la precedente è la cometa scoperta da Kohoutek il 9 febbraio 1975 di cui vengono fornite altre osservazioni: i due oggetti il 27 febbraio 1975 risultano distanti di oltre 25°;

 - Il 7 marzo 1975 esce la IAUC 2756, in cui Brian Marsden comunica che le comete scoperte da West, Kohoutek e Ikemura sono in effetti un'unica cometa (1975b) con orbita ellittica, quindi periodica. L'oggetto osservato da Kohoutek il 9 febbraio 1975 (1975c) risulterà essere una cometa diversa, anch'essa periodica, denominata in seguito 75D/Kohoutek.

Successivi ritorni:

La cometa è tornata al perielio nel 1981, ed i calcoli di S.W. Milbourn nel 1980 prevedevano che la data del perielio sarebbe stata il 12 aprile. 

H.E. Schuster ha recuperato la cometa il 12 novembre 1980 e la posizione misurata ha indicato una correzione di -1,37 giorni da applicare alla previsione di Milbourn. 

Questa non è stata un'apparizione particolarmente favorevole poiché la cometa ha raggiunto una luminosità massima di soli +17.

La cometa è stata vista anche ai suoi ritorni al perielio del 1987 e nel 1993, e quest'ultimo ritorno è stato piuttosto favorevole poiché gli osservatori hanno riportato magnitudini massime leggermente più luminose di +13.

La cometa si è avvicinata molto da vicino a Marte il 5 giugno 2000, con Kenji Muraoka (Giappone) che ha fornito la distanza minima tra la cometa e Marte come 0,04215 UA, che è pari a 6.303.000 km.

Sebbene questa cometa sia stata abbastanza luminosa da essere vista in passato da grandi telescopi amatoriali, questo passaggio al perielio del 1 giugno 2000, non era osservabile nemmeno dai telescopi più grandi poiché la cometa era allora situata a meno di 7° dal Sole. 

Con una nota triste, va detto che gli astronomi iniziarono a ricevere una grande quantità di e-mail da persone che si erano imbattute in un sito web che prevedeva la rovina per il nostro pianeta, dove si affermava che gli astronomi avevano torto sui loro calcoli e che la cometa stava effettivamente per colpire Marte, e che in seguito avrebbe lanciato pezzi del pianeta rosso direttamente verso il nostro pianeta! Le persone devono avere la memoria corta, perché lo stesso sito web aveva fallito in tutti i suoi precedenti tentativi di prevedere il destino della cometa, difatti non c'era nessuna possibilità di collisione, il che significava che non c'era alcuna possibilità che pezzi di Marte ci colpissero. 

Questo rappresentava solo un passaggio ravvicinato di una cometa a quel pianeta.

La cometa è poi stata recuperata il 30 agosto 2006 da Peter Birtwistle (Great Shefford Observatory, Inghilterra), che ha dato la magnitudine nucleare come +18,8.

Nel passaggio al perielio del 7 maggio 2013, la luminosità massima della cometa ha raggiunto una magnitudine di solo +19.

Mentre il passaggio al perielio del 26 ottobre 2019, è stato molto più favorevole, e la cometa ha raggiunto una magnitudine tra +15 e +16.

( Curva di luce del 2019 tratta dal sito di Seiichi Yoshida ).

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

13 aprile 2026 - 22 settembre 2032 - 4 marzo 2039 - 26 luglio 2045 - 3 dicembre 2051 -

24 dicembre 2057 (il 19/12/57 passerà alla minima distanza dalla Terra a soli 0,2377 UA) - 

26 0ttobre 2063 - 24 luglio 2069 - 8 marzo 2075 - 8 ottobre 2080 - 22 aprile 2086 -

29 ottobre 2091 - 1 maggio 2097 - 30 ottobre 2102.

Evoluzione dell'orbita e sciami meteorici:

La circolare IAUC 2756 riporta che in base ai calcoli effettuati da Brian Marsden la cometa ha avuto nel marzo 1972 un incontro ravvicinato col pianeta Giove, i due corpi celesti sono passati a solo 0,01 UA di distanza, pari a circa 1.500.000 km, l'incontro ha cambiato radicalmente la precedente orbita della cometa in quella attuale, passando da essere un Centauro ad essere una cometa gioviana, difatti questo approccio ravvicinato aveva ridotto la sua frequenza orbitale da circa 30 anni agli attuali 6,48 anni e la sua distanza del perielio da 4,78 UA a 1,60 UA.

Nell'orbita attuale la cometa dà origine ad uno sciame meteorico sul pianeta Marte.

In futuro nuove perturbazioni planetarie, in particolare quelle con Giove del 18 marzo 2055 a 0,2221 UA  e quella del 3 marzo 2067, cambieranno nuovamente la sua orbita portando il perielio in prossimità dell'orbita terrestre ed il suo periodo di rivoluzione a circa 5,5 anni, questo fatto, secondo l'astronomo russo Mikhail Maslov, a partire da circa il 2074 essa darà origine a uno sciame meteorico sulla Terra, attorno all'11-12 dicembre, con radiante nella costellazione meridionale del Reticolo, con una velocità geocentrica relativamente bassa di circa 17,5 km/s.

Parametri orbitali:

Nelle seguenti tabelle tratte dal sito di Syuichi Nakano, nota NK 4031, vi riportiamo i parametri dei recenti passaggi al perielio e la previsione per quello più prossimo:

T = 1993 Dec. 25.34531 TT Epoch = 1994 Jan. 8.0 TT Peri. = 359.97622 e = 0.5432806 Node = 84.16753 (2000.0) a = 3.4524397 AU Inc. = 30.54097 n'= 0.15364376 q = 1.5767963 AU P = 6.415 years T = 2000 June 1.22845 TT Epoch = 2000 May 16.0 TT Peri. = 0.07241 e = 0.5398445 Node = 84.12472 (2000.0) a = 3.4680969 AU Inc. = 30.49971 n'= 0.15260447 q = 1.5958638 AU P = 6.459 years T = 2006 Nov. 19.79835 TT Epoch = 2006 Nov. 1.0 TT Peri. = 0.12556 e = 0.5384830 Node = 84.10729 (2000.0) a = 3.4742907 AU Inc. = 30.45894 n'= 0.15219656 q = 1.6034443 AU P = 6.476 years T = 2013 May 7.75844 TT Epoch = 2013 Apr. 18.0 TT Peri. = 0.05780 e = 0.5390304 Node = 84.12358 (2000.0) a = 3.4715600 AU Inc. = 30.48349 n'= 0.15237618 q = 1.6002836 AU P = 6.468 years

Epoch = 2019 Nov. 13.0 TT T = 2019 Oct. 26.14149 +/- 0.00014 (m.e.) TT Peri. = 0.02020 +/- 0.00008 Node = 84.12517 +/- 0.00001 (2000.0) Inc. = 30.45719 +/- 0.00001 q = 1.6048055 +/- 0.0000004 AU e = 0.5382033 +/- 0.0000001 a = 3.4751342 +/- 0.0000012 AU n' = 0.15214115 +/- 0.00000008 P = 6.478 +/- 0.0000034 years A1 = +0.047 +/- 0.009 A2 = -0.01684 +/- 0.00003

T = 2026 Apr. 13.63219 TT Epoch = 2026 Apr. 30.0 TT Peri. = 0.02364 e = 0.5395131 Node = 84.10921 (2000.0) a = 3.4676224 AU Inc. = 30.49778 n'= 0.15263579 q = 1.5967946 AU P = 6.457 years

( Diagramma orbitale - JPL ).

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77P/LONGMORE

La 77P/Longmore è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, ed è anche un membro anomalo della famiglia di comete quasi-Hilda.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 8,2 km.

( Foto di Roland Fichtl del 10 aprile 2016 ).

Scoperta 1975:

Nel corso del Southern Sky Survey, Andrew Jonathan Longmore ha trovato questa cometa su una lastra fotografica ottenuta da P.R. Standen con il telescopio Schmidt da 1,22 m al Siding Spring Observatory (Nuovo Galles del Sud, Australia) il 10,63 giugno 1975. 

La cometa è stata descritta come diffusa, con una certa condensazione centrale e una debole coda lunga di 15 secondi d'arco. C'era una certa confusione iniziale sulla magnitudine, ma questa è stata successivamente confermata come +17. 

Longmore ha confermato fotograficamente la scoperta l'11,58 giugno, con il telescopio Schmidt da 122 cm, e lui e P. Wallace l'hanno confermata visivamente l'11,67 giugno, con il riflettore da 381 cm.

Successivi ritorni:

La prima orbita pubblicata è stata "necessariamente incerta" da parte di Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams), pubblicata il 5 agosto 1975, utilizzando tre posizioni precise ottenute tra il 10 giugno e il 9 luglio, Marsden ha calcolato un'orbita ellittica con data al perielio del 1974 novembre 2,83 e un periodo di 7,05 anni. 

Marsden ha detto che i calcoli "suggeriscono che la cometa si sia avvicinata da vicino a Giove nel 1963". Con la cometa così debole e situata nell'emisfero australe, le osservazioni non furono abbondanti e un'orbita rivista non fu calcolata fino al 3 ottobre 1975, a quel tempo, Marsden stabilì la data del perielio come 4,34 novembre 1974 e il periodo come 6,98 anni.

Solo otto posizioni precise sono state ottenute durante la sua prima apparizione e la cometa è stata vista l'ultima volta il 4,08 e il 4,13 ottobre, quando V.M. e B.M. Blanco (Osservatorio di Cerro Tololo) l'hanno fotografata con il riflettore da 400 cm, ed hanno stimato la magnitudine nucleare come +19,0.

S.W. Milbourn pubblicò la previsione per il ritorno del 1981 nel British Astronomical Association Handbook per il 1980, usando tutte le 8 posizioni del 1975, applicò le perturbazioni da Venere a Nettuno e determinò la data del perielio per il 21,55 ottobre 1981. 

Tsutomo Seki (Geisei, Giappone) ha recuperato la cometa il 2,80 e il 3,78 gennaio 1981, ed ha stimato la magnitudine come +18 descrivendo la cometa come diffusa e condensata. 

Le posizioni indicavano che l'orbita di Milbourn necessitava di una correzione di soli +0,23 giorni. Come per l'apparizione della scoperta, le osservazioni erano poche e lontane tra loro, ulteriori posizioni precise presso altri osservatori sono state prese l'8 gennaio e il 6 febbraio 1981, e la posizione successiva non fu ottenuta fino al 6 giugno, infine le posizioni successive e finali furono poi ottenute più di un anno dopo, il 26 luglio 1982.

Da allora è stata osservata nei passaggi al perielio del 12 ottobre 1988, 9 ottobre 1995, 4 settembre 2002, 7 luglio 2009, 13 maggio 2016.

( Curve di luce del 2009 e del 2016, tratte dal sito di Seiichi Yoshida ).

Ed è già in corso l'osservazione del passaggio al perielio del 3 aprile 2023.

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

18 febbraio 2030 - 29 dicembre 2036 - 17 novembre 2043.

Poi il 15 ottobre 2046 la cometa passerà a sole 0,3132 UA da Giove, questo approccio porterà alla modifica dei suoi parametri orbitali, la distanza del perielio calerà da 2,33 a 1,94 UA, mentre il periodo orbitale si ridurrà da 6,87 a 6,36 anni.

25 giugno 2050 - 6 novembre 2056 - 9 aprile 2063 - 24 settembre 2069 - 7 marzo 2076 -

25 agosto 2082 - 12 febbraio 2089 - 30 luglio 2095 - 18 gennaio 2102.

Parametri orbitali:

Qui di seguito vi riportiamo i dati nei vari passaggi al perielio osservati, tratti dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 3998:

T = 1974 Nov. 4.44116 TT Epoch = 1974 Nov. 9.0 TT Peri. = 196.28165 e = 0.3425477 Node = 15.70284 (2000.0) a = 3.6532155 AU Inc. = 24.40761 n'= 0.14115333 q = 2.4018149 AU P = 6.983 years T = 1981 Oct. 21.77470 TT Epoch = 1981 Oct. 3.0 TT Peri. = 195.91810 e = 0.3430581 Node = 15.70632 (2000.0) a = 3.6525876 AU Inc. = 24.41899 n'= 0.14118973 q = 2.3995377 AU P = 6.981 years T = 1988 Oct. 12.18742 TT Epoch = 1988 Oct. 6.0 TT Peri. = 195.70222 e = 0.3414187 Node = 15.69663 (2000.0) a = 3.6576719 AU Inc. = 24.39268 n'= 0.14089545 q = 2.4088743 AU P = 6.995 years T = 1995 Oct. 9.31779 TT Epoch = 1995 Oct. 10.0 TT Peri. = 195.79707 e = 0.3430595 Node = 15.65590 (2000.0) a = 3.6517304 AU Inc. = 24.41005 n'= 0.14123945 q = 2.3989695 AU P = 6.978 years T = 2002 Sept. 4.72491 TT Epoch = 2002 Sept. 3.0 TT Peri. = 196.44678 e = 0.3581903 Node = 14.97634 (2000.0) a = 3.5984826 AU Inc. = 24.40352 n'= 0.14438596 q = 2.3095410 AU P = 6.826 years T = 2009 July 7.85276 TT Epoch = 2009 June 18.0 TT Peri. = 196.69547 e = 0.3581132 Node = 14.91607 (2000.0) a = 3.5992745 AU Inc. = 24.39854 n'= 0.14433831 q = 2.3103269 AU P = 6.828 years

Epoch = 2016 May 12.0 TT T = 2016 May 13.64619 +/- 0.00006 (m.e.) TT Peri. = 196.72756 +/- 0.00002 Node = 14.80319 +/- 0.00001 (2000.0) Inc. = 24.34609 +/- 0.00001 q = 2.3377220 +/- 0.0000003 AU e = 0.3536672 +/- 0.0000001 a = 3.6169014 +/- 0.0000007 AU n' = 0.14328445 +/- 0.00000004 P = 6.879 +/- 0.0000020 years A1 = +0.109 +/- 0.010 A2 = -0.04968 +/- 0.00024

T = 2023 Apr. 3.11762 TT Epoch = 2023 Apr. 6.0 TT Peri. = 196.73043 e = 0.3518701 Node = 14.76807 (2000.0) a = 3.6239130 AU Inc. = 24.31880 n'= 0.14286881 q = 2.3487664 AU P = 6.899 years

( Diagramma orbitale - JPL ).

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78P/GERHELS 2

La 78P/Gehrels, informalmente denominata anche Gehrels 2, è una cometa periodica della famiglia dinamica gioviana, di cui sono stati già osservati cinque passaggi al perielio, poi dopo il prossimo perielio un incontro con Giove la farà diventare un Centauro. 

Scoperta:

Fu scoperto da Tom Gehrels al Lunar and Planetary Laboratory , Arizona, USA su lastre fotografiche esposte tra il 29 settembre e il 5 ottobre 1973 al Palomar Observatory.

( Foto dell'8 novembre 2018 di Jose Francisco Hernandez ).

Osservazioni:

La magnitudine massima della cometa nel 1973 non ha mai superato +15, con la cometa che svaniva costantemente dopo novembre di quell'anno. La cometa era passata nel punto più vicino alla Terra (1,3729 UA) il 21 ottobre. Gli astronomi hanno continuato a seguire la cometa fino al 7 marzo 1975, quando sono state rilevate fotografie con magnitudini da +21 a +21,5.

Brian G. Marsden calcolò le prime orbite paraboliche e poi le ellittiche che suggerivano un periodo orbitale di 8,76 anni, rivedendo successivamente i dati per fornire una data del perielio del 30 novembre 1963 e un periodo orbitale di 7,93 anni.

La successiva apparizione prevista della cometa nel 1981 è stata osservata da W. e A. Cochran al McDonald Observatory, in Texas, l'8 giugno 1981. La luminosità massima del ritorno del 1981 non ha mai superato 16. La cometa era nel punto più vicino alla Terra (1,3738 UA) il 26 ottobre.

La cometa è poi tornata nel 1989, ed è passata più vicino alla Terra (1,3559 UA) il 31 ottobre e più vicina al Sole (2,348 UA) il 3 novembre. La luminosità massima era vicino a +14.

Il ritorno di questa cometa nel 1997 è stato il più favorevole dalla sua scoperta, è passata nel punto più vicino al Sole (perielio) il 7 agosto 1997 ed è stata più vicino alla Terra (1,3119 UA) il 14 dicembre. 

A causa della distanza decrescente dalla Terra dopo il perielio, ci si aspettava che la cometa raggiungesse una luminosità massima di circa +12,9 durante ottobre e all'inizio novembre, e una tale grandezza è stata raggiunta. Tuttavia, la cometa apparentemente è diventata più luminosa durante il periodo da dicembre a febbraio, con numerose stime di magnitudine visiva tipicamente vicine a +12, se non leggermente più luminose, nel mese di gennaio, ed il diametro della chioma era quindi vicino a 1,5 minuti d'arco e le immagini CCD rivelavano una coda diffusa.

Successivamente è stata osservata nel 2004 quando ha raggiunto la magnitudine +10, e nei ritorni del 12 gennaio 2012 e 2 aprile 2018.

( Curva di luce del 2019 tratta dal sito di Seiichi Yoshida ).

Evoluzione futura dell'orbita:

Compirà ancora un passaggio al perielio il 25 giugno 2026, e poi, in seguito ad un lungo passaggio ravvicinato col pianeta Giove che la porterà il 15 settembre 2029 fino a sole 0,019 UA dal pianeta, pari a poco meno di 2.900.000 km (ovvero all'interno del sistema di satelliti naturali del pianeta), la sua orbita sarà drasticamente cambiata, ritrovandosi con il periodo di rivoluzione quasi raddoppiato, la distanza del perielio più che raddoppiata e l'eccentricità quasi dimezzata. 

Conseguentemente la sua luminosità, vista dalla Terra diminuirà notevolmente.

Entro l'anno 2200, la cometa avrà un'orbita simile a un centauro con un perielio (la distanza più vicina al Sole) vicino a Giove. Questa migrazione verso l'esterno da un perielio di 2 UA a un perielio di ~5 UA potrebbe causare la dormienza della cometa.

La migrazione verso l'esterno della cometa 78P/Gehrels

Anno	2009	2030	2200
Semiasse maggiore	3.73	6.02	9.37
Perielio	2.00	4.08	4.99
Afelio	5.46	7.96	13.7

Parametri orbitali:

ATTUALI:

T = 2019 Apr. 2.68819 TT Epoch = 2019 Mar. 18.0 TT Peri. = 192.68333 e = 0.4615681 Node = 210.54797 (2000.0) a = 3.7401446 AU Inc. = 6.24872 n'= 0.13626097 q = 2.0138133 AU P = 7.233 years

FUTURI:

T = 2032 Jan. 8.65185 TT Epoch = 2032 Jan. 9.0 TT Peri. = 112.48034 e = 0.2722247 Node = 193.92187 (2000.0) a = 5.6661627 AU Inc. = 5.41132 n'= 0.07307528 q = 4.1236932 AU P = 13.488 years

(Tabelle tratte dal sito di Syuichi Nakano, nota NK 2102).

( Diagramma orbitale attuale - JPL ).

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79P/DU TOIT-HARTLEY

La 79P/du Toit-Hartley è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

La cometa al momento della sua riscoperta ha subito un fenomeno di frammentazione.

Per le sue dimensioni attuali si stima un diametro medio di circa 2,8 km.

Nel 2007 A.A. Christou, Jeremie Vaubaillon e P. Withers scoprirono che la cometa dà origine ad uno sciame meteorico sul pianeta Marte.

Scoperta:

La cometa è stata scoperta nell'aprile 1945 dall'astronomo sudafricano Daniel du Toit, poi non fu più osservata durante i sei successivi passaggi al perielio tanto da farla considerare perduta.

Riscoperta e successive osservazioni:

Il 5 febbraio 1982 fu riscoperta casualmente dall'astronomo inglese Malcolm Hartley sotto forma di due comete distinte denominate rispettivamente 1982b e 1982c, il frammento denominato 1982b in seguito perse luminosità e infine sparì.

La cometa fu riosservata nel passaggio successivo nel 1986-87, poi nei passaggi del 1992 e 1997 non fu vista, per poi essere recuperata neii successivi passaggi al perielio da quello del 2003 fino a quello del 2013, per quanto riguarda il passaggio al perielio del 13 settembre 2018 non furono compiute osservazioni se non verso la fine di settembre del 2019, a ben oltre un anno dal perielio.

Ma a parte l'osservazione favorevole del 2008, negli altri passaggi ne sono state fatte pochissime.

( Curva di luce del 2008 tratta dal sito di Seiichi Yoshida ).

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

30 settembre 2023 - 16 ottobre 2028 - 3 novembre 2033 - 27 novembre 2038 - 29 dicembre 2043 -

16 gennaio 2049 - 26 dicembre 2053 - 2 dicembre 2058 - 8 novembre 2063 - 17 ottobre 2068.

(Per via delle date, tutti questi passaggi presenteranno condizioni osservative sfavorevoli).

Parametri orbitali:

Dalla sua scoperta ed anche nel prossimo futuro la sua orbita risulta piuttosto stabile, qui di seguito vi forniamo i dati del suo ultimo passaggio al perielio osservato:

79P/du Toit-Hartley
da 190 osservazioni 1986 Dic 27-2013 Feb 7, residuo medio 0".70.
  parametri non-gravitazionali A1= -0.14, A2= +0.0004.

  Epoca  = 2013 Ago 16.0 TT              JDT = 2456520.5
      T  = 2013 Ago 23.2907215180 TT     +/- 0.0012825142
   Peri. = 281.6882026529                +/- 0.0004680065
   Nodo  = 280.6417334651 (2000.0)       +/- 0.0001849640
   Incl. =   3.1455985257                +/- 0.0000199264
      q  =   1.1238067766 UA             +/- 0.0000017201
      e  =   0.6185071336                +/- 0.0000005474
     A1  =  -0.1350099645                +/- 0.0181970876
     A2  =   0.0004446889                +/- 0.0000988534
      a  =   2.9458133444 UA             +/- 0.0000020979
      n  =   0.1949378789                +/- 0.0000002082
      P  =   5.0560089932 anni           +/- 0.0000054011

( Diagramma orbitale - JPL ).

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80P/PETERS-HARTLEY

La cometa Peters-Hartley, formalmente 80P/Peters-Hartley, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane che ha avuto una storia travagliata, fu considerata perduta per ben 136 anni.

Scoperta 1846:

Fu originariamente scoperto da Christian Heinrich Friedrich Peters dell'Osservatorio di Capodimonte , Napoli, Italia, il 26 giugno 1846.

Le orbite successive indicarono che la cometa era già passata più vicino al sole (3 giugno a 1,50 UA) e più vicina alla Terra (4 giugno a 0,55 UA) prima della sua scoperta. La cometa è svanita dopo la scoperta ed è stata rilevata l'ultima volta il 21 luglio.

Usando le sue tre posizioni iniziali, Peters calcolò la prima orbita parabolica che indicava una data del perielio del 1846 aprile 12:80. Dopo che le osservazioni erano state estese a luglio, Peters ha rivisto la sua orbita e ha trovato una data del perielio del 31 maggio. Più tardi nell'anno, Heinrich Ludwig d'Arrest (Berlino, Germania) calcolò due diversi insiemi di elementi parabolici, nessuno dei quali rappresentava in modo soddisfacente le osservazioni, ma calcolò con successo un'orbita ellittica, con la data del perielio per l'1,60 giugno e il periodo orbitale era di 15,89 anni, ma non c'erano dati sufficienti per calcolare con precisione l'orbita che in ogni calcolo, ad oggi, risultava errata, e la cometa è andata perduta per oltre centotrentasei anni.

T = 1846 June 2.67391 TT Epoch = 1846 May 24.0 TT Peri. = 340.23383 e = 0.6223582 Node = 263.38952 (2000.0) a = 3.9635251 AU Inc. = 28.98151 n'= 0.12490553 q = 1.4967928 AU P = 7.891 years

Ricostruzione dei passaggi non osservati:

D'Arrest ha rivisto il periodo orbitale a 12,85 anni nel 1848. 

Durante il 1887, con la cometa già mancata a due probabili ritorni, Berberich ha utilizzato 16 posizioni ottenute nel 1846, ma nessuna perturbazione planetaria, e ha determinato il periodo in 13,38 anni. 

Ha detto che il periodo era incerto di circa un anno. 

Berberich ha aggiunto che questa orbita indicava che la cometa si era avvicinata a Saturno nel 1856 e nel 1883. Un'altra indagine ebbe luogo quasi un secolo dopo, quando Buckley esaminò le posizioni del 1846 nel 1976. Applicò le perturbazioni di sette pianeti e concluse che il periodo orbitale era stato 12,71 anni; tuttavia, dava ancora un'incertezza di circa tre anni.

Tutti questi calcoli si rivelarono errati.

Infine dopo la sua riscoperta, e grazie ai calcoli di Syuichi Nakano, riportati nella nota NK 2075, e NK 3938, è stato possibile ricostruire i suoi passaggi al perielio e ricollegare le 2 apparizioni:

[ T = 1854 Apr. 15.93892 TT Epoch = 1854 Apr. 12.0 TT Peri. = 340.26321 e = 0.6237846 Node = 263.33777 (2000.0) a = 3.9511890 AU Inc. = 29.05342 n'= 0.12549094 q = 1.4864981 AU P = 7.854 years ] [ T = 1862 Feb. 1.83180 TT Epoch = 1862 Jan. 20.0 TT Peri. = 339.23757 e = 0.6186954 Node = 262.96665 (2000.0) a = 3.9752501 AU Inc. = 29.06025 n'= 0.12435332 q = 1.5157812 AU P = 7.926 years ] [ T = 1870 Jan. 13.12726 TT Epoch = 1870 Jan. 18.0 TT Peri. = 339.29848 e = 0.6175973 Node = 262.91262 (2000.0) a = 3.9861396 AU Inc. = 29.02626 n'= 0.12384410 q = 1.5243105 AU P = 7.958 years ] [ T = 1877 Dec. 21.75024 TT Epoch = 1877 Dec. 7.0 TT Peri. = 339.32643 e = 0.6186550 Node = 262.87200 (2000.0) a = 3.9739658 AU Inc. = 29.08480 n'= 0.12441361 q = 1.5154519 AU P = 7.922 years ] [ T = 1885 Nov. 4.44258 TT Epoch = 1885 Oct. 26.0 TT Peri. = 338.42719 e = 0.6144387 Node = 262.46695 (2000.0) a = 3.9945957 AU Inc. = 29.16137 n'= 0.12345106 q = 1.5401616 AU P = 7.984 years ] [ T = 1893 Nov. 5.35613 TT Epoch = 1893 Oct. 24.0 TT Peri. = 338.46043 e = 0.6133253 Node = 262.41983 (2000.0) a = 4.0061878 AU Inc. = 29.12341 n'= 0.12291563 q = 1.5490914 AU P = 8.019 years ] [ T = 1901 Nov. 6.38529 TT Epoch = 1901 Oct. 23.0 TT Peri. = 338.51463 e = 0.6145045 Node = 262.36645 (2000.0) a = 3.9934561 AU Inc. = 29.18811 n'= 0.12350391 q = 1.5394595 AU P = 7.980 years ] [ T = 1909 Oct. 11.07313 TT Epoch = 1909 Oct. 21.0 TT Peri. = 337.74884 e = 0.6101380 Node = 261.96618 (2000.0) a = 4.0083913 AU Inc. = 29.29498 n'= 0.12281429 q = 1.5627193 AU P = 8.025 years ] [ T = 1917 Oct. 30.45576 TT Epoch = 1917 Oct. 19.0 TT Peri. = 337.85982 e = 0.6077582 Node = 261.90212 (2000.0) a = 4.0234012 AU Inc. = 29.25754 n'= 0.12212767 q = 1.5781460 AU P = 8.070 years ] [ T = 1925 Nov. 18.85843 TT Epoch = 1925 Nov. 26.0 TT Peri. = 337.92037 e = 0.6090641 Node = 261.83324 (2000.0) a = 4.0105608 AU Inc. = 29.32402 n'= 0.12271465 q = 1.5678722 AU P = 8.032 years ] [ T = 1933 Nov. 12.67073 TT Epoch = 1933 Nov. 24.0 TT Peri. = 337.50281 e = 0.6052586 Node = 261.33131 (2000.0) a = 4.0177754 AU Inc. = 29.49468 n'= 0.12238427 q = 1.5859823 AU P = 8.053 years ] [ T = 1941 Dec. 8.67037 TT Epoch = 1941 Nov. 22.0 TT Peri. = 337.51570 e = 0.6040856 Node = 261.31682 (2000.0) a = 4.0309739 AU Inc. = 29.45145 n'= 0.12178368 q = 1.5959207 AU P = 8.093 years ] [ T = 1950 Jan. 7.64479 TT Epoch = 1949 Dec. 30.0 TT Peri. = 337.58144 e = 0.6048005 Node = 261.23816 (2000.0) a = 4.0205429 AU Inc. = 29.49906 n'= 0.12225793 q = 1.5889165 AU P = 8.062 years ] [ T = 1958 Jan. 19.52822 TT Epoch = 1958 Feb. 6.0 TT Peri. = 337.62928 e = 0.6013662 Node = 260.61575 (2000.0) a = 4.0270547 AU Inc. = 29.69390 n'= 0.12196151 q = 1.6053203 AU P = 8.081 years ] [ T = 1966 Feb. 23.65807 TT Epoch = 1966 Feb. 4.0 TT Peri. = 337.64947 e = 0.6000649 Node = 260.63913 (2000.0) a = 4.0388236 AU Inc. = 29.64519 n'= 0.12142881 q = 1.6152673 AU P = 8.117 years ] [ T = 1974 Apr. 5.96572 TT Epoch = 1974 Apr. 23.0 TT Peri. = 337.83873 e = 0.6012163 Node = 260.50156 (2000.0) a = 4.0287472 AU Inc. = 29.73493 n'= 0.12188466 q = 1.6065989 AU P = 8.086 years ]

Riscoperta 1982:

Fu accidentalmente riscoperta da Malcolm Hartley presso la Schmidt Telescope Unit del Regno Unito, a Siding Spring, Australia su una lastra fotografica esposta l'11 luglio 1982. Ne stimò la luminosità a una magnitudine di +15. L'avvistamento fu confermato dal Perth Observatory , dove M.C. Candy calcolò l'orbita e concluse che Hartley aveva effettivamente recuperato la cometa perduta di Peter. 

Ichiro Hasegawa e Syuichi Nakano erano giunti contemporaneamente alla stessa conclusione.

Entro il 22 luglio il collegamento suggerito è stato apparentemente confermato quando Brian G. Marsden ha notato che l'orbita rivista da Candy poteva essere integrata all'indietro e arrivare a una data del perielio a soli 10 giorni da quella della cometa Peters, ed ha quindi appurato che il periodo orbitale era di soli 7,88 anni nel 1846.

T = 1982 May 8.57204 TT Epoch = 1982 Apr. 21.0 TT Peri. = 338.18854 e = 0.5983719 Node = 260.05973 (2000.0) a = 4.0400911 AU Inc. = 29.85458 n'= 0.12137167 q = 1.6226142 AU P = 8.121 years

Successive osservazioni:

È stata ri-osservata alla sua successiva apparizione nel 1990 da R.H. McNaught dell'osservatorio Siding Spring, che l'ha descritta come diffusa con una luminosità di magnitudine +14. 

Le posizioni precise indicavano che la previsione richiedeva una correzione di +2,0 giorni. La cometa ha continuato a illuminarsi e ha raggiunto la magnitudine 13 durante gli ultimi giorni di maggio e fino a giugno. È stato visto l'ultima volta il 20 luglio a magnitudo 16.

La cometa arrivò al perielio l'11 agosto 1998 e non ha superato la magnitudine +16 a causa della sua posizione sfavorevole rispetto al Sole e alla Terra. È stata recuperata il 16 febbraio 1998 ed è stata seguita solo fino al 25 aprile 1998.

Successivamente è stata recuperata con pochissime osservazioni riportate anche nei ritorni al perielio del 25 settembre 2006 e 10 novembre 2014.

T = 1990 June 23.63414 TT Epoch = 1990 July 8.0 TT Peri. = 338.30021 e = 0.5979186 Node = 260.10416 (2000.0) a = 4.0433291 AU Inc. = 29.83364 n'= 0.12122590 q = 1.6257473 AU P = 8.130 years T = 1998 Aug. 11.63281 TT Epoch = 1998 Aug. 15.0 TT Peri. = 338.40204 e = 0.5980069 Node = 260.00658 (2000.0) a = 4.0396908 AU Inc. = 29.85495 n'= 0.12138971 q = 1.6239279 AU P = 8.119 years T = 2006 Sept.25.80956 TT Epoch = 2006 Sept.22.0 TT Peri. = 338.60742 e = 0.5961535 Node = 259.88167 (2000.0) a = 4.0451985 AU Inc. = 29.89604 n'= 0.12114188 q = 1.6336393 AU P = 8.136 years

Passaggi futuri:

Il prossimo passaggio al perielio ci sarà l'8 dicembre 2022.

T = 2022 Dec. 8.86347 TT Epoch = 2022 Dec. 7.0 TT Peri. = 339.24643 e = 0.5985559 Node = 259.79603 (2000.0) a = 4.0237629 AU Inc. = 29.92307 n'= 0.12211120 q = 1.6153157 AU P = 8.071 years

Mentre i successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

28 dicembre 2030 - 31 dicembre 2038 - 7 novembre 2046 - 7 settembre 2054 - 29 giugno 2062 -

16 marzo 2070 - 27 novembre 2077 - 12 agosto 2085 - 26 aprile 2093 - 5 gennaio 2101.

Parametri orbitali:

Epoca = 2014 Ott 30.0 TT T = 2014 Nov 10.03527 +/- 0.00282 (m.e.) TT Peri. = 339.13043 +/- 0.00092 Nodo = 259.88915 +/- 0.00012 (2000.0) Inc. = 29.92293 +/- 0.00006 q = 1.6127162 +/- 0.0000044 UA e = 0.5990089 +/- 0.0000018 a = 4.0218259 +/- 0.0000210 UA n' = 0.12219943 +/- 0.00000096 P = 8.066 +/- 0.0000631 anni A1 = +0.829 +/- 0.092 A2 = -0.07811 +/- 0.00026

( Diagramma orbitale - JPL ).

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81P/WILD

Classificazione e scoperta:
81P/Wild, o cometa Wild 2 (pronuncia ''VILT''), è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia cometaria di Giove.

È stata scoperta il 6 gennaio 1978 dall'astronomo svizzero Paul Wild, con un Telescopio Schmidt da 40 cm, a Zimmerwald, presso l'istituto astronomico di Berna, Svizzera.

La missione Stardust:
La cometa è stata obiettivo della missione spaziale Stardust della NASA.
La NASA ha lanciato la sonda Stardust il 7 febbraio 1999.

La sonda ha eseguito un incontro ravvicinato della cometa il 2 gennaio 2004 ed ha raccolto dei campioni del materiale emesso dalla chioma cometaria, che sono stati riportati a Terra insieme alla polvere interstellare raccolta durante il viaggio.

Durante la missione sono state raccolte settantadue immagini ravvicinate del nucleo cometario. Esse rivelano una superficie crivellata da depressioni dal fondo piatto, con pareti a strapiombo ed altre caratteristiche dalle dimensioni comprese dal molto piccolo ai 2 km. Si ritiene che tali caratteristiche siano crateri da impatti o aperture di sfogo dei gas. Durante il sorvolo ravvicinato della sonda Stardust, erano attive almeno dieci aperture di sfogo.
Il contenitore del materiale cometario raccolto è giunto a Terra in ottime condizioni il 15 gennaio 2006, atterrando nello Utah. Un gruppo di ricercatori della NASA ha analizzato le celle di raccolta del materiale ed ha rimosso ogni grano di materiale cometario o di polvere interstellare. Tale materiale è stato quindi inviato a 150 ricercatori in tutto il mondo.

( La missione STARDUST - in verde la 81P/wild2 , in celeste l'asteroide Annefrank , in blu la Terra , in arancione la 9P/Tempel , in viola la sonda ).

Osservazione:

Composizione:
Fino ad ora nella polvere riportata a Terra dalla sonda sono stati individuati numerosi composti organici, due dei quali contenenti azoto utilizzabile biologicamente, ed idrocarburi alifatici in catene più lunghe rispetto a quelle normalmente osservate nel mezzo interstellare.
Non sono stati osservati silicati idrati, né carbonati, e ciò suggeriva che la polvere della cometa Wild2 non ha subito alterazione per mezzo di acqua liquida, ma nell'aprile 2011, alcuni scienziati dell'Università dell'Arizona hanno scoperto prove della presenza di acqua liquida. Hanno trovato minerali solfuri di ferro e rame che devono essersi formati in presenza di acqua. La scoperta è in conflitto con il paradigma esistente che le comete non si riscaldano mai abbastanza da sciogliere la loro massa ghiacciata. O le collisioni o il riscaldamento radiogenico potrebbero aver fornito la fonte di energia necessaria.
Sono state trovate poche particelle di carbonio puro, mentre il quantitativo di silicati cristallini è sostanziale: olivina, anortite e diopside, tutti materiali che si formano ad alta temperatura. Questa misura è in accordo con precedenti osservazioni di silicati cristallini sia nella coda di alcune comete, sia nei dischi circumstellari, a grande distanza dalla stella.
I risultati di uno studio riportato nel numero del 19 settembre 2008 della rivista Science hanno rivelato la presenza di un isotopo di ossigeno nella polvere che suggerisce un'inaspettata mescolanza di materiale roccioso tra il centro e i bordi del Sistema Solare. Nonostante la nascita della cometa nelle zone ghiacciate dello spazio esterno oltre Plutone, piccoli cristalli raccolti dalla sua aureola sembrano essere stati forgiati nell'interno più caldo, molto più vicino al Sole.

Le possibili spiegazioni del perché materiale che si forma solo ad alta temperatura si trovi ad una grande distanza dal Sole sono state raccolte prima della missione Stardust da van Boekel et al :

«Sia nel Sistema solare che nei dischi circumstellari sono stati individuati silicati cristallini a grande distanza dalla stella. L'origine di tali silicati è oggetto di discussione. Sebbene nelle calde regioni interne del disco, i silicati possano essere prodotti direttamente da condensazione dalla fase gassosa o tramite successivo riscaldamento termico [di un silicato amorfo], le temperature tipiche di un grano nelle regioni del disco esterno (2-20 UA) sono molto al di sotto della temperatura di transizione vetrosa dei silicati di approssimativamente 1.000 K. I cristalli potrebbero essere stati trasportati in queste regioni da dei meccanismi interni al disco oppure per l'azione del vento stellare. Una fonte alternativa di silicati nelle regioni esterne è la produzione in situ attraverso il riscaldamento termico, generato ad esempio da onde d'urto o fulmini. Una terza possibile fonte di silicati cristallini potrebbe essere la distruzione a seguito di una collisione di un corpo massiccio in cui hanno avuto luogo processi secondari. Possiamo usare la mineralogia delle polveri per derivare informazioni sulla natura dei processi primari e/o secondari subiti dalla popolazione di grani [oggetto di studio]»

Analisi spettrali:

( Quantità di emissioni di H2O ).

Dati fisici:
Dimensioni: (5,5 km × 4,0 km × 3,3 km) +/- 0.05 km. 
Densità: 0,6 kg/dm3 .
Massa: 2,3 x 10E13 kg.
Le immagini spettacolari, scattate durante il flyby di 81P/Wild 2 dalla NASA, sono state utilizzate per determinare la forma della cometa, il nucleo può essere modellato ragionevolmente come un'ellisse triassiale avente raggi 1,65x2,00x2,75 km ± 0,05 km.
L'asse più corto, considerato l'asse di rotazione, ha un'ascensione retta di 110° ed una declinazione di -13° .
L'asse più lungo, è stato usato per definire la longitudine zero, ed ha un argomento di un angolo di meridiano primo di 155°. Tutti gli angoli usano le definizioni IAU, sono relativi all'equatore medio e  all'equinozio di primavera J2000 e hanno incertezze di ± 3° .
L'asse di rotazione era puntato a 65° rispetto al sole durante l'incontro di Stardust con 81P/Wild 2, creando un'area entro 25° dall'asse di rotazione al polo nord esposto alla luce solare continua e quindi fonte di alcuni importanti getti.

LINK : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/pdf/10.1029/2004JE002316 

Evoluzione dei parametri orbitali:
Da studi condotti da Marsden (1978) e Nakano (1979) è emerso che nel 1974 la cometa è transitata a sole 0,2 UA da Giove.
L'azione gravitazionale esercitata dal pianeta ha modificato l'orbita della cometa indirizzandola verso il sistema solare interno.
Il suo periodo orbitale è cambiato da circa 43 anni circa a 6,17 anni, mentre la distanza perielica è diminuita da 4,9 UA agli attuali 1,59 UA.

La migrazione verso l'interno di 81P
Anno ( epoca )	semiasse-maggiore (UA)	Perielio (UA)	Afelio (UA)
1965	13	4,95	21
1978	3.36	1.49	5.24

Parametri orbitali
(all'epoca 2456400,5 18 aprile 2013)
Semiasse maggiore	3,4500223 UA
Perielio	1,5959973 UA
Afelio	5,304 UA
Periodo orbitale	6,41 anni
Inclinazione orbitale	3,238°
Eccentricità	0,5373951
Parametro di Tisserand (TJ)	2,879 (calcolato)
Ultimo perielio	20 luglio 2016
Prossimo perielio	15 dicembre 2022

( Grafico dell'orbita - JPL ).

L'intersezione dell'orbita della cometa al suo perielio , quindi in massiva attività , con il percorso di Marte per parecchi mesi a cavallo del suo afelio può provocare intense ''piogge'' meteoriche per tutto questo periodo, è molto alto anche il rischio di possibili incontri ravvicinati tra il pianeta e la cometa che orbita pericolosamente anche con Giove, quindi riteniamo la sua orbita instabile nel lungo periodo.

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82P/GERHELS 3

La 82P/Gehrels, indicata anche come cometa Gehrels 3, è una debole cometa periodica del Sistema solare, che il 15 agosto 1970 è passata da un'orbita simile alla 29P/Schwassmann-Wachmann, cioè quasi circolare appena oltre Giove, ad un'orbita simile alle comete Quasi-Hilda, un sottogruppo delle comete gioviane, dopo un passaggio ravvicinato con il pianeta gigante a soli 0,0014 UA (circa 2 milioni di km), appena oltre l'orbita di Callisto, il più esterno dei satelliti medicei.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 1,46 km.

Scoperta:

Una serie di fotografie fu ottenuta da Tom Gehrels e R. Adams (Osservatorio di Palomar, California, USA) utilizzando il telescopio Schmidt da 122 cm durante la fine di ottobre 1975, come parte dell'indagine di Gehrels per oggetti insoliti del sistema solare. 

Mentre esaminava queste lastre durante la prima settimana di novembre, trovò una traccia su un'esposizione ottenuta il 27,15 ottobre 1975, ed ha descritto l'oggetto come quasi stellare, ma leggermente diffuso, con una magnitudine nucleare di +17. L'oggetto è stato successivamente trovato su lastre esposte con lo stesso telescopio il 28,16 e 30,15 ottobre 1975.

Successive osservazioni:

La prima orbita fu calcolata da Brian G. Marsden ed è stata pubblicata il 12 novembre 1975, prendendo cinque posizioni nel periodo compreso tra il 27 ottobre e il 9 novembre e ha scoperto che la cometa si stava muovendo su un'orbita ellittica, con una data del perielio del 6,1 luglio 1977 e un periodo di circa 8,02 anni. Marsden ha detto che la data del perielio e l'argomento del perielio erano "estremamente incerti". Entro la fine di dicembre, Marsden ha pubblicato un'orbita rivista con una data del perielio del 2,14 aprile 1977 e un periodo di 8,28 anni. Durante i mesi e gli anni successivi, i calcoli di Marsden, Syuichi Nakano ed E.I. Kazimirchak-Polonskaya stabilirono la data del perielio per il 23.22 aprile 1977 e il periodo come 8.11 anni.

La cometa è stata recuperata il 7 agosto 1984 da J. Gibson (Osservatorio Palomar, California, USA). Stava usando lo Schmidt da 122 cm (lo stesso telescopio che originariamente scoprì la cometa) e ha dato la magnitudine nucleare di +20. Una fotografia di conferma con lo stesso telescopio l'8 agosto ha rivelato una magnitudine nucleare di +20 / +20,5. 

La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 24 maggio 1987.

Successivamente è stata osservata in tutti i suoi passaggi al perielio, nelle date del 25 luglio 1993, 3 settembre 2001, 12 gennaio 2010, ed infine il 28 giugno 2018.

Durante questi passaggi è sempre rimasta un debole oggetto intorno alla ventesima magnitudine.

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

14 novembre 2026 - 4 marzo 2035 - 29 giugno 2043 - 17 ottobre 2051.

dal 2057 al 2063 ci sarà un lungo incontro con Giove, che poi ri-espellerà la cometa su un'orbita orientata differentemente, con un perielio di circa 3,14 UA ed un periodo di circa 8,15 anni.

Con i successi passaggi in queste date:

23 gennaio 2068 - 27 marzo 2076 - 5 giugno 2084 - 9 settembre 2092 . 29 gennaio 2101.

Parametri orbitali:

Di seguito vi riportiamo i dati orbitali dei vari passaggi al perielio osservati, tratti dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 2866 :

T = 1977 Apr. 23.19247 TT Epoch = 1977 Apr. 7.0 TT Peri. = 231.16846 e = 0.1518988 Node = 243.55640 (2000.0) a = 4.0376667 AU Inc. = 1.09886 n'= 0.12148101 q = 3.4243499 AU P = 8.113 years T = 1985 June 3.38345 TT Epoch = 1985 May 15.0 TT Peri. = 230.99458 e = 0.1492914 Node = 243.45554 (2000.0) a = 4.0463205 AU Inc. = 1.09737 n'= 0.12109150 q = 3.4422398 AU P = 8.139 years T = 1993 July 25.43461 TT Epoch = 1993 Aug. 1.0 TT Peri. = 231.57109 e = 0.1507487 Node = 243.33862 (2000.0) a = 4.0353191 AU Inc. = 1.10009 n'= 0.12158703 q = 3.4270001 AU P = 8.106 years T = 2001 Sept. 3.06887 TT Epoch = 2001 Sept. 8.0 TT Peri. = 227.94886 e = 0.1256749 Node = 239.68931 (2000.0) a = 4.1479177 AU Inc. = 1.12714 n'= 0.11666991 q = 3.6266286 AU P = 8.448 years

Epoch = 2010 Jan. 4.0 TT T = 2010 Jan. 12.08204 +/- 0.00047 (m.e.) TT Peri. = 226.26884 +/- 0.00128 Node = 239.50850 +/- 0.00128 (2000.0) Inc. = 1.12611 +/- 0.00002 q = 3.6333760 +/- 0.0000009 AU e = 0.1222274 +/- 0.0000002 a = 4.1393133 +/- 0.0000015 AU n' = 0.11703388 +/- 0.00000007 P = 8.422 +/- 0.0000045 years

T = 2018 June 28.61173 TT Epoch = 2018 June 11.0 TT Peri. = 227.19585 e = 0.1225340 Node = 239.31230 (2000.0) a = 4.1417285 AU Inc. = 1.12824 n'= 0.11693153 q = 3.6342259 AU P = 8.429 years

( Attuale diagramma orbitale - JPL ).

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83D/RUSSELL 1

La 83D/Russell (precedentemente 83P/Russell) è una cometa periodica perduta nel Sistema Solare che appartiene alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Scoperta:

L'astronomo Kenneth S. Russell (UK Schmidt Telescope Unit, Australia) ha scoperto questa cometa su una lastra esposta da P.R. Standen con il telescopio Schmidt da 122 cm a Siding Spring il 16,44 giugno 1979. Russell inizialmente stimò la magnitudine come +17, ma in seguito la cambiò in +18. Descrisse la cometa come diffusa, con una condensazione e che mostrava una leggera coda. 

Standen ha ottenuto una fotografia di conferma con lo stesso telescopio il 24,45 giugno, e l'ha descritta come diffusa, e con una condensazione.

Osservazioni:

La prima orbita calcolata per questa cometa è stata quella di M.P. Candy ed è stata pubblicata il 3 luglio, ed era un'orbita ellittica che indicava una data del perielio del 30 maggio e un periodo orbitale di 7,43 anni. Daniel W.E. Green (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha pubblicato un'orbita rivista il 6 agosto che indicava una data del perielio del 27 maggio e un periodo di 6,13 anni.

Durante l'apparizione della scoperta, la cometa ha apparentemente raggiunto una luminosità massima di magnitudine +17 negli ultimi giorni di giugno, ma ha iniziato a svanire in seguito. È stata rilevata l'ultima volta il 14 agosto.

La prima apparizione della cometa dopo la sua scoperta risale al 1985, quando J. Gibson ha recuperato la cometa il 9,24 aprile 1985 con una telecamera CCD collegata al riflettore da 1,5 m al Palomar Observatory (California, USA), e ne ha stimato la luminosità del nucleo come magnitudine +19,5 e ha notato una tenue chioma di circa 8-10 secondi d' arco, con una possibile coda che si estendeva per circa 20 secondi d'arco verso PA 70 gradi. A causa della debolezza della cometa, è stata seguita solo fino al 17 giugno 1985.

Dopo l'apparizione del 1985, la cometa è passata a 0,05 UA da Giove nell'agosto 1988, e ciò ha agito per aumentare la sua distanza del perielio da 1,61 UA a 2,18 UA, e considerando la debolezza di questa cometa, è stato suggerito che potrebbe perdersi a causa di questo cambiamento orbitale. 

Syuichi Nakano ha utilizzato 20 posizioni ottenute tra il 1979 e il 1985 e ha previsto che la cometa sarebbe passata al perielio il 4,54 gennaio 1991, ma le condizioni non erano particolarmente favorevoli per l'osservazione e la cometa non è stata recuperata. 

La cometa è stata persa anche alla sua apparizione nel 1998, quando la magnitudine massima avrebbe raggiunto solo +22. 

L'apparizione del 2006 avrebbe dovuto essere la migliore possibile per questa cometa, poiché la distanza più vicina dalla Terra era all'incirca nel momento del perielio e la magnitudo massima avrebbe dovuto essere di circa +19, ma non è stata recuperata, ed è definitivamente considerata perduta.

Parametri orbitali:

Riportiamo i dati orbitali, che si riferiscono ai 2 passaggi al perielio osservati, tratti dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 932 :

T = 1979 May 26.97599 TT Epoch = 1979 May 7.0 TT Peri. = 0.21323 e = 0.5168275 Node = 230.88804 (2000.0) a = 3.3392748 AU Inc. = 22.65003 n'= 0.16151982 q = 1.6134459 AU P = 6.102 years

Epoch = 1985 June 24.0 TT T = 1985 July 5.22924 +/- 0.00117 (m.e.) TT Peri. = 0.37626 +/- 0.00060 Node = 230.84193 +/- 0.00023 (2000.0) Inc. = 22.65948 +/- 0.00013 q = 1.6115437 +/- 0.0000058 AU e = 0.5172094 +/- 0.0000017 a = 3.3379763 +/- 0.0000050 AU n' = 0.16161408 +/- 0.00000036 P = 6.099 +/- 0.0000137 years

( Diagramma orbitale all'ultimo perielio osservato - JPL ).

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84P/GICLAS

La 84P/Giclas, nota anche come cometa Giclas, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 1,8 km.

Scoperta:

L'astronomo Henry Lee Giclas (Lowell Observatory, Arizona, USA) ha scoperto questa cometa nella costellazione della Balena, il 8,30 settembre 1978, e ne ha determinato la magnitudine come +15,6 e l'ha descritta come diffusa, con una condensazione e un possibile allungamento verso ovest. 

Giclas ha successivamente trovato un'immagine pre-scoperta su una lastra esposta il 3,33 settembre.

Pre-scoperta:

Nel 1995 Brian Skiff (Lowell Observatory, Arizona, USA) iniziò a misurare le posizioni dei pianeti minori su lastre fotografiche prese da Clyde W. Tombaugh (Lowell Observatory) negli anni '30. 

Sulle lastre esposte il 12, 16 e 21 settembre 1931, Skiff trovò le immagini di una cometa, di cui sono state misurate posizioni precise e Skiff ha inviato le informazioni a Brian G. Marsden del Central Bureau for Astronomical Telegrams. 

Marsden ha cercato di adattare un'orbita alle posizioni e ha scoperto che un'orbita ellittica rappresentava al meglio le osservazioni. Le posizioni e l'orbita sono state pubblicate nell'aprile 1995. La circolare IAU 6168 (5 maggio 1995) ha annunciato che R.J. Bouma (Groningen, Paesi Bassi) ha suggerito che: 

"le posizioni osservate e gli elementi orbitali della cometa D/1931 R1... sono completamente compatibili con l'identità con la cometa 84P/Giclas". 

Ciò è stato confermato da Marsden poco tempo dopo, quando ha collegato con successo le osservazioni del passaggio al perielio del 18 novembre 1931, con quelle della 84P fino al 1993.

Storia osservativa:

Utilizzando le posizioni ottenute fino al 12 settembre 1978, Brian G. Marsden pubblicò sia un'orbita parabolica che un'orbita ellittica il 14 settembre. 

La parabola indicava una data del perielio nel gennaio 1979, mentre l'orbita ellittica indicava il perielio si sarebbe verificato nel novembre 1978, e quest'ultima orbita indicava anche un periodo orbitale di 6,74 anni. Marsden ha commentato: "Gli elementi ellittici sembrano più probabili", sebbene abbia notato che l'eccentricità, e quindi il periodo orbitale, era incerto. Pochi giorni dopo venne confermata l'orbita ellittica e il 18 settembre Marsden pubblicò un'orbita con un periodo orbitale di 7,16 anni. L'orbita è stata continuamente rivista durante l'intera apparizione della cometa, sebbene l'orbita di Marsden pubblicata il 2 ottobre sia stata la prima a corrispondere molto da vicino all'orbita finale della cometa.

Le osservazioni ottenute durante l'apparizione della scoperta della cometa hanno indicato un possibile schiarimento dopo la scoperta poiché diversi osservatori hanno fornito una magnitudine compresa tra +15 e +15,2 durante il resto di settembre. Questo è stato senza dubbio il risultato del costante avvicinamento della cometa sia al Sole che alla Terra. La cometa è passata nel punto più vicino alla Terra il 2 ottobre 1978 (0,81 UA) e da allora in poi sembra che si sia verifichata una lenta dissolvenza. A metà ottobre la magnitudine era stimata intorno a +15,5 ed era vicina a +16 entro la fine del mese. La cometa è passata più vicino al Sole il 21 novembre 1978 (1,73 UA) e alla fine dell'anno la luminosità era di +17,0. Le osservazioni si sono finalmente concluse il 28 marzo, quando gli astronomi della stazione Agassiz dell'Harvard College Observatory hanno descritto la cometa come debole e diffusa.

Si prevedeva che la cometa sarebbe tornata al perielio il 1 ottobre 1985, ed Edgar Everhart (stazione sul campo dell'Osservatorio di Chamberlin, Colorado, USA) ha recuperato la cometa su un'esposizione ottenuta da John Briggs con il riflettore da 0,4 m il 22,39 giugno 1985.

Il recupero non è stato confermato fino a quando non è stata effettuata una ripresa indipendente da C.Y. Shao (Oak Ridge Observatory) su un'esposizione ottenuta da G. Schwartz il 18,30 luglio. 

Everhart ha stimato la luminosità di magnitudine +20, mentre Shao l'ha stimata come +18. 

Un terzo recupero indipendente è stato effettuato da Tsutomu Seki (Osservatorio di Kochi, stazione di Geisei, Giappone) il 22,76 luglio, che ha stimato la magnitudo come +18,5. 

Le posizioni precise indicate dalla previsione di Syuichi Nakano hanno richiesto una correzione di -0,66 giorno. Shao e Seki hanno entrambi notato che la cometa era così condensata da avere un aspetto quasi stellare. Sebbene si prevedesse che la cometa non sarebbe diventata più luminosa della magnitudine +16, gli astronomi dilettanti l'hanno trovata leggermente più luminosa della magnitudine +13,5 durante la seconda metà di ottobre. A dicembre la luminosità era scesa a +14 e la cometa è stata rilevata l'ultima volta il 19 gennaio 1986, quando Tom Gehrels e James V. Scotti hanno determinato la magnitudine di +16,9.

La cometa era prevista al perielio il 13 settembre 1992 e Seki l'ha recuperata il 30,78 giugno 1992, stimandone la magnitudine come +18 e ha descritto la cometa come diffusa con una condensazione centrale. 

La cometa si è illuminata e ha leggermente superato la 15a magnitudine nei mesi di novembre e dicembre. È stata vista l'ultima volta il 20,45 marzo 1993 ad una magnitudine di +17.6.

Successivamente è stata osservata ad ogni ritorno, dal 25 agosto 1999 (circa +14 mag), 7 agosto 2006 (tra +14 e +15 mag), 23 luglio 2013 (+15 mag), fino al 3 giugno 2020 (+15,5 mag).

( Curve di luce del 1999, 2006, 2013, 2020, tratte dal sito di Seiichi Yoshida ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

12 febbraio 2027 - 17 novembre 2033 - 16 settembre 2040 - 15 liglio 2047 - 9 maggio 2054 -

4 marzo 2061 - 27 novembre 2067 - 13 giugno 2074 - 9 febbraio 2081 - 8 novembre 2087 -

5 agosto 2094 - 5 maggio 2101.

Parametri orbitali:

Di seguito vi riportiamo i dati orbitali nei vari passaggi osservati, tratti dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 3408 :

T = 1978 Nov. 21.15762 TT Epoch = 1978 Nov. 28.0 TT Peri. = 247.20823 e = 0.5114625 Node = 142.22175 (2000.0) a = 3.5448295 AU Inc. = 8.53929 n'= 0.14767638 q = 1.7317823 AU P = 6.674 years T = 1985 Oct. 1.23412 TT Epoch = 1985 Sept.12.0 TT Peri. = 276.36108 e = 0.4945666 Node = 112.59733 (2000.0) a = 3.6359590 AU Inc. = 7.28732 n'= 0.14215941 q = 1.8377352 AU P = 6.933 years T = 1992 Sept.13.09204 TT Epoch = 1992 Sept.15.0 TT Peri. = 276.48478 e = 0.4932155 Node = 112.52639 (2000.0) a = 3.6441134 AU Inc. = 7.28326 n'= 0.14168251 q = 1.8467802 AU P = 6.956 years T = 1999 Aug. 25.13245 TT Epoch = 1999 Aug. 10.0 TT Peri. = 276.41821 e = 0.4936445 Node = 112.48878 (2000.0) a = 3.6452972 AU Inc. = 7.28152 n'= 0.14161350 q = 1.8458162 AU P = 6.960 years T = 2006 Aug. 7.45662 TT Epoch = 2006 Aug. 13.0 TT Peri. = 276.32764 e = 0.4924211 Node = 112.47324 (2000.0) a = 3.6481136 AU Inc. = 7.28082 n'= 0.14144954 q = 1.8517053 AU P = 6.968 years

Epoch = 2013 July 7.0 TT T = 2013 July 23.22135 +/- 0.00018 (m.e.) TT Peri. = 276.48021 +/- 0.00011 Node = 112.38324 +/- 0.00005 (2000.0) Inc. = 7.28645 +/- 0.00001 q = 1.8395242 +/- 0.0000011 AU e = 0.4943405 +/- 0.0000003 a = 3.6378713 +/- 0.0000009 AU n' = 0.14204733 +/- 0.00000005 P = 6.939 +/- 0.0000025 years A1 = +0.052 +/- 0.006 A2 = -0.00233 +/- 0.00003

T = 2020 June 3.81178 TT Epoch = 2020 May 31.0 TT Peri. = 281.56199 e = 0.5154524 Node = 108.17454 (2000.0) a = 3.5473120 AU Inc. = 7.55231 n'= 0.14752139 q = 1.7188414 AU P = 6.681 years

( Diagramma orbitale - JPL ).

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85D/BOETHIN

La 85D/Boethin, o Cometa Boethin, è una cometa periodica del Sistema solare appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, con una particolare risonanza di 1:1.

Attualmente è considerata perduta, dopo che per ben 3 ritorni non è stata recuperata.

Scoperta:

Fu scoperta il 4 gennaio 1975 dal reverendo Leo Boethin, e poi recuperata l'11 ottobre 1985, non è stata osservata ai successivi passaggi del 1997 e 2008.

Osservazioni:

Durante una sessione di routine di esplorazione delle comete, il reverendo Leo Boethin (Abra, Filippine) ha scoperto questa cometa il 4,52 gennaio 1975, ed ha determinato la magnitudine come +12,3. Boethin ha ottenuto ulteriori osservazioni il 5,48 gennaio, 7,48 gennaio e 8,50 gennaio (stimando la magnitudine di +12.0 in ciascuna data), prima di inviare una lettera al Central Bureau for Astronomical Telegrams annunciando la sua scoperta. 

Mentre la lettera era in transito, Boethin continuò ad osservare la cometa durante la settimana successiva. La lettera è finalmente arrivata all'Ufficio centrale il 17 gennaio, momento in cui il chiaro chiaro di luna ha reso impossibile la conferma. 

Boethin osservò poi la cometa il 29,47 gennaio e l'1,51 febbraio, e non avendo avuto notizie della sua scoperta inviò un cablogramma all'Ufficio centrale che forniva i dettagli della sua osservazione del 1° febbraio. Il cablogramma è arrivato il 3 febbraio e Brian G. Marsden ha calcolato un'effemeridi provvisoria e l'ha inviata a una manciata di osservatori. La prima persona a segnalare una conferma è stata C. Scovil, che ha ottenuto una sospetta osservazione visiva il 4 febbraio, con il telescopio Maksutov da 56 cm allo Stamford Museum, ma non è stata acquisita alcuna conferma fotografica convincente. La prima conferma definitiva è arrivata il 5,40 febbraio, quando Takeshi Urata (Osservatorio Nihondaira) ha stimato la magnitudine in +10 (riflettore da 15 cm f/6). 

Ulteriori conferme sono state riportate nei seguenti giorni.

Anche se Brian G. Marsden aveva calcolato un'orbita approssimativa dalle posizioni incerte di Boethin nel mese di gennaio per aiutare nelle ricerche, la prima orbita è arrivata da Marsden il 12 febbraio, ed anche se si trattava di un'orbita parabolica, Marsden ha osservato: 

"Non è impossibile che la cometa sia di breve periodo". 

Il 25 febbraio Marsden ha pubblicato sia un'orbita parabolica che un'orbita ellittica, entrambe indicavano che la cometa avrebbe probabilmente superato il perielio all'inizio di gennaio e l'orbita ellittica indicava un periodo orbitale di 7,3 anni. Marsden ha commentato che l'orbita ellittica era "in più stretto accordo con le posizioni approssimative di gennaio". 

Il problema che Marsden ha dovuto affrontare era che non erano disponibili posizioni precise per gennaio, quindi c'era ancora qualche incertezza sul vero movimento della cometa. 

All'inizio di marzo erano state accumulate abbastanza osservazioni per consentire a Marsden di calcolare un'orbita più precisa, ed il 13 marzo ha pubblicato un'orbita ellittica con un periodo di 12,41 anni. In definitiva, sebbene ci fossero stime di luminosità di magnitudine 10 durante l'apparizione del 1975, precise determinazioni di luminosità da parte di osservatori esperti indicarono che la cometa era vicina a magnitudine +11 durante la prima metà di febbraio e da allora in poi svanì. La cometa era al perielio il 5 gennaio 1975 (1,09 UA) ed era nel punto più vicino alla Terra il 17 gennaio (1,13 UA).

( Curva di luce del 1975 ).

La cometa è poi tornata al perielio il 16 gennaio 1986 ed è passata nel punto più vicino alla Terra il 25 gennaio (1,32 UA). Anche se ci si aspettava che la cometa raggiungesse solo la magnitudine +12,4, ha sorpreso gli osservatori illuminandosi più velocemente del previsto dopo il suo recupero da parte di A.C. Gilmore e P.M. Kilmartin (Osservatorio della Mount John University) l'11 ottobre 1985. 

(Le posizioni indicavano che la previsione era errata di -3,5 giorni).

La cometa era già più luminosa di +11 all'inizio di novembre e alla fine di quel mese ha superato la magnitudine +10. La cometa ha raggiunto il suo massimo splendore nel gennaio 1986, quando gli osservatori l'hanno trovata leggermente più luminosa della magnitudine +8. La cometa ha mantenuto questa luminosità per tutto gennaio e fino a febbraio prima di svanire. Alla fine di febbraio era solo leggermente più luminosa della magnitudine +10. 

La cometa è stata vista l'ultima volta il 1 marzo 1986 e da allora non è più stata recuperata.

( Curva di luce del 1985-1985 ).

Mancata esplorazione:

La cometa 85D/Boethin era stata inizialmente indicata quale obiettivo della missione EPOXI della NASA (estensione della missione Deep Impact) nel dicembre del 2008, tuttavia, le campagne osservative da terra, miranti a determinare con maggior precisione l'orbita della cometa, non avevano dato esito positivo e non è stato possibile programmare con la necessaria accuratezza le correzioni nella traiettoria della sonda necessarie all'incontro. Conseguentemente, si è dovuto scegliere un nuovo obiettivo, individuato nella cometa 103P/Hartley.

Parametri orbitali:

85P/1985 T2 (Boethin)
da 33 osservazioni 1975 Feb 5-1986 gen 14, residuo medio 0".95.

  Epoca  = 1986 gen 10.0 TT              JDT = 2446440.5
      T  = 1986 gen 16.4260375148 TT     +/- 0.0002004447
   Peri. =  11.6759605043                +/- 0.0008103451
   Nodo  =  26.4795303251 (2000.0)       +/- 0.0008050883
   Incl. =   5.7564014798                +/- 0.0000605678
      q  =   1.1143332907 UA             +/- 0.0000022454
      e  =   0.7777263416                +/- 0.0000004433
      a  =   5.0133394068 UA             +/- 0.0000028350
      n  =   0.0878038203                +/- 0.0000000745
      P  =  11.2251114463 anni           +/- 0.0000095215

( Diagramma orbitale all'ultima osservazione - JPL ).

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86P/WILD 3

La cometa Wild 3, formalmente 86P/Wild, è una piccola cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Per le sue dimensioni, si stima un diametro medio di circa 860 metri.

Scoperta:

L'astronomo Paul Wild dell'Istituto di Astronomia, dell'Università di Berna in Svizzera, ha scoperto questa cometa su esposizioni ottenute con il telescopio Schmidt da 0,4 m a Zimmerwald. 

Le lastre fotografiche furono esposte l'11,08 aprile, l'11,94 aprile e il 12,90 aprile del 1980. 

Stimò la magnitudine in +15,5 e aggiunse che la cometa era diffusa con una condensazione piuttosto forte. Poiché era trascorso quasi un mese da quando le immagini sono state esposte, Wild ha tentato di recuperare la cometa, ed è stata trovata su una lastra esposta il 7,86 maggio, anche se la luminosità e l'aspetto sono rimasti invariati rispetto alle osservazioni di aprile.

Successive osservazioni:

Sia Wild che Brian G. Marsden hanno determinato che la cometa si stava muovendo in un'orbita di breve periodo. I calcoli di Marsden furono pubblicati per la prima volta il 9 maggio e rivelarono una data del perielio del 6,30 ottobre 1980, una distanza del perielio di 2,296 UA e un periodo orbitale di 6,90 anni. Ulteriori osservazioni hanno aiutato a perfezionare l'orbita con un perielio al 5 ottobre 1980, ma i calcoli di Marsden erano molto vicini a questi a causa dell'arco di osservazione di quasi un mese.

Marsden inizialmente notò che la cometa era passata a 0,13 UA da Giove durante l'agosto 1976, e prima di questo incontro la distanza del perielio era di 4,2 UA e il periodo orbitale era di 10,3 anni.

La cometa si stava muovendo verso il Sole e allontanando dalla Terra al momento della sua scoperta e quindi la sua luminosità è cambiata poco. È stata rilevata l'ultima volta il 11,49 agosto 1980, momento in cui la magnitudine è stata stimata in +16.

Syuichi Nakano prese le posizioni disponibili per questa cometa e calcolò un'orbita definitiva per l'apparizione del 1980. Successivamente l'ha integrata in avanti e ha predetto che il prossimo perielio sarebbe caduto il 31 agosto 1987. Tom Gehrels e James V. Scotti (Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, USA) hanno recuperato la cometa il 29,46 gennaio 1987 con il telescopio Spacewatch da 0,91 m e la magnitudine totale è stata quindi indicata come +19,5, mentre la chioma diffusa aveva un diametro di 14 secondi d'arco. 

Le posizioni precise indicavano che la previsione di Nakano richiedeva una correzione di +0,79 giorni, ed in realtà il perielio era il 1 settembre 1987. 

La cometa è stata tenuta sotto osservazione fino all'11,46 settembre 1988, momento in cui la magnitudine della condensazione nucleare è stata data come +21.

La cometa ha superato di nuovo il perielio il 21 luglio 1994, e Scotti e Gehrels l'hanno recuperata con il telescopio Spacewatch da 0,91 m il 10,49 febbraio 1994, e la magnitudine è stata data tra +20,7 e +21,2 , la chioma era lunga 12 secondi d'arco e c'era una coda che si estendeva per 0,29 minuti d'arco verso PA 292°, mentre la magnitudine della condensazione nucleare è stata determinata come +22,3. Le posizioni precise indicavano la previsione richiedeva una correzione di soli +0,03 giorni. 

La cometa è stata seguita fino al 30,32 dicembre 1997.

La cometa ha effettuato un passaggio al perielio anche il 18 giugno 2001 e ha raggiunto una magnitudine di circa +17,5 intorno alla metà dell'anno.

Nei ritorni al perielio del 20 maggio 2008 e del 3 aprile 2015, nelle poche osservazioni effettuate al massimo la cometa ha raggiunto una magnitudine di +19 circa.

E' passata recentemente al perielio il 7 febbraio 2022 ed è in attesa di essere recuperata intorno al mese di luglio.

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno i queste date:

23 gennaio 2029 - 6 febbraio 2036 - 13 febbraio 2043 - 16 febbraio 2050 - 25 febbraio 2057.

Poi ci sarà un passaggio ravvicinato a Giove il 16 gennaio 2060 ad una distanza di 0,4410 UA che aumenterà il perielio dalle attuali 2,3 UA a circa 3 UA rendendo ancora più difficoltose le osservazioni, ed il periodo aumenterà fino a 8,3 anni.

26 dicembre 2064 - 22 gennaio 2073 - 25 febbraio 2081 - 16 maggio 2089 - 3 settembre 2097.

Parametri orbitali:

Tabelle con i dati orbitali dei vari passaggi al perielio osservati, tratte dal sito di Syuichi Nakano, dalle note NK 2279 e NK 3717 :

T = 1987 Sept. 1.05205 TT Epoch = 1987 Sept. 2.0 TT Peri. = 179.59079 e = 0.3674677 Node = 72.66959 (2000.0) a = 3.6233214 AU Inc. = 15.45585 n'= 0.14290381 q = 2.2918676 AU P = 6.897 years T = 1994 July 21.22605 TT Epoch = 1994 July 27.0 TT Peri. = 179.27015 e = 0.3660830 Node = 72.62628 (2000.0) a = 3.6273810 AU Inc. = 15.45300 n'= 0.14266397 q = 2.2994585 AU P = 6.909 years

T = 2001 June 18.59086 TT Epoch = 2001 June 20.0 TT Peri. = 179.16115 e = 0.3644805 Node = 72.61299 (2000.0) a = 3.6352374 AU Inc. = 15.43858 n'= 0.14220174 q = 2.3102642 AU P = 6.931 years T = 2008 May 19.99352 TT Epoch = 2008 May 14.0 TT Peri. = 179.15246 e = 0.3659857 Node = 72.58347 (2000.0) a = 3.6294669 AU Inc. = 15.44784 n'= 0.14254100 q = 2.3011341 AU P = 6.915 years

Epoch = 2015 Apr. 8.0 TT T = 2015 Apr. 3.31821 +/- 0.00270 (m.e.) TT Peri. = 179.13820 +/- 0.00093 Node = 72.40983 +/- 0.00004 (2000.0) Inc. = 15.47238 +/- 0.00003 q = 2.2635253 +/- 0.0000050 AU e = 0.3718974 +/- 0.0000012 a = 3.6037510 +/- 0.0000103 AU n' = 0.14406946 +/- 0.00000062 P = 6.841 +/- 0.0000293 years A1 = +0.737 +/- 0.208 A2 = +0.06206 +/- 0.00108

T = 2022 Feb. 7.59841 TT Epoch = 2022 Jan. 21.0 TT Peri. = 179.40475 e = 0.3722215 Node = 72.35579 (2000.0) a = 3.6010573 AU Inc. = 15.47526 n'= 0.14423114 q = 2.2606662 AU P = 6.834 years

( Diagramma orbitale - JPL ).

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87P/BUS

La cometa 87P/Bus è una piccola cometa periodica della famiglia dinamica gioviana, che si adatta alla definizione di cometa di tipo Encke con ( T Giove > 3; a < a Giove ), fino al 2023 quando diventerà una Quasi-Hilda.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 560 metri.

Scoperta 1981:

Fu scoperta da Schelte John ''Bobby'' Bus del CalTech, Pasadena, nel 1981 su una lastra fotografica ripresa con il telescopio Schmidt del Regno Unito da 1,2 m a Siding Spring, in Australia da Kenneth S. Russell il 2,58 marzo 1981. Bus indicò una magnitudine di +17,5 e descrisse la cometa come condensata al centro con una debole coda che si estendeva per circa 20 secondi d'arco verso nord-ovest. Russell ottenne una lastra di conferma il 3,59 marzo.

La scoperta è stata annunciata nella circolare IAU 3578 il 4 marzo 1981.

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Storia osservativa:

(Le tabelle dei dati orbitali sono tratte dal sito di Syuichi Nakano, dalle note NK 1931 e NK 4026, mentre le curve di luce sono tratte dal sito di Seiichi Yoshida).

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1981

Passaggio al Perielio il 11 giugno 1981. (evento 94P/1981 E1).

Periodo orbitale 6,52 anni.

Dopo il calcolo delle prime orbite, Bus ha individuato delle immagini di pre-scoperta di questa cometa su ulteriori lastre fotografiche fatte a Siding Spring. La prima lastra è stata ottenuta da Russell il 9,65 febbraio e ha rivelato la cometa di magnitudine +19,5 / +20. La seconda lastra è stata ottenuta da Malcom Hartley il 13,64 febbraio, e ha rivelato la magnitudine della cometa di +20.

Brian G. Marsden ha calcolato per la prima volta un'orbita parabolica e una ellittica il 9 marzo, sulla base delle osservazioni disponibili, e ha osservato che "è probabile che la cometa sia di breve periodo". Quest'ultima orbita indicava un perielio per il 29,94 giugno 1981. Dopo il rilevamento delle osservazioni pre-scoperta, Marsden è stato in grado di confermare la sospetta natura periodica, ed ha calcolato una data del perielio del 19,97 giugno 1981 e un periodo di 6,57 anni, poi i calcoli a seguire di pochi anni di Syuichi Nakano e Marsden hanno rivelato la data del perielio per il 11.36-11.47 giugno e il periodo come 6,52-6,53 anni, rispettivamente.

La cometa è stata scarsamente osservata durante il resto di questa apparizione. Tsutomo Seki (Kochi Observatory, Geisei Station, Giappone) ha indicato la magnitudine in +18 il 5 marzo, mentre Bus l'ha indicata in +16,5 il 7 marzo. Dopo aver raggiunto una magnitudine di +16 su lastre esposte a Siding Spring intorno a metà marzo, la magnitudine è stato dato come +18 da A.C. Gilmore e P.M. Kilmartin (Mt. John Observatory, Nuova Zelanda) il 3 aprile e +17,5 dagli astronomi dell'Osservatorio di Palomar (California, USA) il 25 aprile. Le ultime quattro osservazioni sono state ottenute alla stazione di Agassiz (Massachusetts, USA) da C.Y. Shao il 23 e 24 maggio e il 6 e 27 giugno.

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1987

Passaggio al Perielio il 19 dicembre 1987. (evento 94P/1987 B4).

Periodo orbitale 6,54 anni.

Osservazione sfavorevole con poche osservazioni.

T = 1987 Dec. 19.51889 TT Epoch = 1987 Dec. 31.0 TT Peri. = 24.53519 e = 0.3727930 Node = 182.21086 (2000.0) a = 3.4960651 AU Inc. = 2.57024 n'= 0.15077690 q = 2.1927564 AU P = 6.537 years

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1994

Passaggio al Perielio il 28 giugno 1994.

Periodo orbitale 6,52 anni.

Osservazione favorevole.

T = 1994 June 28.04109 TT Epoch = 1994 June 17.0 TT Peri. = 24.39831 e = 0.3746212 Node = 182.22124 (2000.0) a = 3.4908515 AU Inc. = 2.57306 n'= 0.15111480 q = 2.1831047 AU P = 6.522 years

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2000

Passaggio al Perielio il 29 dicembre 2000.

Periodo orbitale 6,52 anni.

Osservazione sfavorevole con poche osservazioni.

T = 2000 Dec. 29.74159 TT Epoch = 2001 Jan. 11.0 TT Peri. = 24.14292 e = 0.3750090 Node = 182.20660 (2000.0) a = 3.4894735 AU Inc. = 2.57427 n'= 0.15120433 q = 2.1808896 AU P = 6.518 years

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2007

Passaggio al Perielio il 7 luglio 2007.

Periodo orbitale 6,51 anni.

Magnitudine massima all'incirca di +16,5.

ORBITA:

Epoch = 2007 June 29.0 TT T = 2007 July 7.21374 +/- 0.00085 (m.e.) TT Peri. = 24.23735 +/- 0.00035 Node = 182.18701 +/- 0.00025 (2000.0) Inc. = 2.57704 +/- 0.00002 q = 2.1733226 +/- 0.0000011 AU e = 0.3764009 +/- 0.0000002 a = 3.4851280 +/- 0.0000006 AU n' = 0.15148721 +/- 0.00000004 P = 6.506 +/- 0.0000017 years A1 = +1.895 +/- 0.055 A2 = -0.33642 +/- 0.00103

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2013

Passaggio al Perielio il 19 dicembre 2013.

Periodo orbitale 6,38 anni.

Osservazione sfavorevole con poche osservazioni.

T = 2013 Dec. 19.57076 TT Epoch = 2013 Dec. 14.0 TT Peri. = 24.71128 e = 0.3888378 Node = 181.90012 (2000.0) a = 3.4389226 AU Inc. = 2.60078 n'= 0.15455052 q = 2.1017394 AU P = 6.377 years

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2020

Passaggio al Perielio il 9 maggio 2020.

Periodo orbitale 6,37 anni.

Osservazione favorevole, con una magnitudine massima intorno a +15.

ORBITA:

Epoch = 2020 Apr. 21.0 TT T = 2020 May 9.26570 +/- 0.00270 (m.e.) TT Peri. = 24.93215 +/- 0.00099 Node = 181.86159 +/- 0.00042 (2000.0) Inc. = 2.60236 +/- 0.00005 q = 2.0998188 +/- 0.0000026 AU e = 0.3891888 +/- 0.0000005 a = 3.4377544 +/- 0.0000051 AU n' = 0.15462930 +/- 0.00000034 P = 6.374 +/- 0.0000142 years A1 = +1.377 +/- 0.112 A2 = -0.21720 +/- 0.00233

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Passaggi futuri:

Il 24 febbraio 2023 la cometa passerà a soli 0,1822 UA da Giove, questo evento ne modificherà radicalmente i parametri orbitali, facendo passare la distanza del perielio da 2,1 a 3,7 UA, ed il periodo di rivoluzione da 6,4 a 9,6 anni, varieranno anche la Longitudine del nodo ascendente e l'Argomento del perielio. Le sue condizioni osservative quindi peggioreranno notevolmente.

Il prossimo passaggio al perielio ci sarà il 8 giugno 2029.

ORBITA FUTURA:

T = 2029 June 7.09732 TT Epoch = 2029 May 24.0 TT Peri. = 59.73821 e = 0.1816098 Node = 174.27805 (2000.0) a = 4.5127928 AU Inc. = 3.92371 n'= 0.10281015 q = 3.6932253 AU P = 9.587 years

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

17 dicembre 2038 - 27 luglio 2048 - 17 marzo 2058 - 3 ottobre 2067 - 29 agosto 2077 -

31 luglio 2087 - 16 aprile 2097 - 7 febbraio 2107.

Parametri orbitali fino al 2023:

87P/Bus
da 241 osservazioni 1993 gen 1-2014 Feb 7, residuo medio 0".76.
  parametri non-gravitazionali A1= +2.13, A2= -0.2265.

  Epoca  = 2013 Dic 14.0 TT              JDT = 2456640.5
      T  = 2013 Dic 19.5626419415 TT     +/- 0.0003025738
   Peri. =  24.7089043804                +/- 0.0002668680
   Node  = 181.9001118404 (2000.0)       +/- 0.0002484840
   Incl. =   2.6007793136                +/- 0.0000315351
      q  =   2.1017570895 UA             +/- 0.0000015227
      e  =   0.3888290057                +/- 0.0000003509
     A1  =   2.1256410215                +/- 0.0647658447
     A2  =  -0.2265032756                +/- 0.0023068943
      a  =   3.4389018932 UA             +/- 0.0000009244
      n  =   0.1545519164                +/- 0.0000000623
      P  =   6.3771947417 anni           +/- 0.0000025713

( Diagramma orbitale fino al 2023 - JPL ).

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88P/HOWELL

La 88P/Howell è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Per le sue dimensioni, si stima un diametro medo di circa 4,4 km.

( Foto del 5 settembre 2020 ).

Scoperta:

L'astronoma americana Ellen Suzanne Howell (California Institute of Technology, California, USA) ha scoperto questa cometa su lastre fotografiche ottenute con il telescopio Schmidt da 0,46 m al Palomar Observatory il 29,35 agosto 1981, ed ha stimato la magnitudine totale come +15. 

Howell ha confermato la sua scoperta il 30,37 agosto, e l'ha descritta come diffusa e senza coda. 

Si trovava nella costellazione della Balena.

Successive osservazioni:

Dopo l'acquisizione di ulteriori osservazioni durante l'apparizione del 1981, Brian G, Marsden calcolò due orbite che pubblicò sulla circolare IAU 3635 (8 settembre 1981). Una era parabolica con una data del perielio del 13,47 aprile 1982, mentre la seconda era un'orbita ellittica con una data del perielio del 19,31 maggio 1981 e un periodo orbitale di 7,28 anni. Marsden ha detto che preferiva l'orbita ellittica, e tale orbita è stata confermata l'11 settembre, quando Marsden ha pubblicato un'orbita rivista sulla circolare IAU 3636 con un perielio al 4 maggio 1981. Questa orbita aveva un periodo di 5,94 anni e indicava che la cometa aveva superato a 0,6 UA da Giove nel 1978.

La cometa ha raggiunto una magnitudine massima di circa +12 durante la sua apparizione intorno al passaggio al perielio del 14 aprile 1987.

Fu recuperata da Steve Larson e James V. Scotti su immagini CCD riprese il 5 marzo 1992 con il riflettore da 2,3 m dello Steward Observatory e lo Spacewatch Telescope (SWT) dell'Università dell'Arizona a Kitt Peak il 6 e 7 marzo. Al recupero era di +21 mag vicino all'opposizione nella costellazione del Leone, poi passò al perielio, quasi un anno dopo, il 26 febbraio 1993.

La cometa ha raggiunto la sua declinazione più meridionale di -7 gradi alla fine di febbraio 1998 e ha superato 1,066 UA dalla Terra a metà maggio, questo è stato l'approccio più vicino di questa apparizione, mentre il perielio è arrivato il 27 settembre 1998 (1,406 UA). Gli osservatori hanno osservato la cometa illuminarsi costantemente e le stime di luminosità di ottobre e novembre hanno posizionato la cometa intorno alla magnitudine +10,5, la chioma era quindi tra 3 e 5 minuti d'arco.

( Curva di luce del 1998 ).

In seguito è stata osservata ad ogni passaggio al perielio, nelle date del 12 aprile 2004, 12 ottobre 2009, 6 aprile 2015, 26 settembre 2020.

( Curve di luce del 2004, 2009, 2015, 2020, tratte dal sito di Seiichi Yoshida ).

Passaggi futuri:

Il prossimo passaggio al perielio ci sarà il 18 marzo 2026.

T = 2026 Mar. 18.79392 TT Epoch = 2026 Mar. 21.0 TT Peri. = 235.86441 e = 0.5632952 Node = 56.66866 (2000.0) a = 3.1092421 AU Inc. = 4.38164 n'= 0.17977209 q = 1.3578211 AU P = 5.483 years

Poi ripasserà in seguito l'8 settembre 2031, poi soli 6 giorni dopo, il 14 settembre 2031 è previsto un passaggio piuttosto ravvicinato della cometa vicino a Marte, a una distanza di 0,0724 UA (circa 11 milioni di km) dal pianeta, quando diventerà visibile ad occhio nudo dalla superficie del pianeta rosso.

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avvverranno nelle seguenti date:

3 marzo 2037 - 28 agosto 2042 - 29 febbraio 2048 - 12 settembre 2053 - 5 aprile 2059.

Il 12 maggio 2061 passerà a 0,7022 UA da Giove, la distanza del perielio aumenterà a 1,55 UA, con un periodo di 5,85 anni.

26 gennaio 2065 - 5 dicembre 2050.

Il 18 aprile 2073 passerà a 0,4813 UA da Giove, la distanza del perielio aumenterà a 1,81 UA, con un periodo di 6,35 anni.

22 marzo 2077 - 3 agosto 2083 - 22 dicembre 2089 - 31 maggio 2096 - 5 novembre 2102.

Parametri orbitali:

Prima del 1585 seguiva un'orbita molto diversa da quella attuale, quando un passaggio ravvicinato a Giove ha ridotto la distanza del perielio da 4,7 a 2,4 UA, poi a partire dal 1978 a seguito di un passaggio ravvicinato al pianeta Giove ha cominciato a seguire l'attuale orbita.

La cometa attualmente oltre ad avere passaggi abbastanza ravvicinati a Giove ha anche una piccola MOID col pianeta Marte.

Di seguito vi riportiamo i dati orbitali dei più recenti passaggi al perielio osservati, tratti dal sito di Syuichi Nakano, dalle note NK 2618 e NK 3830 :

T = 2004 Apr. 12.56087 TT Epoch = 2004 Apr. 25.0 TT Peri. = 235.84615 e = 0.5611425 Node = 56.81987 (2000.0) a = 3.1160814 AU Inc. = 4.38256 n'= 0.17918056 q = 1.3675156 AU P = 5.501 years

T = 2009 Oct. 12.45750 TT Epoch = 2009 Oct. 16.0 TT Peri. = 235.95818 e = 0.5620000 Node = 56.75841 (2000.0) a = 3.1129281 AU Inc. = 4.38206 n'= 0.17945288 q = 1.3634625 AU P = 5.492 years T = 2015 Apr. 6.23345 TT Epoch = 2015 Apr. 8.0 TT Peri. = 235.91703 e = 0.5630301 Node = 56.69883 (2000.0) a = 3.1090760 AU Inc. = 4.38269 n'= 0.17978650 q = 1.3585725 AU P = 5.482 years

Epoch = 2020 Sept.28.0 TT T = 2020 Sept.26.61424 +/- 0.00090 (m.e.) TT Peri. = 235.91117 +/- 0.00011 Node = 56.68357 +/- 0.00008 (2000.0) Inc. = 4.38361 +/- 0.00001 q = 1.3530934 +/- 0.0000004 AU e = 0.5643570 +/- 0.0000003 a = 3.1059686 +/- 0.0000021 AU n' = 0.18005636 +/- 0.00000018 P = 5.474 +/- 0.0000056 years A1 = +0.767 +/- 0.012 A2 = +0.02378 +/- 0.00074

( Diagramma orbitale - JPL ).

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89P/RUSSELL 2

La 89P/Russell è una cometa periodica nel Sistema Solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane. Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 2,8 km.

Scoperta:

L'astronomo Kenneth S. Russell (Siding Spring Observatory, New South Wales, Australia) ha scoperto questa cometa su una lastra fotografica con un'esposizione di 90 minuti, ottenuta da J. Barrow con il telescopio Schmidt del Regno Unito da 122 cm il 28 settembre 1980. 

Russell ha detto che la cometa era: 

"definita in modo nitido, con una macchia estesa che la circondava". 

La magnitudine è stata stimata in +17. Russell ha confermato la scoperta quando una lastra è stata esposta da A. Savage il 2,42 ottobre. 

Dopo che i calcoli orbitali preliminari erano stati pubblicati, M.P. Candy ha calcolato un'effemeride per il periodo precedente alla scoperta, e Russell ha quindi identificato un'immagine tracciata della cometa su una lastra esposta da Savage il 9,60 agosto 1980. 

L'immagine qui a lato, è l'immagine di pre-scoperta di 89P del 9 agosto da cui Russell ha poi stimato la magnitudine come +16.

Osservazioni successive:

La prima orbita è stata calcolata da Brian G. Marsden e ha rivelato che la cometa si stava muovendo su un'orbita ellittica, fu pubblicata l'8 ottobre 1980, ed indicava per la data del perielio il 12,81 maggio 1980 e il periodo di rivoluzione in 7,19 anni. Dopo il ritrovamento dell'immagine prescoperta del 9 agosto, Marsden ha pubblicato un'orbita rivista il 10 ottobre, in cui la data del perielio era il 19,55 maggio e il periodo era di 7,12 anni. Infine con le altre osservazioni, i calcoli hanno rivelato una data del perielio del 19,02 maggio 1980 e un periodo di 7,12 anni.

La cometa è stata osservata solo per poco tempo dopo la fotografia di conferma. 

Gli astronomi del Siding Spring Observatory hanno fotografato la cometa il 3 e 6 ottobre, mentre J. Johnston (Perth Observatory, Bickley, Western Australia) ha ottenuto un'esposizione di 72 minuti con l'astrografo da 33 cm il 6 ottobre. 

La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 7,53 ottobre 1980, quando P. Jekabsons (Osservatorio di Perth) la rilevò con un'esposizione di 144 minuti ottenuta con l'astrografo di 33 cm.

T = 1980 May 19.03408 TT Epoch = 1980 May 1.0 TT Peri. = 245.19087 e = 0.4167880 Node = 45.18651 (2000.0) a = 3.7010587 AU Inc. = 12.53082 n'= 0.13842518 q = 2.1585018 AU P = 7.120 years

Nel ritorno al perielio del 3 luglio 1987, M.P. Candy, dell'Osservatorio di Perth, segnala il recupero su lastre fotografiche prese da P. Jekabson e J. Johnston, il 1 luglio 1987, e successivamente misurata da loro e da A. McGrath. L'oggetto viene visualizzato come quasi stellare.

T = 1987 July 3.74559 TT Epoch = 1987 June 14.0 TT Peri. = 245.39306 e = 0.4178111 Node = 45.10981 (2000.0) a = 3.6953010 AU Inc. = 12.53412 n'= 0.13874884 q = 2.1513633 AU P = 7.104 years

Nel ritorno al perielio del 27 ottobre 1994, J.V. Scotti, del Lunar and Planetary Laboratory, riporta il recupero di questa cometa con il riflettore Spacewatch a Kitt Peak, il 5 aprile 1994.

T = 1994 Oct. 27.31299 TT Epoch = 1994 Oct. 15.0 TT Peri. = 249.17104 e = 0.3996757 Node = 42.53755 (2000.0) a = 3.7919851 AU Inc. = 12.04155 n'= 0.13347630 q = 2.2764208 AU P = 7.384 years

Nel ritorno al perielio del 22 marzo 2002, fu recuperata in agosto 2002 ed arrivò ad una magnitudine massima tra +16,5 e +17.

T = 2002 Mar. 22.91002 TT Epoch = 2002 Mar. 27.0 TT Peri. = 249.21693 e = 0.3979086 Node = 42.48387 (2000.0) a = 3.8035293 AU Inc. = 12.02777 n'= 0.13286908 q = 2.2900722 AU P = 7.418 years

Nel ritorno al perielio del 17 agosto 2009, fu recuperata a fine maggio del 2009, e ad inizio ottobre toccò la magnitudine massima di +16,5.

Epoch = 2009 Sept. 6.0 TT T = 2009 Aug. 17.14983 +/- 0.00129 (m.e.) TT Peri. = 249.32227 +/- 0.00037 Node = 42.38503 +/- 0.00009 (2000.0) Inc. = 12.03141 +/- 0.00002 q = 2.2799352 +/- 0.0000011 AU e = 0.3995024 +/- 0.0000002 a = 3.7967432 +/- 0.0000025 AU n' = 0.13322546 +/- 0.00000014 P = 7.398 +/- 0.0000071 years A1 = +1.089 +/- 0.082 A2 = -0.03196 +/- 0.00110

Nel ritorno al perielio del 14 dicembre 2016, in condizioni sfavorevoli, fu osservata nella primavera del 2016, e nell'autunno del 2017, quando presentava una magnitudine massima di circa +18.

(Per i dati orbitali di questo passaggio vedi sotto, queste tabelle sono estratte dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 2528).

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

26 marzo 2024 - 1 luglio 2031 - 18 ottobre 2038 - 8 febbraio 2046 - 14 aprile 2053 - 

14 giugno 2060 - 10 agosto 2067 - 6 ottobre 2074 - 8 dicembre 2081 - 13 marzo 2089 -

22 luglio 2096 - 26 novembre 2103.

Parametri orbitali:

89P/Russell
da 135 osservazioni 1980 Ago 9-2016 giu 8, residuo medio 0".70.
  parameteri non-gravitazionali A1= +0.97, A2= -0.0380.

  Epoca  = 2016 Nov 28.0 TT              JDT = 2457720.5
      T  = 2016 Dic 14.6926104641 TT     +/- 0.0013146454
   Peri. = 250.1512616265                +/- 0.0003251902
   Nodo  =  41.4452560218 (2000.0)       +/- 0.0000881530
   Incl. =  12.0765426713                +/- 0.0000175585
      q  =   2.2204823547 UA             +/- 0.0000014053
      e  =   0.4080241740                +/- 0.0000002152
     A1  =   0.9733006769                +/- 0.0754150898
     A2  =  -0.0379667228                +/- 0.0010679506
      a  =   3.7509679573 UA             +/- 0.0000007298
      n  =   0.1356716299                +/- 0.0000000396
      P  =   7.2646556174 anni           +/- 0.0000021202

( Diagramma orbitale - JPL ).

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90P/GERHELS 1

La 90P/Gehrels è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 7,8 km.

Scoperta:

L'astronomo Tom Gehrels (Osservatorio Palomar, California, USA) ha scoperto questa cometa su una lastra fotografica ottenuta con il telescopio Schmidt da 122 cm l'11,44 ottobre 1972. 

La magnitudine è stata stimata in +19 e la cometa è stata descritta come diffusa, con leggera condensazione, ma senza coda. 

La cometa è stata nuovamente rilevata su una lastra esposta con lo stesso telescopio il 14,20 ottobre. Sebbene la luce della luna abbia interferito durante il resto del mese, Brian G. Marsden è stato in grado di calcolare una serie di effemeridi di ricerca che hanno consentito a Gehrels di fotografare nuovamente la cometa il 24 novembre, quando la magnitudine è stata nuovamente stimata in +19.

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Storia osservativa:

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1973

[Perielio Data= 24,67 gennaio 1973; Periodo= 14,51 anni]

La prima orbita è stata calcolata da BG Marsden e ha rivelato che la cometa si stava probabilmente muovendo in un'orbita di breve periodo. Marsden ha fornito una data approssimativa del perielio del 1973 febbraio e un periodo di 15 anni. Con l'arrivo di ulteriori osservazioni, l'orbita è stata perfezionata fino a una data del perielio del 24,74 gennaio e un periodo di 14,52 anni. 

La cometa è rimasta un oggetto fotografico durante questa apparizione e potrebbe essere stata al suo massimo a dicembre, quando Elizabeth Roemer (Lunar and Planetary Laboratory, Stazione Catalina, Arizona, USA) ha determinato la magnitudine nucleare in circa +18,2 il 3 dicembre, mentre, sempre Roemer, e il suo collega L.M. Vaughn (Steward Observatory, Kitt Peak, Arizona, USA) hanno indicato la magnitudine nucleare di +18,7 il 13 dicembre. La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 23,48 settembre 1973, quando Roemer e G. Reskin hanno fotografato la cometa con il riflettore da 229 cm allo Steward Observatory. Roemer ha poi fotografato la posizione prevista della cometa sia il 21 ottobre che il 31 dicembre, ma non è stata trovata alcuna traccia.

1987

[Perielio Data= 10.21 agosto 1987; Periodo= 15,06 anni]

Syuichi Nakano ha utilizzato le posizioni dell'apparizione della scoperta per calcolare una nuova orbita, e poi ha quindi integrato il movimento per questa apparizione e ha predetto che la cometa sarebbe arrivata al perielio il 14 agosto 1987. J.V. Scotti (Steward Observatory, Kitt Peak, Arizona, USA) ha recuperato la cometa il 29,43 agosto 1987, utilizzando il riflettore Spacewatch da 91 cm. Un'altra immagine del CCD di Scotti del ​​31 agosto ha rivelato una magnitudine di +17,1, ed ha aggiunto che la chioma era moderatamente condensata, mentre una coda si estendeva di 82 secondi d'arco in PA 262°. L'unica osservazione visiva di questa apparizione è stata fatta da D.H. Levy (Lunar and Planetary Laboratory, stazione Catalina, Arizona, USA) il 26 ottobre, quando ha usato il riflettore da 154 cm per stimare la magnitudine come +15. La magnitudine CCD più brillante è stata ottenuta da Scotti e Tom Gehrels il 16 novembre, quando il riflettore Spacewatch da 91 cm ha rivelato una magnitudine totale di +16,7 e una magnitudine nucleare di +19,3. La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 13,20 marzo 1988, quando Gehrels e Scotti hanno indicato la magnitudine totale in +18,1 e la magnitudine nucleare in +21,1.

2002

[Perielio Data= 22,97 giugno 2002; Periodo= 14,84 anni]

P. Rocher ha utilizzato le posizioni dal 1972 al 1988 per calcolare una nuova orbita, ed ha quindi integrato il movimento per questa apparizione ed ha predetto che la cometa sarebbe arrivata al perielio il 23,04 giugno 2002. La cometa è stata recuperata da O.R. Hainaut, S. Holdstock e A.C. Delsanti (European Southern Observatory, La Silla, Cile) il 10,38 agosto 2001, utilizzando il telescopio danese da 154 cm. La magnitudine totale è stata determinata come +20,8. La cometa è stata probabilmente al massimo tra novembre e dicembre 2002, quando diversi astronomi hanno fornito magnitudini totali comprese tra +16 e +17 utilizzando camere CCD. La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 19,79 febbraio 2003, quando Akimasa Nakamura (Kuma Kogen, Giappone) l'ha trovata su un'immagine CCD esposta con il riflettore da 60 cm, giudicando la magnitudine come +18.4.

2017

[Perielio Data= 19,24 giugno 2017; Periodo= 14,95 anni]

Fu recuperata a fine agosto del 2016 ed osservata fino ai primi di gennaio 2017 mentre si avvicinava al perielio, poi dopo aver doppiato il Sole è stata recuperata a fine agosto del 2017, ed è arrivata alla massima luminosità ad inizio del 2018 con una magnitudine di +15,5. La cometa è poi stata osservata per l'ultima volta a fine aprile del 2018.

( Curva di luce del 2016-2018, tratta dal sito di Seiichi Yoshida ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

19 maggio 2032 - 29 maggio 2047 - 10 luglio 2062 - 5 luglio 2077 - 28 giugno 2092 - 

23 giugno 2107 - 16 agosto 2122.

Parametri orbitali:

90P/Gehrels
da 271 osservazion1 1972 Nov 10-2017 Nov 2, residuo medio 0".65.
  parametri non-gravitazionali A1=-18.20, A2=-1.2809.

  Epoca  = 2017 giu 16.0 TT              JDT = 2457920.5
      T  = 2017 giu 19.2509579465 TT     +/- 0.0021674099
   Peri. =  29.2638162123                +/- 0.0005066450
   Nodo  =  13.2515234158 (2000.0)       +/- 0.0001205677
   Incl. =   9.6352134577                +/- 0.0000154275
      q  =   2.9749538863 UA             +/- 0.0000023679
      e  =   0.5097429968                +/- 0.0000004677
     A1  = -18.1962040246                +/- 1.5606034994
     A2  =  -1.2809071259                +/- 0.0779247553
      a  =   6.0681517386 UA             +/- 0.0000012424
      n  =   0.0659355185                +/- 0.0000000203
      P  =  14.9480536587 anni           +/- 0.0000045909

( Diagramma orbitale - JPL ).

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91P/RUSSELL 3

La 91P/Russell, o anche cometa Russell 3, è una debole cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Scoperta:

L'astronomo Kenneth S. Russell (UK Schmidt Telescope Unit, Siding Spring, Australia) ha scoperto questa cometa su lastre fotografiche esposte con lo Schmidt da 1,24 m il 14 e 15 giugno 1983, e ne ha stimato la magnitudine come +16 e ha detto che mostrava una coda di 3-4 minuti d'arco. Era situata vicino al confine tra le costellazioni Aquila-Acquario. 

La cometa è stata confermata da J. Gibson (Osservatorio Palomar, California, USA) il 17 giugno quando una fotografia con lo Schmidt da 1,22 m indicava una magnitudine nucleare di circa +17 e una coda debole che si estendeva per circa 2 minuti d'arco verso ovest.

Storia osservativa:

Una stima della magnitudine più precisa è stata ottenuta da Tsutomo Seki (Geisei, Giappone) il 18 e 21 giugno, quando ha dato la luminosità totale come +16,5. La cometa svanì lentamente e costantemente in seguito. Gli astronomi dell'Osservatorio di Oak Ridge l'hanno rilevato per l'ultima volta il 31 ottobre 1983, utilizzando il riflettore da 1,5 m.

Utilizzando le posizioni di Russell e Gibson che si estendono nel periodo dal 14 al 20 giugno, Brian G. Marsden ha calcolato la prima orbita e l'ha pubblicata il 24 giugno. Ha detto che un'orbita parabolica ha lasciato grandi residui, quindi era evidente che la cometa si stava muovendo in un'orbita di breve periodo, ed ha fornito la data del perielio come 20 novembre 1982, la distanza del perielio come 2,61 UA e il periodo orbitale come 6,76 anni. Marsden ha aggiunto che il periodo era incerto. Dopo l'osservazione finale della cometa, l'orbita è stata raffinata indipendentemente da Marsden e Syichi Nakano, che hanno indicato una data del perielio del 23 novembre 1982, una distanza del perielio di 2,51 UA e un periodo orbitale di 7,50 anni.

La cometa che dalle previsioni, sarebbe dovuta tornare al perielio il 17 maggio 1990, fu recuperata il 1 e 2 gennaio 1989 da J. Gibson, che ha detto che le immagini CCD ottenute con il riflettore da 1,5 m indicavano una magnitudine nucleare vicina a +20, ed ha aggiunto che era visibile una debole chioma di circa 5 minuti d'arco e conteneva una forte condensazione centrale. 

Le misurazioni precise della posizione di Gibson indicavano che la data del perielio prevista richiedeva una correzione di soli -0,36 giorni. James V. Scotti (Università dell'Arizona) ha osservato la cometa con il telescopio Spacewatch da 0,91 m il 18 e 19 novembre 1989, e ne ha determinato la magnitudine da +21,0 a +21,4 e ha detto che la cometa aveva un aspetto stellare. La cometa è stata seguita fino al 28 maggio 1990, momento in cui Seki ha stimato la magnitudine totale in +16.

La cometa era prevista al perielio il 19 novembre 1997, e J.V. Scotti l'ha recuperata con il telescopio Spacewatch da 0,91 m il 18 novembre 1996, e ne ha determinato la magnitudine totale come +21,3. 

La cometa è stata osservata da diversi osservatori in diverse occasioni nel 1997 e nel 1998. 

Il 29 maggio 1998 è stata stimata di magnitudine +18,0 dagli osservatori dell'Osservatorio Astronomico e Geofisico di Modra. 

È stata vista l'ultima volta il 19 agosto 1998 dagli osservatori di Le Creusot.

Per il ritorno al perielio del 26 giugno 2005, ha toccato la luminosità massima di circa +16,5 mag, mentre nel passaggio intorno al perielio del 1 marzo 2013, la magnitudine massima non ha superato +19, infine anche per il ritorno del 9 novembre 2020 la sua luminosità è rimasta tra +19 e +20 mag.

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio sono stati calcolati da Kazuo Kinoshita:

Il 5 maggio 2024, questa cometa passerà a 0,4474 UA da Giove, il cui influsso gravitazionale ne modificherà i parametri portando il perielio da 2,61 a 3,15 UA, ed il periodo da 7,67 a 8,49 anni, rendendola ancora più debole da osservare.

Prossimi passaggi al perielio:

26 ottobre 2028 - 1 maggio 2037 - 20 novembre 2045 - 19 maggio 2054 - 7 novembre 2062 -

29 aprile 2071 - 12 ottobre 2079.

Poi il 13 maggio 2083 un altro passaggio ravvicinato a 0,7718 UA da Giove, porterà il perielio da 3,11 a 3,53 UA, ed il periodo da 8,43 a 9,16 UA, riducendo l'eccentricità a circa 0,19.

I successivi passaggi:

13 agosto 2088 - 4 ottobre 2097 - 27 dicembre 2106.

Parametri orbitali:

91P/Russell
da 258 osservazion1 1989 gen 1-2013 Ago 2, residuo medio 0".71.
  parametri non-gravitazionali A1= -0.84, A2= +0.1494.

  Epoca  = 2013 Mar 9.0 TT               JDT = 2456360.5
      T  = 2013 Mar 1.1736326007 TT      +/- 0.0022833418
   Peri. = 354.6483443222                +/- 0.0003723441
   Nodo  = 247.8711581506 (2000.0)       +/- 0.0000472658
   Incl. =  14.0756489920                +/- 0.0000135018
      q  =   2.6168155811 UA             +/- 0.0000008096
      e  =   0.3290429397                +/- 0.0000001295
     A1  =  -0.8442949236                +/- 0.1635026752
     A2  =   0.1493682158                +/- 0.0044289858
      a  =   3.9001237726 UA             +/- 0.0000003647
      n  =   0.1279636117                +/- 0.0000000179
      P  =   7.7022495364 anni           +/- 0.0000010803

( Diagramma orbitale fino al 2024 - JPL ).

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92P/SANGUIN

La 92P/Sanguin è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, con un'orbita che la spinge fin quasi a Saturno.

Scoperta:

L'astronomo Juan G. Sanguin (El Leoncito, Cile) ha scoperto questa cometa con il doppio astrografo di 51 cm il 15,06 ottobre 1977, ed ha stimato la magnitudine totale a +16.

Dati fisici:

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 2,08 km assumendo un albedo geometrico di 0,04, mentre il periodo di rotazione risulta essere di 6,22 h, e l'ampiezza della curva di luce ci suggerisce un rapporto tra gli assi a/b è di circa 1,7.

Per quanto riguarda gli indici di colore, i risultati hanno dato:

V-R = 0,54 / R-I = 0,54.

Parametri orbitali:

Riportiamo i dati calcolati da Syuichi Nakano, nella nota NK 2698, in previsione del prossimo passaggio al perielio del 2027:

T = 2027 July 15.42792 TT Epoch = 2027 July 14.0 TT Peri. = 163.75131 e = 0.6599944 Node = 181.32113 (2000.0) a = 5.3495873 AU Inc. = 19.47541 n'= 0.07965695 q = 1.8188896 AU P = 12.373 years

( Diagramma orbitale - JPL ).

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Storia osservativa:

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1977

La cometa è stata confermata da Hans-Emil Schuster (European Southern Observatory) il 20 ottobre con il telescopio Schmidt da 100 cm. Schuster ha stimato la magnitudine in +15 / +16 e ha detto che l'oggetto era diffuso con un po' di condensazione. Al chiaro di luna, c'era anche una coda molto debole a nord-est. Una scoperta indipendente è stata fatta da C. Torres (Cerro El Roble, Cile) su lastre esposte l'11 ottobre, ma non è stato in grado di confermare l'oggetto fino al 19 ottobre. 

Torres alla prima osservazione, ha stimato la magnitudine in +13 / +14, l'11 e ha descritto la cometa come diffusa, con una condensazione, e c'era una coda che si estendeva per 20 secondi d'arco verso nord-est. Il 19 ottobre, Torres ha detto che la cometa era di magnitudine +16 ed era diffusa, senza condensazione. All'inizio di novembre, J. Gibson (Osservatorio di Palomar, California, USA) ha trovato un'immagine di pre-scoperta su un'esposizione realizzata da S.J. Bus e T. Lauer il 13,27 ottobre, e la magnitudine totale è stata stimata come +14,5.

La prima orbita è stata calcolata da Brian G. Marsden utilizzando le posizioni che abbracciano il periodo dall'11 al 20 ottobre. Sebbene sia stata fornita un'orbita parabolica con una data del perielio del 4,45 ottobre 1977, ha detto che un'orbita ellittica era più probabile e ha fornito una data del perielio di 23,57 settembre 1977 e un periodo di 14,13 anni. Dopo l'annuncio della posizione del 13 settembre, Marsden ha affermato che l'orbita ellittica è stata confermata. 

La data del perielio risultante era il 17,69 settembre 1977 e il periodo era di 12,61 anni.

T = 1977 Sept.17.56067 TT Epoch = 1977 Sept.14.0 TT Peri. = 162.08259 e = 0.6639346 Node = 182.96703 (2000.0) a = 5.3876741 AU Inc. = 18.63075 n'= 0.07881377 q = 1.8106109 AU P = 12.506 years

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1990

Per il ritorno al perielio del 2 aprile 1990, B. Weller, del Cerro Tololo Interamerican Observatory; R. Coker, del California Institute of Technology; e K. Meech, dell'Institute for Astronomy, il 9 maggio 1989, annunciarono il recupero di questa cometa grazie alle osservazioni realizzate con il telescopio CTIO Schmidt utilizzando un prototipo di camera CCD. La cometa è apparsa stellare in tutte e tre le notti di osservazione. Le successive osservazioni hanno poi indicato una correzione rispetto alla previsione di soli -0,37 giorni.

T = 1990 Apr. 2.20304 TT Epoch = 1990 Apr. 19.0 TT Peri. = 162.83623 e = 0.6632083 Node = 182.51451 (2000.0) a = 5.3850320 AU Inc. = 18.71562 n'= 0.07887178 q = 1.8136340 AU P = 12.496 years

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2002

Passaggio al perielio il 23 settembre 2002, al massimo raggiunse una magnitudine intorno a +13..

T = 2002 Sept.23.05584 TT Epoch = 2002 Oct. 13.0 TT Peri. = 163.05059 e = 0.6633703 Node = 182.34953 (2000.0) a = 5.3691921 AU Inc. = 18.76441 n'= 0.07922106 q = 1.8074296 AU P = 12.441 years

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2015

Passaggio al perielio del 1 marzo 2015, fu un'osservazione sfavorevole, e la cometa è stata osservata tra fine primavera ed inizio autunno del 2014, quando ha raggiunto una magnitudine di circa +20,5, poi fu riosservata tra ottobre 2015 e gennaio 2016, quando raggiunse un picco di +18,5 mag.

Epoch = 2015 Feb. 27.0 TT T = 2015 Mar. 1.21901 +/- 0.00088 (m.e.) TT Peri. = 163.80223 +/- 0.00017 Node = 181.45769 +/- 0.00002 (2000.0) Inc. = 19.44379 +/- 0.00002 q = 1.8255031 +/- 0.0000007 AU e = 0.6594912 +/- 0.0000004 a = 5.3611038 +/- 0.0000011 AU n' = 0.07940041 +/- 0.00000002 P = 12.413 +/- 0.0000039 years A1 = +0.120 +/- 0.052 A2 = -0.00666 +/- 0.00026

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Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

15 luglio 2027 - 15 novembre 2039 - 18 marzo 2052 - 31 luglio 2064 - 7 gennaio 2077 -

15 luglio 2089 - 29 gennaio 2102.

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93P/LOVAS

La Cometa Lovas 1, formalmente 93P/Lovas, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Scoperta 1980:

Miklos Lovas (Konkoly Observatory, Ungheria) ha trovato un'immagine di questa cometa su una lastra fotografica esposta il 5,06 dicembre 1980, e l'ha descritta come diffusa, con una condensa. 

La magnitudine è stata stimata in +17. 

La cometa è stata ufficialmente annunciata dalla Circolare n. 3547 dell'8 dicembre. 

È interessante notare che la circolare IAU 3551 ha annunciato il 15 dicembre: "Non è stata segnalata alcuna conferma o smentita dell'esistenza di questo oggetto". 

Questa affermazione ha spinto gli astronomi a inviare le loro osservazioni alle autorità competenti. Lovas ha detto di aver fotografato di nuovo la cometa il 9 dicembre e Tsutomo Seki (Geisei, Giappone) l'ha fotografata il 9.77 dicembre 1981, e la magnitudine era ancora indicata come +17 e non c'era ancora alcuna segnalazione di una coda.

Una scoperta indipendente è stata fatta da C. Kowal (Osservatorio Palomar, California, USA), che ha rilevato la cometa su una fotografia esposta il 14,46 dicembre 1981, ed ha confermato il ritrovamento il 15,49 dicembre. Kowal stava usando il telescopio Schmidt da 1,2 m e la magnitudine della cometa è stata nuovamente indicata come +17.

Successive osservazioni:

Brian G. Marsden annunciò il 2 gennaio 1981 che: 

"l'orbita di questa cometa non può essere determinata in modo affidabile dalle tre posizioni accurate esistenti (IAUC 3554-3555), ma sembra che la cometa potrebbe essere di breve periodo". 

Ha poi aggiunto che le osservazioni erano urgentemente necessarie. 

Successivamente furono ricevute le osservazioni del 6 e 9 gennaio e Marsden riuscì finalmente a calcolare un'orbita, anche se parabolica. Ciò indicava una data del perielio del 23,5 settembre 1980 e una distanza del perielio di 1,47 UA. 

Il primo suggerimento di Marsden che la cometa si muovesse in un'orbita di breve periodo è stato finalmente confermato all'inizio di febbraio, dopo aver ricevuto osservazioni dalla fine di gennaio. 

Ciò ha corretto la data del perielio al 3,6 settembre 1980, la distanza del perielio a 1,675 UA e il periodo orbitale a 9,07 anni.

La cometa è stata recuperata il 7,77 luglio 1989 da Tsutomo Seki, che la trovò con un riflettore da 0,60 m e stimò la magnitudine in +17,5. Ha confermato il recupero il 13,77 luglio. 

Le posizioni precise indicavano la previsione richiedeva una correzione di soli -0,22 giorni. 

La cometa si è lentamente illuminata e a novembre e dicembre 1989 era più luminosa della magnitudine +13.

La cometa ha di nuovo superato il perielio il 14 ottobre 1998, ed era stata recuperata il 17,44 giugno 1998 al Whipple Observatory (Mt. Hopkins). Le osservazioni lì e allo Steward Observatory (Kitt Peak, Arizona, USA) hanno indicato che la magnitudine era compresa tra +17,5 e +18. La cometa è stata ampiamente osservata sia da astronomi professionisti che dilettanti poiché è salita a circa 13a magnitudine alla fine del 1998 e all'inizio del 1999.

Successivamente è tornata al perielio il 17 dicembre 2007 quando ha raggiunto picchi di luminosità intorno a +12 mag, e poi il 1 marzo 2017, arrivando fino a magnitudine +15.

( Curve di luce del 2007 e del 2017, tratte dal sito di Seiichi Yoshida ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

2 maggio 2026 - 6 maggio 2035 - 4 giugno 2044 - 7 luglio 2053 - 5 agosto 2062 - 11 agosto 2071 -

22 agosto 2080 - 26 luglio 2089 - 29 giugno 2098 - 16 luglio 2107.

Parametri orbitali:

93P/Lovas
da 3242 osservazioni 1980 Dic 5-2017 Apr 23, residuo medio 0".50.
  parametri non-gravitazionali A1= -0.01, A2= -0.0049.

  Epoca  = 2017 Feb 16.0 TT              JDT = 2457800.5
      T  = 2017 Mar 1.4525198218 TT      +/- 0.0001953450
   Peri. =  74.8981782816                +/- 0.0000629911
   Nodo  = 339.6273660028 (2000.0)       +/- 0.0000117474
   Incl. =  12.2045393979                +/- 0.0000026136
      q  =   1.7001501442 UA             +/- 0.0000001421
      e  =   0.6126655116                +/- 0.0000000537
     A1  =  -0.0054362781                +/- 0.0060215627
     A2  =  -0.0048519015                +/- 0.0000167213
      a  =   4.3893590557 UA             +/- 0.0000001619
      n  =   0.1071772012                +/- 0.0000000059
      P  =   9.1960571649 anni           +/- 0.0000005088

( Diagramma orbitale - JPL ).

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94P/RUSSELL 4

La 94P/Russell è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane e del gruppo delle Quasi-Hilda.

Dati fisici:

La cometa è classificata come una giovane cometa nana, nel luglio 1995, si stimava che la 94P avesse un diametro medio di circa 5,2 km con una magnitudine assoluta (H) di +15,1. Può avere un nucleo molto allungato con un rapporto assiale di a/b >= 3. E ruota una volta ogni 33,4 ore.

Scoperta:

Questa immagine a lato, è una sezione digitalizzata dell'effettiva lastra fotografica su cui è stata scoperta la cometa. 

La lastra originale è stata esposta da M. Hawkins (Siding Spring Observatory, New South Wales, Australia) il 7,73 marzo 1984 e, dopo che è stata sviluppata, Kenneth S. Russell (UK Schmidt Telescope Unit, Siding Spring Observatory) ha notato la scia luminosa diffusa di un cometa. 

Ha stimato la magnitudine come +13 e ha detto che la cometa ha mostrato una coda notevole di circa 5 minuti d'arco di lunghezza. 

Ricerche immediate in altre lastre effettuate nei giorni precedenti hanno rivelato che le immagini della cometa erano state ottenute pure il 2,74 marzo e il 4,75 marzo, dopodiché Russell annunciò la sua scoperta al Central Bureau for Astronomical Telegrams.

Storia osservativa:

Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha calcolato e pubblicato la prima orbita di questa cometa sulla IAUC 3926 (9 marzo 1984). Ha notato che sebbene l'orbita fosse "piuttosto indeterminata" da così poche posizioni, ha detto "sembra probabile che sia di breve periodo". Ha fornito un'orbita parabolica con una data del perielio del 3,25 dicembre 1983 e un'orbita ellittica con una data del perielio del 3,53 settembre 1984 con un periodo orbitale di 6,20 anni. 

Altre posizioni sono arrivate con il progredire di marzo e il 26 di quel mese, Marsden ha rilasciato una nuova orbita che indicava che la cometa si muoveva effettivamente in un'orbita di breve periodo. 

Da nove posizioni precise ottenute durante il periodo dal 2 al 22 marzo, ha determinato la data del perielio come 6,60 gennaio 1984 e il periodo orbitale di 6,37 anni. Ha notato che la cometa è passata a 0,6 UA da Giove nel 1975. In realtà la data precisa per il perielio era il 5 gennaio 1984.

La cometa è svanita costantemente dopo la sua scoperta nel 1984, ma è stata osservata per un periodo di tempo sufficientemente lungo da consentire una previsione affidabile per il suo prossimo ritorno al perielio nel 1990. 

L'11 dicembre 1989 J. Gibson (OAO Corporation e Jet Propulsion Laboratory , California, USA) ha recuperato la cometa utilizzando il riflettore da 1,5 m al Palomar Observatory. 

La magnitudine nucleare è stata stimata in +19. La posizione indicava che la previsione necessitava di una correzione di soli 0,6 giorni, passò al perielio il 6 luglio 1990.

L'apparizione del 1997 è stata un ritorno molto favorevole con il perielio il 3 febbraio 1997, e la distanza più vicina dalla Terra di 1,26 UA alla fine di marzo 1997. 

A quel tempo la magnitudine era tipicamente stimata in circa +14.

( Curva di luce del 1997 ).

Poi è stata riosservata anche nei successivi passaggi al perielio del 29 agosto 2003, 29 marzo 2010, 27 ottobre 2016, ed è già in corso l'osservazione del passaggio al perielio del 21 maggio 2023.

( Curve di luce del 2003, 2010, 2016, 2023 tratte dal sito di Seiichi Yoshida ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, ci saranno nelle seguenti date:

17 dicembre 2029 - 22 giugno 2036 - 29 novembre 2042 - 25 settembre 2049 - 27 settembre 2056 -

22 settembre 2063 - 15 settembre 2070 - 15 settembre 2077 - 1 agosto 2084 - 3 dicembre 2090 -

22 maggio 2097 - 13 dicembre 2103.

Parametri orbitali:

94P/Russell
da 1277 osservazioni 1984 Mar 2-2017 Mag 5, residuo medio 0".59.
  parametri non-gravitazionali A1= -0.03, A2= +0.0025.

  Epoca  = 2016 Ott 19.0 TT              JDT = 2457680.5
      T  = 2016 Ott 27.6704495336 TT     +/- 0.0002154216
   Peri. =  92.7733153815                +/- 0.0000743542
   Nodo  =  70.8818012981 (2000.0)       +/- 0.0000520255
   Incl. =   6.1855433410                +/- 0.0000036772
      q  =   2.2299904714 UA             +/- 0.0000003699
      e  =   0.3648321714                +/- 0.0000000610
     A1  =  -0.0284897229                +/- 0.0091548114
     A2  =   0.0025276357                +/- 0.0001230957
      a  =   3.5108681061 UA             +/- 0.0000001917
      n  =   0.1498243155                +/- 0.0000000123
      P  =   6.5784226375 anni           +/- 0.0000005388

( Diagramma orbitale - JPL ).

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95P/(2060) CHIRONE

Scoperta:
Chirone, fu scoperto il 1° novembre 1977 da Charles Kowal, su immagini riprese dall’osservatorio di Monte Palomar. Subito dopo la scoperta ricevette la designazione asteroidale provvisoria 1977 UB.
Al momento della sua scoperta Chirone brillava come un oggetto di magnitudine +19 e si trovava a 17,9 UA dal Sole, vicino al suo afelio.

Parametri orbitali:
Chirone si muove lungo un'orbita ellittica con un semiasse di 13,6482136 UA da 8,43 a 18,87 UA con un'eccentricità di 0,3822543 ed un periodo di 50,42 anni, di tipo caotico, compresa all'interno di quella del pianeta Urano, e che interseca periodicamente quella di Saturno (si tratta cioè di un asteroide Crono-secante).
La sua orbita viene molto modificata ogni poche decine di migliaia d'anni dal passaggio ravvicinato con i giganti gassosi del sistema solare, e questo la rende fortemente instabile e difficile da prevedere.
Si è calcolato che nell'anno 1664, Chirone passò all'interno del sistema di Saturno appena un po' più in la dell'orbita di Febe che si pensa possa essere un centauro catturato da Saturno.

Parametri orbitali
(all'epoca JD 2458000,5 4 settembre 2017)
Semiasse maggiore	2.041.772.755 km 13,6482136 UA
Perielio	1.261.296.345 km 8,4311253 UA
Afelio	2.822.249.164 km 18,8653019 UA
Periodo orbitale	18416,72 giorni (50,42 anni)
Velocità orbitale	7 750 km/s (media)
Inclinazione	6,94969°
Eccentricità	0,3822543
Longitudine del nodo ascendente	209,20090°
Argomento del perielio	339,67667°
Anomalia media	153,57909°
Par. Tisserand (TJ)	3,352 (calcolato)
Ultimo perielio	28 febbraio 1996
Prossimo perielio	31 luglio 2046

Dati fisici:
Il diametro di Chirone è stato determinato recentemente tramite lo Spitzer Space Telescope e risulta di 233 ± 14 km, e invece i dati dell'Herschel ci forniscono un valore di 216 ± 10 km , con una media di circa 224 km , mentre il periodo di rotazione, ricavato dalla sua curva di luce è di 5,917813 h.

(Foto HUBBLE).

Superficie:
Dal punto di vista spettrale, nel visibile e nel vicino infrarosso, Chiron è simile agli asteroidi di tipo C, con un albedo geometrico di 0,075 e indici di colore U-B = 0,28 ± 0,06 mag e B-V = 0,70 ± 0,02 mag. Nel vicino infrarosso lo spettro è variabile nel tempo. Nel 1996 e nel 1999 era presente una banda di assorbimento a 2 µm dovuta al ghiaccio d’acqua, mentre nel 1993 non ve n’era traccia, probabilmente perché nascosta dall’attività cometaria, che può rendere più o meno visibile porzioni di superficie.

Tipo spettrale	B ( Tholen ) , Cb ( SMASS ) B – V = 0.704  U – B = 0.283  BB    · C

Spettro:

( Analisi spettrale che ha rilevato la presenza di ghiaccio d'acqua ).

Curva di luce:

( SOPRA - Nel grafico la curva di luce di Chirone ).

Ipotesi anelli:
Nel 2014, rianalizzato i dati raccolti durante le varie occultazioni stellari che lo hanno coinvolto, sono così giunti alla conclusione che le strutture simmetriche attorno all'asteroide - che erano state identificate come getti derivanti dall'attività cometaria - potrebbero essere degli anelli, con un diametro stimato in (324 ± 10) km, questo fatto spiegherebbe anche alcune particolari osservazioni spettroscopiche sulla composizione dell'asteroide.

Il 29 novembre 2011, 2060 Chirone occultò una stella di magnitudine +14,9 ; i dati sono stati ottenuti con successo presso il NASA Infrared Telescope Facility (IRTF) da 3 m su Mauna Kea e il Telescopio Faulkes Telescope North (FTN) Osservatorio globale Las Cumbres da 2 m ad Haleakala. 

La curva luminosa MORIS mostra un rilevamento del corpo solido del nucleo di Chirone con una durata della corda di 16,0 +/- 1,4 s, corrispondente ad una lunghezza dell'accordo di 158 +/- 14 km. 

Le caratteristiche simmetriche a doppia estinzione nella curva della luce FTN indicano la presenza di materiale otticamente spesso a circa 300 km dal punto medio del corpo. 

La durata delle interruzioni indica che tale materiale si trova a : il primo con uno spessore di 3 +/- 2 km , separata da 10–14 km da un secondo di 7 +/- 2 km. 

La simmetria, lo spessore ottico e la dimensione ridotta di queste caratteristiche consentono l'intrigante possibilità di un arco o di un anello di materiale quasi circolare intorno a Chirone.

Attività cometaria:
Nel settembre 1988, Chirone era a 12,5 UA dal Sole, e si scoprì che, in base a un modello asteroidale, il corpo aveva una luminosità maggiore del previsto, in questo caso, vuol dire che la quantità di luce solare che il corpo riflette nello spazio è aumentata. Questa maggiore luminosità era dovuta allo sviluppo di una chioma di tipo cometario, e fu una vera sorpresa per gli astronomi. Successivamente una coda vera e propria fu osservata per la prima volta nel 1993. Importante notare come questa attività cometaria si sia sviluppata in prossimità del passaggio al perielio, avvenuto il 15 febbraio 1996. Al perielio l’irraggiamento solare è di 18,75 W/m2 superiore rispetto all’afelio dove è di 3,805 W/m2 , ed è quindi più facile che il materiale volatile sublimi dalla superficie andando a formare la chioma. Tuttavia, ricerche d'archivio d’immagini precedenti alla scoperta, hanno permesso di accertare uno sfogo anche nel 1972, circa due anni dopo l’afelio. Un comportamento strano, che sfugge alla interpretazione in base ai modelli cometari standard.

Dopo il passaggio al perielio, l’attività cometaria diminuì, fino a raggiungere un minimo nel giugno 1997. Successivamente l’attività aumentò di nuovo fino ad un massimo nell’aprile 2001, a 10,5 UA. 

In generale, Chirone mostra sfoghi a lungo termine, con aumenti di luminosità di circa 1 magnitudine, e variazioni a breve termine, dell’ordine del giorno, con un tasso di 15 millimag/h. 

La natura di questi intensi sfoghi, osservati nel pre/post-perielio, rispettivamente a 12,5 e 10,5 UA dal Sole, non è ancora ben compresa. Il ghiaccio d’acqua non sublima oltre le 6 UA quindi, per spiegare l’esistenza di regioni superficiali che diano luogo ad un’attività cometaria a grandi distanze dal Sole, bisogna invocare la presenza di componenti maggiormente volatili ma minoritari, come il ghiaccio di ossido e di biossido di carbonio (anidride carbonica). 

Il ghiaccio di biossido di carbonio sublima fino a circa 10 UA, mentre quello di ossido di carbonio arriva fino a 25 UA, entrambi con un tasso di sublimazione paragonabile a quello dell’acqua a 3 UA. In effetti, questo è il modello fisico correntemente accettato per Chirone, noto anche come cometa 95P/Chirone.

( Collage di immagini di 95P/(2060) Chirone ).

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96P/MACHHOLZ 1

La 96P/Machholz è una cometa periodica della famiglia dinamica gioviana, e potrebbe essere una cometa interstellare catturata perché presenta una composizione chimica atipica per le comete del sistema solare.

Dati Fisici & correlazioni:

Ha un diametro medio di circa 6,4 km.
Questa cometa è ritenuta da alcuni la progenitrice dello sciame meteorico delle Quadrantidi, visibile ogni anno attorno al 4 gennaio.

Composizione:

L'analisi spettrografica della chioma della 96P/Machholz è stata effettuata durante la sua apparizione nel 2007, come parte del programma di osservazione a lungo termine della composizione delle comete del Lowell Observatory . Se confrontate con le abbondanze misurate di cinque specie molecolari nelle chiome delle altre 150 comete nel loro database, queste misurazioni hanno mostrato che 96P/Machholz ha molte meno molecole di carbonio. Queste altre comete avevano in media 72 volte più cianogeno della 96P/Machholz.

L'unica cometa precedentemente vista con un esaurimento simile sia nelle molecole della catena di carbonio, sia nei cianogeni è la C/1988 Y1 (Yanaka), ma ha un'orbita sostanzialmente diversa.

Attualmente ci sono tre ipotesi per spiegare la composizione chimica del 96P/Machholz:

 - Un'ipotesi per la differenza è che 96P/Machholz fosse una cometa interstellare proveniente dall'esterno del Sistema Solare ed è stata catturata dal Sole. 

 - Un'altra possibilità è che si sia formata in una regione estremamente fredda del Sistema Solare (in modo tale che la maggior parte del carbonio venga intrappolata in altre molecole). 

 - Infine, a causa del fatto che si avvicina moltissimo al Sole al perielio, e la cottura ripetuta da parte del Sole potrebbe averla privata della maggior parte del suo cianogeno.

Scoperta:

Don Edward Machholz (Loma Prieta, California, USA) ha scoperto questa cometa il 12,45 maggio 1986. Allora stava usando un binocolo 29x130. Machholz ha determinato la magnitudine totale come +11,0 e ha detto che l'oggetto era diffuso senza condensa, e con nessuna coda segnalata. 

Charles Morris (vicino a Mt. Wilson, California, USA) ha confermato la cometa il 13 maggio e ha determinato la magnitudine in +9,7 con il suo riflettore da 0,25 m. Stava osservando con Alan Hale, che ha determinato la luminosità come +9,8 con il suo riflettore da 0,20 m.

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Storia osservativa:

(Le tabelle dei dati orbitali sono tratte dal sito di Syuichi Nakano, dalle note NK 1771 e NK 4264)

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1986

La cometa svanì lentamente dopo la scoperta con la diminuzione della distanza dalla Terra che contrastava in qualche modo la crescente distanza dal Sole. Entro la fine di maggio le stime di magnitudine erano generalmente intorno a +11. La cometa ha continuato a mostrare solo una leggera condensazione entro i 2-3 minuti d'arco attraverso la chioma. Le fotografie hanno rivelato una coda corta che si estendeva per circa 4 minuti d'arco intorno a metà maggio, così come un'anti-coda che si estendeva fino a 2 minuti d'arco dal nucleo. La cometa è passata a soli 0,4 UA dalla Terra durante i primi giorni di giugno e da allora in poi la dissolvenza è diventata più rapida.

ORBITA:

Brian G. Marsden ha calcolato e pubblicato la prima orbita per questa cometa sulla IAUC 4217 (15 maggio 1986). Era un'orbita parabolica con una data del perielio del 24 aprile 1986, una distanza del perielio di 0,14 UA e un'inclinazione di 76 gradi. A giugno erano state raccolte osservazioni sufficienti per consentire una soluzione più precisa rispetto alla parabolica. 

Marsden ha pubblicato un'orbita di Syuichi Nakano sulla IAUC 4223 (3 giugno 1986), che indicava che l'orbita non era solo ellittica, ma di breve periodo. L'orbita di Nakano indicava che la data del perielio era il 23,5 aprile 1986, la distanza del perielio era 0,1268 UA, l'inclinazione era di 60 gradi e il periodo orbitale era di 5,34 anni. Ulteriori calcoli di Marsden hanno indicato che la data del perielio poteva essere ancora incerta di un mese o due e che le separazioni minime da Giove potrebbero essersi verificate nel 1972 (1,3 UA) e nel 1984 (1,6 UA).

T = 1986 Apr. 23.51664 TT Epoch = 1986 May 10.0 TT Peri. = 14.53370 e = 0.9580122 Node = 94.50058 (2000.0) a = 3.0192892 AU Inc. = 59.98823 n'= 0.18786549 q = 0.1267734 AU P = 5.246 years

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1988-1990

Con un'orbita di così breve periodo, gli astronomi si sono resi conto che la distanza relativamente piccola dell'afelio avrebbe potuto consentire alla cometa di essere vista completamente attorno alla sua orbita. Le osservazioni sono state ottenute nel 1988, 1989 e 1990, in modo che la cometa sia stata effettivamente vista vicino all'afelio, così come all'inizio del suo ritorno verso il suo prossimo perielio.

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1991

A.C. Gilmore e P.M. Kilmartin (Osservatorio della Mount John University, Aotearoa) hanno fotografato la cometa circa tre settimane prima del perielio. Le loro fotografie con il riflettore da 0,6 m del 3, 4 e 5 luglio hanno rivelato quello che potrebbe essere stato un forte aumento dell'attività della cometa. Le foto del 3 e del 4 hanno rivelato un nucleo di magnitudine +16, mentre quella del 5 ha rivelato un nucleo di 14a magnitudine e una coda sottile e debole che si estendeva per 30 secondi d'arco verso sud-sudovest. 

La cometa non è stata vista dagli astronomi dilettanti fino a dopo il perielio. Durante l'ultimo giorno di luglio e i primi giorni di agosto, le stime di magnitudine erano generalmente comprese tra +8 e +9. 

La distanza più vicina dalla Terra di 0,94 UA, è avvenuta il 7 agosto, e da allora in poi la cometa svanì rapidamente.

T = 1991 July 21.98241 TT Epoch = 1991 July 3.0 TT Peri. = 14.53635 e = 0.9583691 Node = 94.51755 (2000.0) a = 3.0157142 AU Inc. = 60.14610 n'= 0.18819965 q = 0.1255469 AU P = 5.237 years

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1996

Questo non è stato un ritorno favorevole. I primi tentativi di rilevare la cometa mentre si avvicinava al perielio furono fatti da A. Pearce (Australia) il 24 agosto e il 21 settembre, e si disse che la cometa doveva essere più debole di magnitudine +12,5 il primo giorno e più debole di +11 il il secondo. 

La cometa doveva essere al perielio il 15 ottobre 1996. È interessante notare che il satellite SOHO ha fotografato la cometa dal 13 al 16 ottobre. Il dottor O. Christopher St. Cyr ha detto che le immagini del satellite hanno rivelato che la cometa era allora di magnitudine +4,5 con una coda lunga circa 2°.

T = 1996 Oct. 15.06712 TT Epoch = 1996 Oct. 4.0 TT Peri. = 14.58612 e = 0.9586365 Node = 94.53202 (2000.0) a = 3.0151781 AU Inc. = 60.07418 n'= 0.18824984 q = 0.1247185 AU P = 5.236 years

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2002

È entrata nel campo visivo degli strumenti LASCO C2 e C3 del telescopio solare orbitante SOHO anche nel 2002. Durante il passaggio del 2001/2002 la cometa si è illuminata di magnitudine -2.

ORBITA:

T = 2002 Jan. 8.62428 TT Epoch = 2002 Jan. 6.0 TT Peri. = 14.58061 e = 0.9588121 Node = 94.60843 (2000.0) a = 3.0131331 AU Inc. = 60.18677 n'= 0.18844152 q = 0.1241045 AU P = 5.230 years

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2007

Il 3 aprile 2007, vicina al suo perielio, e con una magnitudine prevista a +2, divenne visibile ad occhio nudo, tuttavia era molto difficile osservarla poiché era molto vicina al disco solare.

Dal 2 al 6 aprile 2007 è transitata nel campo visivo dello strumento LASCO/C3 del telescopio orbitante SOHO, raggiungendo il picco di massima luminosità il 4 aprile.

La cometa, con una luminosità di circa +7 mag, è stata poi trovata nel cielo mattutino solo dopo la metà di aprile del 2007.

ORBITA:

T = 2007 Apr. 4.62213 TT Epoch = 2007 Apr. 10.0 TT Peri. = 14.61818 e = 0.9586856 Node = 94.55061 (2000.0) a = 3.0163101 AU Inc. = 59.95530 n'= 0.18814388 q = 0.1246170 AU P = 5.239 years

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2012

Tra il 12 e il 17 luglio 2012, 96P/Machholz era visibile nel campo visivo di SOHO LASCO/C3 e si prevedeva un aumento della luminosità fino a circa una magnitudine di +2. 

Nelle immagini SOHO/C2 sono stati rilevati due piccoli frammenti deboli di 96P/Machholz. 

I frammenti erano cinque ore avanti rispetto alla corpo principale e probabilmente si sono frammentati dalla cometa durante il passaggio del perielio del 2007.

ORBITA:

T = 2012 July 14.78519 TT Epoch = 2012 July 12.0 TT Peri. = 14.75595 e = 0.9591821 Node = 94.32426 (2000.0) a = 3.0327555 AU Inc. = 58.29902 n'= 0.18661562 q = 0.1237907 AU P = 5.281 years

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2017

Il perielio era il 27 ottobre 2017. Al massimo avvicinamento al Sole, lo ha superato a 0,12395 UA (18.543.000  km). I coronografi su SOHO stavano monitorando il passaggio ravvicinato di questa cometa per la quinta volta. La sua luminosità massima doveva essere di circa +2,0 proprio quando era più vicino al Sole.

I frammenti visti nel passaggio precedente non sono stati rilevati.

ORBITA:

Epoch = 2017 Oct. 14.0 TT T = 2017 Oct. 27.96057 +/- 0.00005 (m.e.) TT Peri. = 14.79288 +/- 0.00001 Node = 94.25441 +/- 0.00001 (2000.0) Inc. = 58.13775 +/- 0.00003 q = 0.1239489 +/- 0.0000001 AU e = 0.9591637 +/- 0.0000001 a = 3.0352667 +/- 0.0000050 AU n' = 0.18638407 +/- 0.00000046 P = 5.288 +/- 0.0000131 years A1 = -0.007 +/- 0.005 A2 = -0.00017 +/- 0.00000

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Passaggi futuri:

Il prossimo passaggio al perielio ci sarà il 31 gennaio 2023.

T = 2023 Jan. 31.08633 TT Epoch = 2023 Jan. 16.0 TT Peri. = 14.74853 e = 0.9615854 Node = 93.95411 (2000.0) a = 3.0307515 AU Inc. = 57.50299 n'= 0.18680074 q = 0.1164252 AU P = 5.276 years

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

12 maggio 2028 - 16 agosto 2033 - 20 novembre 2038 - 21 febbraio 2044 - 24 maggio 2049 -

26 agosto 2054 - 13 dicembre 2059 - 4 aprile 2065 - 14 luglio 2070 - 1 novembre 2075 -

12 febbraio 2081 - 27 maggio 2086 - 5 settembre 2091 - 13 dicembre 2096 - 24 marzo 2102.

Parametri orbitali:
Orbita con un semiasse maggiore di 3,0307487 UA ma ha un perielio di soli 0,1164254 UA mentre con l'afelio si spinge fino a 5,945 UA oltre l'orbita di Giove, il suo periodo di rivoluzione è di 5,28 anni, ed ha un'eccentricità orbitale di 0,9615853 molto elevata, come è elevata l'inclinazione pari a 57,50295° sull'eclittica.

( Nel grafico l'orbita della cometa ).

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97P/METCALF-BREWINGTON

La Cometa Metcalf-Brewington, formalmente indicata 97P/Metcalf-Brewington, è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Essa è un membro di un piccolo numero di comete della famiglia di Giove che hanno esibito uno sfogo (outburst) prima o dopo il passaggio al perielio, queste comete hanno manifestato un incremento della luminosità di circa 9 magnitudini.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di 3,4 km.

Scoperta:

Il reverendo Joel Hastings Metcalf (Taunton, Massachusetts, USA) ha scoperto questa cometa nella costellazione di Eridano su una fotografia esposta il 15 novembre 1906, e ne ha stimato la magnitudine come +12 e ha descritto la cometa con un diametro di circa 2 minuti d'arco, con una distinta condensazione centrale. La cometa fu ampiamente osservata, ma solo fino al 16 gennaio 1907, il breve periodo osservativo portò ad un'incertezza di diverse settimane nel suo periodo orbitale e la cometa andò perduta.

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Storia osservativa:

(Le curve di luce sono tratte dal sito di Seiichi Yoshida, mentre le tabelle con i dati orbitali sono tratte dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 2168).

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1906

La cometa fu ampiamente osservata, ma solo fino al 16 gennaio 1907, il breve periodo osservativo portò ad un'incertezza di diverse settimane nel suo periodo orbitale e la cometa andò perduta.

La prima orbita fu calcolata da Carl Wilhelm Ludwig Martin Ebell e fu pubblicata per la prima volta il 28 novembre 1906, era un'orbita parabolica con una data del perielio del 15,83 settembre 1906 e una distanza del perielio di 1,993 UA. 

All'inizio di dicembre Crawford calcolò la prima orbita ellittica, con la data del perielio data per il 16,95 ottobre 1906 e la distanza del perielio è stata data come 1,630 UA, il periodo orbitale era di 6,89 anni, ma dopo l'osservazione finale, l'orbita è stata rivista e il periodo orbitale è stato calcolato in 7,77 anni.

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Passaggi non-osservati:

I calcoli hanno rivelato che la cometa sarebbe probabilmente tornata al perielio nel giugno 1915, e sono state effettuate ricerche e Leavitt ha riferito di aver recuperato questa cometa il 10,22 febbraio 1915, tuttavia, pochi giorni dopo, Edward Charles Pickering disse che l'oggetto trovato da Leavitt si rivelò essere un pianeta minore. La cometa non fu recuperata e nel 1922 Gerald Merton rivelò che la cometa aveva superato a 0,86 UA da Giove il 15 settembre 1911, il che alterò leggermente l'orbita.

Per l'apparizione del 1922, le ricerche furono effettuate utilizzando le orbite fornite da A.C.D. Crommelin e da Merton. Il primo ha suggerito una data del perielio nel dicembre 1921, mentre il secondo l'ha indicata per il 3 marzo 1922, ma la cometa non è stata nuovamente trovata.

Le ricerche furono nuovamente tentate nel 1929, utilizzando l'orbita di Merton che indicava una data del perielio del 23 novembre 1929. Questa non fu considerata un'apparizione favorevole e la cometa non fu localizzata.

Si presumeva che la cometa fosse perduta e fu generalmente ignorata durante i successivi 4 decenni, ma una nuova analisi dell'apparizione del 1906-1907 fu fatta da V.V. Emel'yanenko, N.Yu. Goryajnova e N.A. Belyaev nel 1975, che hanno confermato il passaggio ravvicinato a Giove nel settembre 1911, ma hanno aggiunto che si sono verificati ulteriori passaggi ravvicinati durante l'agosto del 1935 (1,17 UA) e l'agosto del 1969 (1,05 UA), e prevedevano che la cometa sarebbe arrivata al perielio il 20,92 giugno 1975,, ma le ricerche non hanno rivelato nulla.

Un'altra previsione è stata fatta per l'apparizione della cometa del 1983. All'inizio di gennaio Jeff Johnston e Michael Candy (Perth Observatory, Australia) stavano conducendo una ricerca fotografica per la cometa periodica perduta quando hanno trovato un oggetto diffuso di 15a magnitudine su una lastra esposta il 5 gennaio. Ulteriori immagini sono state trovate su lastre esposte a gennaio 7 e 9. 

Le immagini ovviamente non rappresentavano il moto previsto per la cometa Metcalf e l'oggetto fu annunciato come una nuova cometa, ma non sono state ottenute altre immagini e non è stato possibile determinare un'orbita ragionevole, poi il riesame delle tre lastre ha rivelato che le "osservazioni" non erano altro che difetti delle lastre fotografiche.

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1991

Howard J. Brewington (vicino a Cloudcroft, New Mexico, USA) era a caccia di comete la notte del 7 gennaio 1991, quando trovò un oggetto diffuso il 7,18 gennaio 1991, e ne ha determinato la magnitudine totale come +9,8 e ha detto che l'oggetto era fortemente condensato. 

Una scoperta indipendente è stata fatta anche da William A. Bradfield il 7,53 gennaio, ma fu segnalato troppo tardi e la cometa non porta il suo nome. 

Il 9 gennaio il Central Bureau for Astronomical Telegrams ha annunciato che la cometa di Brewington era identica alla cometa periodica perduta di Metcalf.

Brewington ha trovato la cometa solo due giorni dopo il suo passaggio al perielio del 5 gennaio 1991, e dopo aver superato il perielio, la cometa si è illuminata di circa 9 magnitudini a metà gennaio, quindi ha iniziato a sbiadire.

ORBITA:

T = 1991 Jan. 5.62711 TT Epoch = 1991 Jan. 24.0 TT Peri. = 208.04852 e = 0.5939121 Node = 187.78839 (2000.0) a = 3.9190714 AU Inc. = 13.02837 n'= 0.12703673 q = 1.5914876 AU P = 7.758 years

Quando la cometa ha lasciato le vicinanze del Sole nel 1991, è passata vicino a Giove il 28 marzo 1993 (0,11 UA). Il risultato è stato che il periodo orbitale è aumentato a circa 10,5 anni e la distanza del perielio è aumentata a circa 2,61 UA.

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2001

Nel corso della ricerca di routine di asteroidi vicini alla Terra, il programma LINEAR ha trovato un oggetto simile a un asteroide il 26 settembre 2000. La magnitudine è stata data come +19.0. 

G.V. Williams (Minor Planet Center) ha identificato l'asteroide come la cometa 97P. 

Era quindi a 1,1° dalla previsione, che indicava che serviva una correzione alla data del perielio prevista di circa +3,5 giorni.

Passaggio al perielio il 14 aprile 2001.

ORBITA:

T = 2001 Apr. 15.00726 TT Epoch = 2001 Apr. 1.0 TT Peri. = 229.71560 e = 0.4564288 Node = 186.43868 (2000.0) a = 4.8033326 AU Inc. = 17.98524 n'= 0.09362462 q = 2.6109530 AU P = 10.527 years

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2011

Passaggio al perielio il 20 agosto 2011.

ORBITA:

Epoch = 2011 Aug. 27.0 TT T = 2011 Aug. 20.95670 +/- 0.00170 (m.e.) TT Peri. = 228.21191 +/- 0.00037 Node = 185.20799 +/- 0.00006 (2000.0) Inc. = 17.88628 +/- 0.00005 q = 2.5966760 +/- 0.0000072 AU e = 0.4593234 +/- 0.0000020 a = 4.8026417 +/- 0.0000046 AU n' = 0.09364483 +/- 0.00000014 P = 10.525 +/- 0.0000153 years A1 = -1.170 +/- 0.566 A2 = -1.43345 +/- 0.04956

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2022

Passaggio al perielio il 15 febbraio 2022.

ORBITA:

T = 2022 Feb. 15.54461 TT Epoch = 2022 Mar. 2.0 TT Peri. = 229.96849 e = 0.4599192 Node = 184.07867 (2000.0) a = 4.7588384 AU Inc. = 17.95220 n'= 0.09494075 q = 2.5701571 AU P = 10.381 years

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Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

19 luglio 2032 - 17 gennaio 2043 - 4 agosto 2053 - 12 febbraio 2064 - 25 luglio 2074 -

25 gennaio 2085 - 18 marzo 2095 - 26 maggio 2105.

Parametri orbitali:

Dati attuali:

Epoch = 2022 Mar. 2.0 TT T = 2022 Feb. 15.53405 +/- 0.00156 (m.e.) TT Peri. = 229.96632 +/- 0.00035 Node = 184.07829 +/- 0.00005 (2000.0) Inc. = 17.95206 +/- 0.00002 q = 2.5701585 +/- 0.0000007 AU e = 0.4599174 +/- 0.0000002 a = 4.7588246 +/- 0.0000019 AU n' = 0.09494116 +/- 0.00000006 P = 10.381 +/- 0.0000062 years A1 = +1.224 +/- 0.363 A2 = -1.43331 +/- 0.00330

Dati del prossimo perielio:

T = 2032 July 19.47780 TT Epoch = 2032 July 27.0 TT Peri. = 230.18160 e = 0.4593498 Node = 184.01791 (2000.0) a = 4.7814587 AU Inc. = 17.92169 n'= 0.09426782 q = 2.5850967 AU P = 10.455 years

( Diagramma orbitale - JPL ).

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98P/TAKAMIZAWA

La 98P/Takamizawa, o Cometa Takamizawa, è una debole cometa periodica del Sistema solare, che fa parte di un piccolo numero di comete della famiglia dinamica delle comete gioviane, che esibiscono sfoghi (outburst) e che grazie a questi arrivano ad incrementare la loro luminosità fino a 9 magnitudini.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 5,4 km.

Scoperta:

Fu scoperta da Kesao Takamizawa il 30 luglio 1984, come un oggetto della decima magnitudine. Successivamente, la cometa fu individuata in immagini risalenti al 26 luglio come un oggetto della diciassettesima magnitudine.

Storia osservativa:

La cometa è stata osservata in tutti i successi ritorni, fino a quello del 2021, ma non ha più manifestato un incremento nella luminosità analogo a quello registrato nel 1984.

Kesao Takamizawa (Giappone) ha scoperto questa cometa il 30,53 luglio 1984 nella costellazione del Capricorno, ed ha stimato la magnitudine in +10 dicendo che la cometa aveva un diametro di 2 minuti d'arco. La cometa è stata confermata da K. Saito (Osservatorio di Tokyo, Stazione Dodaira, Giappone) il 31.68 luglio e da C.S. Morris e A. Hale (Whitaker Peak, California, USA) il 1,41 agosto. 

Saito ha stimato la magnitudine come +10, mentre Morris e Hale l'hanno determinata rispettivamente come +9,5 e +9,3, inoltre Morris ha aggiunto che una coda debole si estendeva per 4-5 minuti d'arco verso ovest.

Tsutomo Seki (Geisei, Giappone) ha trovato un'immagine pre-scoperta su una lastra fotografica esposta il 26,68 luglio, stimandone la grandezza nell'immagine trascinata come +17.

P. Wild (Zimmerwald, Svizzera) ha trovato immagini di pre-scoperta su lastre esposte il 6.03 e l'8,04 luglio, affermando che l'8 luglio era stata già notata all'epoca, ma a causa del suo "coma asimmetrico luminoso e con la coda a forma di ventaglio", fu giudicata come un difetto della lastra fotografica, dopodiché non era stato possibile trovare un'immagine simile sulla lastra del 6 luglio. 

Anche se un'immagine è stata trovata sulla lastra del 6 luglio, ma solo dopo che era stata calcolata la prima orbita, l'immagine consisteva in un "nucleo distinto" di magnitudine +17 situato all'interno di un "coma molto tenue". La magnitudine totale della cometa è stata stimata in +16 il 6 luglio. e in +13 l'8 luglio.

La prima orbita è stata pubblicata il 3 agosto 1984, da parte di Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams), che ha calcolato un'orbita parabolica utilizzando 8 posizioni ottenute nel periodo dal 31 luglio al 2 agosto, indicando una data del perielio per il 5 maggio 1984 e una distanza del perielio di 1,56 UA, ed ha aggiunto: "È abbastanza probabile che la cometa sia di breve periodo".

Il 7 agosto, la circolare dell'Unione Astronomica Internazionale, numero 3970 ha detto che Syuichi Nakano (Tokyo, Giappone) e Marsden avevano confermato in modo indipendente che la cometa si muoveva in un'orbita di breve periodo, con il perielio previsto tra il 23 e il 26 maggio a una distanza di circa 1,57 UA, ed i calcoli indicavano anche che il periodo orbitale era compreso tra 6,49 e 7,23 anni. Dopo l'annuncio delle immagini pre-scoperta, Marsden ha pubblicato una nuova orbita il 20 agosto, che indicava una data del perielio per il 24 maggio 1984 e un periodo orbitale di 7,26 anni.

La cometa è svanita dopo la sua scoperta, avendo già superato sia il perielio, sia la distanza più vicina dalla Terra. Alla fine di agosto era vicina a magnitudine +10,5 ed era vicino a magnitudine +12 entro la fine di settembre. La cometa è stata vista l'ultima volta il 25 novembre 1984.

La cometa è stata poi recuperata il 17,49 febbraio 1991, da James V. Scotti (Università dell'Arizona, USA) con il telescopio Spacewatch. La magnitudo totale è stata quindi determinata tra +19,6 e +19,9. Scotti ha detto che c'era una coda che si estendeva per circa 30 secondi d'arco verso PA 285-290 gradi. Le sue posizioni precise indicavano che la previsione richiedeva una correzione di -0,5 giorni. 

Sebbene ci si aspettasse che la cometa raggiungesse la magnitudine +16 nei mesi di luglio e agosto, le osservazioni di astronomi dilettanti nel mese di agosto hanno rivelato che la cometa aveva raggiunto la magnitudine +14. La cometa è stata tenuta sotto osservazione fino al 13 settembre 1991.

La cometa è poi tornata al perielio il 7 novembre 1998, e questa non è stata un'apparizione favorevole, con solo 13 osservazioni fatte durante il periodo dal 2 marzo 1998 al 19 giugno. 

La magnitudine più brillante riportata è stata +18,7.

Sotto riportiamo i grafici dei passaggi al perielio del 6 marzo 2006 , e di quello più favorevole del 5 agosto 2013.

( Curve di luce del 2006 e del 2013, tratte dal sito di Seiichi Yoshida ).

L'ultimo passaggio al perielio osservato è quello del 4 gennaio 2012, dove la cometa, al massimo, ha raggiunto una magnitudine di circa +18.

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno il:

27 aprile 2028 - 23 gennaio 2035 - 9 dicembre 2041 - 17 novembre 2048 - 26 ottobre 2055 -

29 settembre 2062 - 2 settembre 2069 - 8 giugno 2076 - 4 giugno 2083 - 27 maggio 2090 -

29 maggio 2097 - 1 giugno 2104.

Parametri orbitali:

Dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 3635, riportiamo i dati orbitali riguardo ai recenti passaggi osservati:

T = 1991 Aug. 17.91338 TT Epoch = 1991 Aug. 12.0 TT Peri. = 147.67746 e = 0.5745907 Node = 124.92056 (2000.0) a = 3.7369969 AU Inc. = 9.47946 n'= 0.13643317 q = 1.5897534 AU P = 7.224 years T = 1998 Nov. 7.99417 TT Epoch = 1998 Nov. 3.0 TT Peri. = 147.80172 e = 0.5751759 Node = 124.84732 (2000.0) a = 3.7313950 AU Inc. = 9.48974 n'= 0.13674052 q = 1.5851865 AU P = 7.208 years T = 2006 Mar. 6.46910 TT Epoch = 2006 Mar. 6.0 TT Peri. = 157.88000 e = 0.5621234 Node = 114.76589 (2000.0) a = 3.7972919 AU Inc. = 10.55697 n'= 0.13319659 q = 1.6627454 AU P = 7.400 years

Epoch = 2013 Aug. 16.0 TT T = 2013 Aug. 5.38066 +/- 0.00013 (m.e.) TT Peri. = 157.88803 +/- 0.00009 Node = 114.74143 +/- 0.00005 (2000.0) Inc. = 10.54398 +/- 0.00001 q = 1.6735350 +/- 0.0000004 AU e = 0.5606764 +/- 0.0000001 a = 3.8093446 +/- 0.0000003 AU n' = 0.13256494 +/- 0.00000002 P = 7.435 +/- 0.0000010 years A1 = +0.736 +/- 0.010 A2 = +0.04805 +/- 0.00014

T = 2021 Jan. 4.93604 TT Epoch = 2020 Dec. 17.0 TT Peri. = 157.92164 e = 0.5622564 Node = 114.71168 (2000.0) a = 3.7990646 AU Inc. = 10.56142 n'= 0.13310337 q = 1.6630161 AU P = 7.405 years

( Diagramma orbitale al 2022 - JPL ).

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99P/KOWAL 1

La cometa Kowal 1, formalmente 99P/Kowal, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane in fase di transizione verso il sistema solare interno.

Per le sue dimensioni di stima un diametro medio di circa 10,2 km.

Scoperta:

Charles T. Kowal (Osservatorio Palomar, California, USA) ha scoperto questa cometa su una lastra fotografica esposta con il telescopio Schmidt da 122 cm il 24 aprile 1977. Ha stimato la magnitudine tra +16 e +17 e ha descritto la cometa come diffusa con una certa condensazione e una coda che si estende per 2 minuti d'arco verso nord-est. Era allora nella costellazione della Vergine. 

Le immagini sono apparse anche su lastre esposte con lo stesso telescopio il 25 e 26 aprile.

Storia osservativa:

La cometa aveva già superato il perielio del 31 dicembre 1976, quando è stata trovata nel 1977 ed è rimasta visibile fino al 17 giugno, quando si avvicinava alla magnitudine +19.

Utilizzando le osservazioni ottenute dal 24 aprile al 19 maggio, Brian G. Marsden ha calcolato un'orbita ellittica con un periodo di 18,6 anni, ma man mano che sono state ottenute ulteriori osservazioni, il periodo è stato rivisto. 

Nel 1979 Marsden ha indicato il periodo come 15,11 anni e ha affermato che il breve arco di osservazione ha portato a un'incertezza di circa 2 settimane.

Syuichi Nakano ha fornito una previsione per il ritorno del 1992, determinando la data del perielio per il 12,88 giugno 1992 e ha dato il periodo orbitale come 15,08 anni, risultando poi errata di un mese.

J.V. Scotti, utilizzando il telescopio Spacewatch a Kitt Peak, ha recuperato la cometa il 21,41 febbraio 1991, alla magnitudine di +18,4, la posizione precisa indicava una data effettiva del perielio del 13 marzo 1992 con un periodo orbitale di 15,02 anni. 

La cometa stava quindi esibendo una chioma larga 15 secondi d'arco e una coda che si estendeva per 29 secondi d'arco in PA 297°, ed è stata seguita fino al 25 aprile 1992.

Per l'apparizione del 2007, le osservazioni di questa cometa hanno attraversato il periodo dal 21 ottobre 2004 al 9 luglio 2008. La cometa è stata più o meno osservata intorno all'opposizione ogni anno in cui è stata osservata, raggiungendo una magnitudine massima di +18,0 / +18,5 all'inizio del 2005, +17,0 all'inizio 2006, +16,5 intorno alla metà del 2007 e +17,5 intorno alla metà del 2008.

( Curva di luce, negli anni intorno al passaggio al perielio del 15 gennaio 2007, estratta dal sito di Seiichi Yoshida ).

Il passaggio al perielio del 12 aprile 2022 è attualmente in corso e quindi in aggiornamento nel corso del tempo. Al perielio ha raggiunto una luminosità massima di circa +16 mag.

( Curva di luce intorno agli anni del passaggio al perielio del 2022, in fase di aggiornamento ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, qui riportati, sono stati calcolati da Kazuo Kinoshita.

Il prossimo ci sarà il 6 maggio 2037, senza particolari modifiche rispetto agli attuali parametri orbitali.

Per il passaggio al perielio del 16 ottobre 2051, la cometa si troverà a ridosso di Giove per quasi tutto il 2051, con un lungo passaggio ravvicinato nella sfera di influenza del pianeta gigante, che infine ne aumenterà sia la sua distanza del perielio da 4,75 a 4,88 UA, e sia il suo periodo di rivoluzione da 15,21 a 16,13 anni.

Poi ne seguiranno altri nelle seguenti date:

13 settembre 2067 - 19 settembre 2083 - 11 novembre 2099 - 26 giugno 2116.

Parametri orbitali:

Dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 3282, vi riportiamo i parametri orbitali per i vari passaggi al perielio osservati:

T = 1977 Jan. 1.69555 TT Epoch = 1977 Jan. 17.0 TT Peri. = 172.44337 e = 0.2351693 Node = 29.11732 (2000.0) a = 6.0920587 AU Inc. = 4.39581 n'= 0.06554778 q = 4.6593936 AU P = 15.036 years T = 1992 Mar. 13.89476 TT Epoch = 1992 Feb. 28.0 TT Peri. = 174.78286 e = 0.2324732 Node = 28.77570 (2000.0) a = 6.0874323 AU Inc. = 4.39205 n'= 0.06562251 q = 4.6722677 AU P = 15.019 years

Epoch = 2007 Jan. 20.0 TT T = 2007 Jan. 15.70067 +/- 0.00079 (m.e.) TT Peri. = 172.82272 +/- 0.00015 Node = 28.40220 +/- 0.00012 (2000.0) Inc. = 4.34522 +/- 0.00001 q = 4.7183043 +/- 0.0000007 AU e = 0.2271957 +/- 0.0000001 a = 6.1054322 +/- 0.0000002 AU n' = 0.06533253 +/- 0.00000000 P = 15.086 +/- 0.0000008 years

T = 2022 Apr. 12.64333 TT Epoch = 2022 Apr. 11.0 TT Peri. = 174.93257 e = 0.2292452 Node = 28.10187 (2000.0) a = 6.1058405 AU Inc. = 4.33962 n'= 0.06532597 q = 4.7061056 AU P = 15.088 years

( Diagramma orbitale al perielio del 2022 - dati JPL ).

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100P/HARTLEY 1

La cometa Hartley 1, formalmente 100P/Hartley, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Passaggi ravvicinati:

Nel marzo-aprile 1905 ha avuto un incontro ravvicinato e prolungato col pianeta Giove giungendo il 7 marzo 1905 a sole 0,1769 UA da esso.

Il 29 aprile 2164 la cometa passerà a 0,487 UA (72.900.000 km) dalla Terra.

Scoperta:

L'astronomo Malcolm Hartley (UK Schmidt Telescope Unit, Australia) ha scoperto questa cometa su una coppia di lastre fotografiche esposte con uno Schmidt da 1,2 m il 13.38 giugno 1985 e il 13,48 giugno, e ne ha stimato la magnitudine in +16 e ha detto che c'era una coda prominente che si estendeva per un minuto d'arco verso sud-est.

Osservazioni:

Dopo l'acquisizione da parte di Hartley di una foto della cometa il 10 luglio 1985, Brian G. Marsden è stato in grado di calcolare un'orbita ellittica che ha pubblicato per la prima volta il 18 luglio, e ciò ha rivelato una data del perielio dell'11 giugno 1985, una distanza del perielio di 1,54 UA e un periodo orbitale di 5,66 anni.

Durante la prima apparizione, la cometa fu tenuta sotto osservazione solo fino al 14 agosto 1985, ovvero per appena due mesi, e quindi c'era una certa incertezza nell'orbita. 

Utilizzando le posizioni disponibili, Syuichi Nakano predisse che la cometa sarebbe arrivata al perielio il 28,75 aprile 1991. La cometa poteva anche andare persa se non fosse stato per il recupero accidentale di Carolyn & Eugene Shoemaker e David Levy nel 1991. Utilizzando lo Schmidt da 0,46 m al Palomar Observatory, il team ha annunciato la scoperta di una cometa su una coppia di lastre fotografiche esposte il 12 marzo 1991, e l'hanno descritta di magnitudine +16,5, diffusa e condensata, con una coda che si estende per un minuto d'arco. Brian G. Marsden (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) ha notato che la cometa era a circa 16 gradi dalla previsione della cometa periodica Hartley 1 e si stava muovendo in modo simile a quanto ci si aspetterebbe per quella cometa, ed ha quindi calcolato un'orbita che ha collegato con successo le posizioni del 1985 e del 1991, notando che Hartley 1 aveva superato 0,36 UA da Giove nel febbraio 1988. Marsden ha mostrato che la data del perielio della cometa nel 1991 era il 17,68 maggio.

La cometa ha raggiunto una magnitudine massima di +14 durante l'apparizione del 1991. 

Mentre la magnitudine massima era di +14,5 durante l'apparizione del 28 maggio 1997 e di +18 durante l'apparizione del 18 agosto 2003.

( Curve di luce del 1997 e 2003, tratte dal sito di Seiichi Yoshida ).

Il passaggio al perielio del 6 dicembre 2009 di è rivelato molto sfavorevole per l'osservazione, mentre è stato migliore il passaggio del 2 aprile 2016 quando la cometa ha raggiunto una luminosità di +15 mag. Attualmente è in corso l'osservazione del passaggio al perielio del 10 agosto 2022, dove arriverà a circa +17,5 mag.

( Curve di luce del 2016 e 2022 ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

15 dicembre 2028 - 28 aprile 2035 - 7 settembre 2041 - 18 gennaio 2048 - 1 giugno 2054 -

7 ottobre 2060 - 15 febbraio 2067 - 10 giugno 2073 - 23 settembre 2079 - 22 novembre 2085 -

15 novembre 2091 - 21 settembre 2097 - 19 maggio 2103.

Parametri orbitali:

Dati tratti dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 3941 :

T = 1985 June 11.65134 TT Epoch = 1985 June 24.0 TT Peri. = 174.14407 e = 0.5120783 Node = 41.06325 (2000.0) a = 3.1557906 AU Inc. = 24.93210 n'= 0.17580928 q = 1.5397787 AU P = 5.606 years T = 1991 May 17.67601 TT Epoch = 1991 May 24.0 TT Peri. = 178.75632 e = 0.4506916 Node = 38.94905 (2000.0) a = 3.3102899 AU Inc. = 25.72461 n'= 0.16364586 q = 1.8183702 AU P = 6.023 years T = 1997 May 28.51406 TT Epoch = 1997 June 1.0 TT Peri. = 178.93142 e = 0.4506076 Node = 38.90315 (2000.0) a = 3.3103500 AU Inc. = 25.72322 n'= 0.16364141 q = 1.8186810 AU P = 6.023 years T = 2003 Aug. 18.01367 TT Epoch = 2003 Aug. 29.0 TT Peri. = 181.53106 e = 0.4191427 Node = 37.89222 (2000.0) a = 3.4082569 AU Inc. = 25.66365 n'= 0.15664105 q = 1.9797109 AU P = 6.292 years T = 2009 Dec. 6.14803 TT Epoch = 2009 Nov. 25.0 TT Peri. = 181.70795 e = 0.4186340 Node = 37.84483 (2000.0) a = 3.4099142 AU Inc. = 25.65422 n'= 0.15652687 q = 1.9824081 AU P = 6.297 years

Epoch = 2016 Apr. 2.0 TT T = 2016 Apr. 2.02284 +/- 0.00054 (m.e.) TT Peri. = 181.86138 +/- 0.00023 Node = 37.72513 +/- 0.00002 (2000.0) Inc. = 25.58918 +/- 0.00002 q = 2.0105576 +/- 0.0000007 AU e = 0.4134793 +/- 0.0000002 a = 3.4279399 +/- 0.0000018 AU n' = 0.15529386 +/- 0.00000012 P = 6.347 +/- 0.0000051 years A1 = +0.252 +/- 0.017 A2 = -0.00322 +/- 0.00085

T = 2022 Aug. 10.95728 TT Epoch = 2022 Aug. 9.0 TT Peri. = 181.97246 e = 0.4121260 Node = 37.68699 (2000.0) a = 3.4320846 AU Inc. = 25.56620 n'= 0.15501264 q = 2.0176333 AU P = 6.358 years

( Diagramma orbitale - JPL ).

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101P/CHERNIKH A/B

La 101P/Chernykh A e B sono 2 comete periodiche frammentatesi nell'aprile del 1991 quando era a 3,3 UA dal Sole, e sono appartenenti alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Per il Frammento A, James V. Scotti (1994), ha stimato un diametro medio di circa 5,6 km.

Scoperta 1977:

L'astronomo russo Nikolaj Stepanovich Chernykh (Osservatorio astrofisico della Crimea, Russia) ha scoperto questa cometa con un astrografo di 0,4 m, nel corso di un programma regolare di monitoraggio dei pianeti minori, il 19 agosto 1977, mentre si trovava quindi all'interno della costellazione dei Pesci, e ne ha stimato la magnitudine in +14 e ha descritto la cometa come diffusa, con una condensazione. Chernykh ha poi confermato la sua scoperta il 20 agosto 1977.

Un'orbita ellittica è stata calcolata per la prima volta per questa cometa il 7 settembre 1977, quando M.P. Candy ha riferito come la cometa avrebbe superato il perielio il 2,9 gennaio 1978, con la distanza del perielio di 2,640 UA, ed il periodo orbitale è stato dato come 13,0 anni, ma poi le orbite indipendenti pubblicate da Candy e Brian G. Marsden il 23 settembre hanno spostato la data del perielio al 14 febbraio 1978, mentre la distanza del perielio era scesa a 2,57 UA, mentre il periodo orbitale è stato aumentato a 15,8 anni. 

La cometa si è costantemente illuminata durante i mesi successivi e ha raggiunto la magnitudine +12,5 alla fine di ottobre, prima che la luminosità diminuisse, questo declino è stato il risultato della crescente distanza della cometa dalla Terra, essendo passata più vicino al nostro pianeta il 4 ottobre 1977 (1,81 UA). Così, nonostante una distanza decrescente dal Sole, la cometa è scesa a +13 a fine novembre e a +14 a fine dicembre. La cometa si perse nel bagliore del Sole all'inizio del 1978, ma fu vista per l'ultima volta il 3 dicembre 1978, quando fu fotografata alla stazione Agassiz dell'Harvard College Observatory. I calcoli orbitali rivisti hanno rivelato che il periodo orbitale era di 15,93 anni.

1991-1992

Syuichi Nakano ha pubblicato una previsione nel 1987 che indicava che questa cometa sarebbe tornata al perielio il 27,8 gennaio 1992. James V. Scotti e D. Rabinowitz (Lunar and Planetary Laboratory) hanno recuperato la cometa su immagini di Spacewatch esposte il 8,41 giugno 1991, ed è stata descritta con una chioma di 8 secondi d'arco di diametro, con una coda debole che si estendeva per più di 8 secondi d'arco verso ovest, e la magnitudine nucleare è stata data come +20.3. 

Le posizioni misurate indicavano che la previsione di Nakano era in ritardo di +2,4 giorni, rispetto al perielio accertato per il 25 gennaio 1992. 

Numerosi astronomi dilettanti cercarono la cometa, ma la maggior parte fallì, difatti le uniche osservazioni visuali sono state ottenute nel mese di agosto, con stime visive comprese tra +12 e +14, a seconda dell'osservatore. La magnitudine massima prevista era +11,6.

Scissione:

Il momento clou dell'apparizione del 1992 è stata la scissione della cometa, quando J. Luu e D. Jewitt hanno fotografato la cometa il 15 e 16 settembre con il telescopio da 2,4 m dell'Osservatorio Michigan-Dartmouth-MIT sul Mauna Kea e hanno trovato un nucleo secondario situato a circa 1 minuto d'arco a est del nucleo primario. Le luminosità dei nuclei sono state date rispettivamente come +16,1 e +19,1 per il primario e il secondario. 

Gli esami delle fotografie esistenti hanno rivelato immagini già dal 7 settembre 1991, e nel frattempo, diversi osservatori hanno iniziato a monitorare la continua separazione dei nuclei primario e secondario, ed entro la fine di novembre Zdenek Sekanina (Jet Propulsion Laboratory) aveva concluso che la cometa si era divisa il 14,7±4,1 aprile 1991.

( Curve di luce dei 2 frammenti nel 1991-1992, tratti dal sito di Seiichi Yoshida ).

2005-2006
Il passaggio al perielio del 25 dicembre 2005 per il frammento A e del 24 dicembre 2005 per il frammento B, ha visto il recupero a luglio 2005 per il frammento maggiore A , ed intorno al perielio fu recuperato anche il frammento B più piccolo.

( Curva di luce dei 2 frammenti nel 2005-2006 ).

2020
Durante il passaggio al perielio del 12 gennaio 2020, fu recuperato solo il frammento A, che ha raggiunto una luminosità massima di circa +15 mag.

( Curva di luce del 2020 ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, riguardanti il frammento principale A, calcolati da Kazuo Kinoshita, seguiranno questa cronologia:

12 gennaio 2034 - 12 settembre 2048 - 7 settembre 2062 - 25 luglio 2076 - 11 maggio 2090 -

29 marzo 2104 - 24 agosto 2117.

Parametri orbitali:

Dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 4235, vi riportiamo i dati orbitali dei più recenti passaggi, e del prossimo del 2034, i dati riguardano il frammento denominato A che è la parte principale della cometa, ad oggi l'unico ritrovato all'ultimo perielio:

T = 2005 Dec. 25.31458 TT Epoch = 2005 Dec. 16.0 TT Peri. = 263.16226 e = 0.5938311 Node = 130.27460 (2000.0) a = 5.7869064 AU Inc. = 5.07923 n'= 0.07080018 q = 2.3504615 AU P = 13.921 years

Epoch = 2020 Feb. 1.0 TT T = 2020 Jan. 12.50547 +/- 0.00036 (m.e.) TT Peri. = 277.69355 +/- 0.00027 Node = 116.22934 +/- 0.00023 (2000.0) Inc. = 5.05281 +/- 0.00001 q = 2.3448992 +/- 0.0000019 AU e = 0.5954550 +/- 0.0000002 a = 5.7963869 +/- 0.0000052 AU n' = 0.07062656 +/- 0.00000009 P = 13.955 +/- 0.0000188 years Y1 = +1.654 +/- 0.023 Y2 = -0.05250 +/- 0.00036 Y3 = +0.08594 +/- 0.00676

T = 2034 Jan. 9.89868 TT Epoch = 2033 Dec. 29.0 TT Peri. = 276.01492 e = 0.5953792 Node = 114.96888 (2000.0) a = 6.0148063 AU Inc. = 5.18581 n'= 0.06681464 q = 2.4337155 AU P = 14.751 years

( Diagramma orbitale del frammento A nel 2022 - JPL ).

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102P/SHOEMAKER

La 102P/Shoemaker è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, di cui si stima un diametro medio di circa 3,2 km.

Unica caratteristica di questa cometa è di avere una MOID relativamente piccola col pianeta Giove tale da far raggiungere ai due corpi celesti la distanza di sole 0,256 UA il 3 maggio 1980.

La cometa è stata finora osservata in tutti i passaggi al perielio successivi alla scoperta.

Scoperta:

I coniugi Carolyn S. ed Eugene M. Shoemaker (Osservatorio Palomar, California, USA) hanno scoperto questa cometa con lo Schmidt di 0,46 m come parte di un'indagine di routine sugli asteroidi. Un'immagine è stata inizialmente trovata su una fotografia esposta il 27 settembre 1984, mentre una seconda immagine è stata successivamente trovata su una fotografia esposta il 28 settembre. 

La magnitudine è stata stimata in +13 e la cometa era condensata, con una chioma considerevole, ma senza coda.

Storia osservativa:

Prescoperta: R.E. McCrosky e C.Y. Shao (Oak Ridge Observatory) hanno trovato un'immagine della cometa su una lastra fotografica di pattugliamento ottenuta il 1 settembre 1984.

Orbita: la circolare IAU 3998 (5 ottobre 1984) conteneva la prima orbita calcolata per questa cometa. Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha utilizzato 3 posizioni ottenute il 27, 28 settembre e 5 ottobre e ha calcolato una parabolica con una data al perielio del 30,87 giugno 1984, ed ha scritto: "La cometa potrebbe essere di breve periodo". 

La natura di breve periodo è stata confermata nella circolare IAU 4000 (15 ottobre 1984), quando Marsden ha utilizzato 10 posizioni ottenute dal 27 settembre al 14 ottobre e ha calcolato la data del perielio per il 15,54 settembre 1984, la distanza del perielio a 1.980 UA e il periodo orbitale in 7,30 anni. L'orbita indicava che la cometa era passata a 0,3 UA da Giove nel 1980.

Gli osservatori visivi hanno visto la cometa per un paio di mesi durante il 1984, iniziando solo poche settimane dopo l'annuncio della scoperta. La maggior parte degli osservatori ha costantemente riportato la magnitudo intorno a +12 nei mesi di ottobre e novembre, sebbene alcune stime abbiano raggiunto +11 intorno a metà ottobre.

Recupero del 1991: la circolare IAU 5286 (11 giugno 1991) riportava il recupero di questa cometa da parte di A.C. Gilmore e P.M. Kilmartin (Osservatorio di Mount John, Aotearoa) l'8 e 10 giugno 1991. Le immagini della cometa sono state descritte come "molto deboli" e la magnitudine nucleare era stimata in +18. La posizione prevista della cometa era in errore solo di -0,6 giorni.

1999 e 2006: Le immagini scattate nel 1999 non sono state riconosciute fino al 2006, quando è stata nuovamente osservata, ma era inaspettatamente debole in ciascuno di questi ritorni, come si legge nella circolare IAU 2006-O54.

2013: La cometa fu di nuovo osservata intorno al perielio del 1 settembre 2013 , quando raggiunse una luminosità massima di circa +16 mag.

2012: Il passaggio al perielio del 22 gennaio 2021 è stato piuttosto sfavorevole, con poche osservazioni ed una luminosità massima tra +20 e +21 mag.

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, seguiranno questa cronologia:

10 luglio 2028 - 27 dicembre 2035 - 10 maggio 2043 - 3 settembre 2050 - 24 dicembre 2057 -

18 aprile 2065 - 18 agosto 2072 - poi la cometa effettuerà un passaggio ravvicinato a Giove il 24 febbraio 2075 ad una distanza di 0,3203 UA, che aumenterà il perielio da 1,99 a 2,29 UA, ed il periodo da 7,31 a 8,15 anni - 25 settembre 2080 - 24 novembre 2088 - 28 gennaio 2097 - 21 aprile 2105.

Parametri orbitali:

Dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 4525, vi riportiamo i dati orbitali dei più recenti passaggi e del prossimo del 2028:

T = 2006 June 6.79662 TT Epoch = 2006 May 25.0 TT Peri. = 18.53922 e = 0.4721563 Node = 339.94790 (2000.0) a = 3.7394310 AU Inc. = 26.25183 n'= 0.13629998 q = 1.9738351 AU P = 7.231 years T = 2013 Sept. 1.25106 TT Epoch = 2013 Aug. 16.0 TT Peri. = 18.78639 e = 0.4729171 Node = 339.85749 (2000.0) a = 3.7345778 AU Inc. = 26.24732 n'= 0.13656576 q = 1.9684319 AU P = 7.217 years

Epoch = 2021 Jan. 26.0 TT T = 2021 Jan. 22.42703 +/- 0.00363 (m.e.) TT Peri. = 20.53870 +/- 0.00091 Node = 339.36562 +/- 0.00004 (2000.0) Inc. = 25.88446 +/- 0.00004 q = 2.0699092 +/- 0.0000052 AU e = 0.4571922 +/- 0.0000012 a = 3.8133373 +/- 0.0000129 AU n' = 0.13235679 +/- 0.00000067 P = 7.447 +/- 0.0000379 years A1 = -0.504 +/- 0.168 A2 = -0.13197 +/- 0.00329

T = 2028 July 10.70621 TT Epoch = 2028 July 8.0 TT Peri. = 20.60239 e = 0.4557231 Node = 339.33462 (2000.0) a = 3.8249328 AU Inc. = 25.84177 n'= 0.13175538 q = 2.0818226 AU P = 7.481 years

( Diagramma orbitale 2022 - JPL ).

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103P/HARTLEY 2

La Cometa Hartley 2, formalmente 103P/Hartley, è una piccola cometa periodica del Sistema solare appartenente alla famiglia delle comete gioviane, scoperta nel 1986 da Malcolm Hartley. 

La cometa Hartley 2 è stata raggiunta il 4 novembre 2010 dalla missione EPOXI della NASA. Nel momento del massimo avvicinamento, la sonda si è trovata a circa 700 km dalla cometa.

Esplorazione:

La cometa era in piena attività, essendo transitata per il perielio pochi giorni prima e le immagini mostrano luminosi getti di anidride carbonica e particelle di ghiaccio in sospensione che fuoriescono dal nucleo cometario. Le prime analisi dei dati raccolti indicano che parti diverse del nucleo bilobato manifestano un comportamento differente: la zona di congiunzione centrale rilascia nello spazio prevalentemente vapore acqueo, mentre dall'estremità più attiva fuoriescono anche grandi quantità di anidride carbonica. 

Anche visivamente, è possibile distinguere le due estremità del nucleo, caratterizzate da un terreno pietroso, dalla zona di congiunzione, caratterizzata invece da un terreno a grana fine che appare liscio nelle immagini. Un altro aspetto particolarmente interessante, che ha portato M. A'Hearn a parlare di una nuova classe di comete, è che, a differenza di quanto osservato per la Cometa Tempel 1, l'acqua presente nella chioma non sembra derivare principalmente dalla sublimazione di strati sottosuperficiali, ma da quella dei grani di ghiaccio sollevati dai getti di anidride carbonica. 

I grani più grandi raggiungono anche dimensioni comprese tra quelle di una palla da golf e quelle di un pallone da basket. Il loro moto non è radiale, ma soggetti alla pressione della radiazione solare, si spostano verso la coda della cometa. Ciò fa intuire che non contengono una grande massa.

( In BLU l'orbita della Terra, in VERDE la 9P/Tempel, in CELESTE la 103P/Hartley, in VIOLA la Deep Impact ).

Dati fisici:

Il flyby è stato in grado di dimostrare che la cometa è lunga 2,25 chilometri ed è a forma di arachide (vedi sopra). Alcuni getti di materiale vengono espulsi dal lato oscuro della cometa, piuttosto che dal lato illuminato dal sole. Gli scienziati coinvolti nella missione EPOXI descrivono la cometa come insolitamente attiva. Ha un periodo di rotazione principale di 18,1 ± 0,3 ore.

( Nello schema sono indicate le pendenze superficiali e l'analisi statistica della sua densità ).

Composizione:

Nel 2011 il telescopio spaziale Herschel ha rilevato la firma dell'acqua vaporizzata nella chioma della cometa . Hartley 2 contiene la metà della quantità di acqua pesante di altre comete analizzate in precedenza, con lo stesso rapporto tra acqua pesante e acqua normale presente negli oceani della Terra. Le osservazioni di Hartley 2 hanno mostrato l'importanza della presenza del ghiaccio di monossido di carbonio (CO) e del ghiaccio di biossido di carbonio (CO2) nelle comete. Dopo un riesame, si è scoperto che l'abbondanza del ghiaccio di monossido di carbonio e del ghiaccio di biossido di carbonio mostra che le comete di breve periodo si sono formate in condizioni più calde, rispetto alle comete di periodo più lungo. Ciò dimostra che le comete di breve periodo si sono formate più vicine al Sole, rispetto alle comete di lungo periodo. 

Questa scoperta si sposa bene con le misurazioni di acqua pesante in Hartley 2.

I principali risultati della missione includono: 

(1) la zona centrale della cometa a forma di arachide, è liscia e relativamente inattiva è stata probabilmente ricomposta dopo un evento distruttivo.

(2) Hartley 2 ruota attorno a un asse principale, ma ruota anche attorno a un secondo asse differente; 

(3) sulle sue estremità più grandi e ruvide, la superficie della cometa, contiene oggetti luccicanti e blocchi che sono alti circa 50 metri e larghi 80 metri, (grandi come un edificio di 16 piani). Inoltre, questi oggetti sembrano essere due o tre volte più riflettenti della media della superficie.

Orbita:

La Cometa Hartley 2 percorre un'orbita eccentrica, inclinata di circa 13,6° rispetto al piano dell'eclittica. L'afelio, esterno all'orbita di Giove, è a 5,87 UA dal Sole; il perielio, prossimo all'orbita della Terra, è a 1,05 UA dal Sole. La cometa completa un'orbita in circa 6 anni e mezzo. I nodi ascendente e discendente dell'orbita sono prossimi rispettivamente alle orbite di Giove e della Terra. 

La cometa va pertanto incontro a ripetuti incontri ravvicinati con i due pianeti. Soprattutto quelli con Giove possono determinare notevoli alterazioni dell'orbita. Rispetto a quella posseduta dalla cometa ad inizio Novecento, l'orbita ha subito notevoli variazioni: la distanza perielica prossima alle 2 UA nel 1903, è diminuita fino a 0,90 UA negli anni settanta in seguito a due incontri particolarmente stretti con Giove (0,2246 UA nel 1947 e 0,0851 UA nel 1971); gli stessi hanno determinato un incremento dell'eccentricità dell'orbita e una diminuzione del periodo orbitale (da circa 9 anni nel 1903 ai circa 6 degli anni settanta). Gli incontri successivi e quelli previsti per il XXI° secolo, invece, perlopiù si auto-bilanceranno e manterranno condizioni simili a quelle attuali.

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104P/KOWAL 2

La cometa Kowal 2, formalmente 104P/Kowal, è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, e la sua orbita attualmente presenta una piccola MOID di 0,17043 UA con il pianeta Giove che poi andrà riducendosi, ed anche con la Terra a 0,202 UA, anche questa in riduzione, difatti l'8 novembre 2049 la cometa passerà a sole 0,0551 UA, pari a circa 8,2 milioni di km, dalla Terra quando brevemente sarà visibile ad occhio nudo per la prima volta, e poi l'8 ottobre 2197 la cometa avrà un passaggio estremamente ravvicinato col pianeta Giove a sole 0,027 UA, pari a circa 4 milioni di km.

Si stima una dimensione di circa 2 km.

( Foto di Michael Jager del 5 febbraio 2022 ).

Scoperta 1979:

L'astronomo Charles Thomas Kowal (Osservatorio Palomar, California, USA) ha scoperto questa cometa su lastre fotografiche esposte con il telescopio Schmidt da 122 cm il 27, 28 e 29 gennaio 1979. Le lastre erano state esposte per degli studi sulle galassie nane. 

La cometa è statastimata come magnitudine +17, e c'era una leggera condensazione all'interno della chioma diffusa, ma non era visibile la coda.

Pre-scoperta 1973:

All'inizio di dicembre del 2003, Gary W. Kronk scoprì che un'osservazione di una cometa inedita fatta dal reverendo Leo Boethin nel gennaio del 1973 era un'osservazione precedente alla scoperta della cometa 104P. Boethin (Bangued, Filippine) ha trovato la cometa con il suo riflettore newtoniano da 8 pollici intorno alle 4:00 ora locale del 12 gennaio 1973 (11 gennaio UT), e ne ha stimato la magnitudine in +9,5 , misurandone il diametro della chioma in 7 minuti d'arco. 

Osservò nuovamente la cometa la mattina successiva e notò di nuovo la magnitudine di +9,5 , ed ha detto che la chioma era larga 8 minuti d'arco e mostrava un nucleo stellare. Boethin ha visto la cometa un'ultima volta il 13 gennaio UT, ma ha detto che la luminosità era svanita fino a magnitudine +13,0, vicino al limite del suo telescopio. 

La cometa fu segnalata per lettera al Central Bureau for Astronomical Telegrams, ma quando è arrivata, la Luna ha reso le osservazioni impossibili e la cometa non è mai stata vista dopo l'osservazione finale di Boethin. Kronk ha scoperto che la cometa 104P si trovava entro 2 minuti d'arco dalla cometa di Boethin e si stava muovendo nella stessa direzione, con la stessa velocità di movimento, e riferì queste informazioni all'Ufficio centrale e notò che la cometa stava probabilmente svanendo a causa di un'esplosione. Brian G. Marsden ha scoperto di essere in grado di collegare le posizioni visive di Boethin a quelle della 104P e ha scoperto che la data del perielio era il 4 agosto 1972, in accordo con lo scenario secondo cui la cometa aveva subito uno scoppio o sfogo, e l'annuncio è stato pubblicato sulla IAUC n. 8255 (11 dicembre 2003).

Storia osservativa:

Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) sospettava già che questa cometa si muovesse in un'orbita di breve periodo dopo aver ricevuto le posizioni precise il 31 gennaio 1979. Dopo che Tsutomo Seki (Kochi Observatory, Giappone) ha ottenuto una posizione precisa il 1 febbraio, ha pubblicato un orbita di breve periodo con un periodo stimato di 10,3 anni. 

Entro la fine di febbraio, ulteriori precise posizioni di Seki hanno consentito a Marsden di rivedere il periodo a 7,05 anni. La cometa è stata vista l'ultima volta il 28 marzo 1979 e Marsden ha ulteriormente rivisto il periodo a 6,51 anni, ma il breve arco di osservazione lo ha reso leggermente incerto, e solo in seguito si è affinata l'orbita dando un perielio per il 13 gennaio 1979.

Al successivo passaggio al perielio del 10 giugno 1985 non fu osservata, ma invece fu recuperata al passaggio al perielio del 4 novembre 1991.

Sebbene la luminosità della cometa non dovesse superare la magnitudine +15 durante l'apparizione del 1997-1998, le osservazioni nel novembre 1997 l'hanno già rivelata di una magnitudine superiore al previsto. Gli osservatori hanno trovato spesso la cometa vicino alla magnitudine +13,5 per tutto dicembre, e a metà gennaio era aumentata a circa +13. Il diametro della chioma è sempre rimasto piccolo da novembre a gennaio, con stime che vanno da 0,8 a 1,6 minuti d'arco. Passò al perilelio il 2 marzo 1998.

Al successivo ritorno al perielio del 9 maggio 2004, al massimo ha toccato una luminosità di +18 mag.

Mentre non fu recuperata al previsto passaggio al perielio del 4 maggio 2010.

Il passaggio al perielio del 28 marzo 2016, fu più favorevole, grazie anche alla ridotta distanza del perielio, arrivata a 1,18 UA, grazie all'incontro con Giove del 2 luglio 2007. La cometa è arrivata ad una luminosità massima di circa +11 mag.

Grazie ad un'altra riduzione della distanza del perielio a 1,07 UA, dopo l'incontro con Giove del 31 maggio 2019, il passaggio al perielio dell'11 gennaio 2022 è stato ancora più favorevole con la cometa che al suo massimo ha raggiunto una luminosità di circa +9 mag.

( Curva di luce del 2022, tratta dal sito di Seiichi Yoshida ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, seguiranno questa cronologia:

Il primo ci sarà l'11 ottobre 2027, poi un passaggio ravvicinato a Giove ridurrà il perielio a 0,98 UA con un periodo di 5,52 anni, e seguiranno i passaggi del 21 giugno 2033 - 27 dicembre 2038 - 

26 giugno 2044 - 13 dicembre 2049 (il 29 dicembre rasenterà la Terra) - 28 maggio 2055 - 

7 novembre 2060 - 18 aprile 2066 - 27 settembre 2071 - 10 marzo 2077 - 31 agosto 2082 -

1 marzo 2088 - 10 novembre 2093 - 11 agosto 2099 - 18 maggio 2105.

Parametri orbitali:

Dal sito di Syuichi Nakano, dalle note NK 3046 e NK 4650, vi riportiamo i dai orbitali per i recenti passaggi e la previsione per il prossimo:

T = 1998 Mar. 2.16630 TT Epoch = 1998 Mar. 8.0 TT Peri. = 191.90135 e = 0.5852345 Node = 246.14860 (2000.0) a = 3.3672156 AU Inc. = 15.48874 n'= 0.15951359 q = 1.3966047 AU P = 6.179 years T = 2004 May 9.18100 TT Epoch = 2004 Apr. 25.0 TT Peri. = 192.03951 e = 0.5854084 Node = 246.08674 (2000.0) a = 3.3671044 AU Inc. = 15.48898 n'= 0.15952149 q = 1.3959731 AU P = 6.179 years T = 2010 May 4.83562 TT Epoch = 2010 May 4.0 TT Peri. = 200.54154 e = 0.6383219 Node = 235.50230 (2000.0) a = 3.2612752 AU Inc. = 10.25283 n'= 0.16734892 q = 1.1795319 AU P = 5.890 years

Epoch = 2016 Apr. 2.0 TT T = 2016 Mar. 28.16570 +/- 0.00078 (m.e.) TT Peri. = 200.65738 +/- 0.00017 Node = 235.43941 +/- 0.00015 (2000.0) Inc. = 10.25189 +/- 0.00008 q = 1.1792813 +/- 0.0000020 AU e = 0.6384885 +/- 0.0000005 a = 3.2620849 +/- 0.0000021 AU n' = 0.16728661 +/- 0.00000016 P = 5.892 +/- 0.0000058 years A1 = +0.232 +/- 0.014 A2 = +0.11956 +/- 0.00053

Epoch = 2022 Jan. 21.0 TT T = 2022 Jan. 11.62381 +/- 0.00016 (m.e.) TT Peri. = 227.25324 +/- 0.00021 Node = 207.21384 +/- 0.00007 (2000.0) Inc. = 5.70107 +/- 0.00001 q = 1.0730557 +/- 0.0000012 AU e = 0.6653177 +/- 0.0000029 a = 3.2061917 +/- 0.0000277 AU n' = 0.17168006 +/- 0.00000222 P = 5.741 +/- 0.0000743 years A1 = +0.745 +/- 0.042 A2 = -1.06454 +/- 0.01782

T = 2027 Oct. 11.21393 TT Epoch = 2027 Oct. 2.0 TT Peri. = 227.37431 e = 0.6653023 Node = 207.12973 (2000.0) a = 3.2045544 AU Inc. = 5.69936 n'= 0.17181165 q = 1.0725568 AU P = 5.737 years

( Diagramma orbitale del 11 gennaio 2022, prodotto da Davide Farnocchia - JPL ).

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105P/SINGER BREWSTER

La 105P/Singer Brewster è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane. Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 2,2 km.

Scoperta:

L'astronomo Stephen Singer-Brewster ha scoperto questa cometa su due lastre fotografica esposte da D. Schneeberger, E. Burr e lui stesso il 3,34 maggio 1986 con il telescopio Schmidt da 0,46 m al Palomar Observatory. Le immagini sono state ottenute nel corso dell'International Near-Earth Asteroid Survey sotto la direzione di Eleanor Francis Helin. La magnitudine è stata stimata in +15 e la cometa è stata descritta come "diffusa e solo leggermente condensata". 

Un'altra immagine della cometa è stata trovata su lastre esposte con lo stesso telescopio la sera successiva da Carolyn S. ed Eugene M. Shoemaker. Le immagini degli Shoemaker hanno rivelato una possibile coda debole a nord-est.

Storia osservativa:

Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha calcolato la prima orbita, o meglio, le orbite, per questa cometa, difatti dopo aver ricevuto le osservazioni fino al 6 maggio, Marsden ha calcolato sia un'orbita parabolica che un'orbita ellittica: per la parabolica ha dato la data del perielio come 16 dicembre 1985 e la distanza del perielio come 1,97 UA, e per l'orbita ellittica ha dato la data del perielio come 27 giugno 1986, la distanza del perielio come 1,76 UA e il periodo orbitale come 5,2 anni. Marsden ha detto che l'orbita ellittica era più preferibile, ma ha aggiunto che l'eccentricità (e quindi il periodo orbitale) era "molto incerto". Entro il 13 maggio Marsden aveva abbastanza osservazioni per confermare l'orbita ellittica, ed ha detto che la data del perielio era probabilmente più vicina al 28,7 maggio 1986, la distanza del perielio era probabilmente vicina a 1,95 UA e il periodo orbitale era probabilmente vicino a 6,1 anni, ed è stato indicato un passaggio ravvicinato a Giove nel 1976. Alla fine, è stata rivelata una data del perielio dell'8 giugno 1986, mentre il periodo era di 6,30 anni. La cometa è svanita lentamente dopo la sua scoperta e si stava allontanando costantemente sia dal Sole che dalla Terra dopo l'8 giugno, ed è stata rilevata l'ultima volta il 6 settembre 1986.

James V. Scotti (Lunar and Planetary Laboratory) ha recuperato questa cometa il 1,35 aprile 1992, mentre utilizzava il telescopio Spacewatch a Kitt Peak. La posizione precisa indicava che la previsione richiedeva una correzione di -0,84 giorni. Scotti ha descritto la cometa come magnitudine +20,4, ed ha aggiunto che era leggermente diffusa, con una chioma lunga 8 secondi d'arco.

La cometa poi è tornata al perielio il 6,46 aprile 1999, ed è stata recuperata il 13,51 febbraio 1999 da S.M. Larson e C.W. Hergenrother (Università dell'Arizona, Stazione Catalina, USA), utilizzando il riflettore da 1,5 m e una telecamera CCD.

Nel passaggio al perielio dell'11 settembre 2005, al massimo toccò la magnitudine di +17.

Il ritorno al perielio del 26 febbraio 2012, fu più sfavorevole e la cometa era intorno a +18 mag.

Molto più favorevole fu il passaggio al perielio del 10 agosto 2018, con molte più osservazioni, ed al massimo la cometà è arrivata ad una luminosità di circa +16 mag.

( Curva di luce del 2018, tratta dal sito di Seiichi Yoshida ).

( Recupero da parte di John J. Maikner del 5 gennaio 2024, riguardo al passaggio al perielio atteso per il 25 gennaio 2025 [CCI-2024A03] ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

22 gennaio 2025 - 11 luglio 2031 - 16 dicembre 2037 - 23 maggio 2044 - 27 settembre 2050 -

15 dicembre 2056 - 15 aprile 2064 - 29 luglio 2069 - 7 dicembre 2075 - 4 maggio 2082 -

27 settembre 2088 - 2 marzo 2095 - 3 agosto 2101.

Evoluzione dell'orbita:

Kazuo Kinoshita ha esaminato la storia orbitale di questa cometa, e come indicato nel 1986 da Marsden, la cometa è passata vicino a Giove nel 1976, i dettagli effettivi sono che ha superato a 0,3765 UA da Giove il 5 agosto 1976, fatto che ha apportato alterazioni abbastanza significative nell'orbita, il più notevole è stato un cambiamento nella distanza del perielio da 2,27 UA a 1,95 UA e un cambiamento nel periodo orbitale da 6,70 anni a 6,29 anni, successivamente la cometa subirà solo piccolissimi cambiamenti nella sua orbita fino al 6 agosto 2059, quando un passaggio di 0,4072 UA da Giove cambierà nuovamente l'orbita in una certa misura, ma non drasticamente.

Parametri orbitali:

DATI DEI PASSAGGI PRECEDENTI:

(Dal sito di Nakano, nota NK 2869).

T = 1986 June 8.94731 TT Epoch = 1986 June 19.0 TT Peri. = 45.33096 e = 0.4264731 Node = 193.44973 (2000.0) a = 3.4093017 AU Inc. = 9.30470 n'= 0.15656905 q = 1.9553261 AU P = 6.295 years T = 1992 Oct. 27.25388 TT Epoch = 1992 Oct. 25.0 TT Peri. = 46.65071 e = 0.4137594 Node = 192.61641 (2000.0) a = 3.4570790 AU Inc. = 9.19251 n'= 0.15333458 q = 2.0266801 AU P = 6.428 years T = 1999 Apr. 6.45955 TT Epoch = 1999 Apr. 12.0 TT Peri. = 46.80762 e = 0.4127482 Node = 192.54530 (2000.0) a = 3.4608441 AU Inc. = 9.18743 n'= 0.15308443 q = 2.0323871 AU P = 6.438 years T = 2005 Sept.11.32741 TT Epoch = 2005 Sept.27.0 TT Peri. = 46.65162 e = 0.4108956 Node = 192.47136 (2000.0) a = 3.4651015 AU Inc. = 9.17936 n'= 0.15280239 q = 2.0413064 AU P = 6.450 years

Epoch = 2012 Mar. 14.0 TT T = 2012 Feb. 26.16411 +/- 0.00034 (m.e.) TT Peri. = 46.67099 +/- 0.00015 Node = 192.41852 +/- 0.00005 (2000.0) Inc. = 9.17049 +/- 0.00001 q = 2.0508683 +/- 0.0000005 AU e = 0.4092684 +/- 0.0000001 a = 3.4717432 +/- 0.0000011 AU n' = 0.15236411 +/- 0.00000007 P = 6.469 +/- 0.0000029 years A1 = +0.320 +/- 0.017 A2 = -0.06614 +/- 0.00020

DATI DELL'ULTIMO PASSAGGIO NEL 2018:

(Dal sito di Kinoshita).

105P/Singer Brewster
da 311 osservazioni 1986 Mag 3-2018 Feb 21, residuo medio 0".73
  parametri non-gravitazionali A1= +0.35, A2= -0.0710

  Epoca  = 2018 Ago 30.0 TT              JDT = 2458360.5
      T  = 2018 Ago 10.3152399156 TT     +/- 0.0003210248
   Peri. =  46.4753429461                +/- 0.0001409368
   Nodo  = 192.4294004063 (2000.0)       +/- 0.0000556872
   Incl. =   9.1750576580                +/- 0.0000145559
      q  =   2.0445353689 UA             +/- 0.0000005241
      e  =   0.4104969768                +/- 0.0000000979
     A1  =   0.3548962669                +/- 0.0154291497
     A2  =  -0.0710128826                +/- 0.0001421349
      a  =   3.4682355957 UA             +/- 0.0000003054
      n  =   0.1525953104                +/- 0.0000000202
      P  =   6.4589643408 anni           +/- 0.0000008532

( Diagramma orbitale 2022 - JPL ).

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106P/SCHUSTER

La cometa Schuster, formalmente 106P/Schuster, è una cometa periodica, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane. Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 1,88 km.

La caratteristica orbitale di questa cometa è quella di avere una piccola MOID con Marte, fatto che ha portato la cometa l'11 settembre 1992 a meno di 15 milioni di km dal pianeta rosso.

( Foto di Akimasa Nakamura, presso il Kuma Kogen Astronomical Observatory, Japan ).

Scoperta:

Questa cometa è stata scoperta da Hans Emil Schuster (ESO) il 9,16 ottobre 1975. Inizialmente è stata semplicemente segnalata come un "oggetto in movimento", ma Schuster ha osservato che "Sebbene l'oggetto possa essere un pianeta minore, sembra mostrare una certa sfocatura a nord-est". 

La magnitudine è stata data come +17. Schuster e R.M. West hanno affermato che un'esposizione di 40 minuti con un telescopio Schmidt da 100 cm il 14 ottobre ha mostrato una coda lunga circa 20 secondi d'arco, confermando così che questo oggetto era una cometa.

Storia osservativa:

L.D. Schmadel (Astronomisches Rechen-Institut) ha presentato posizioni accurate di 8 pianeti minori trovati sulle lastre fotografiche dell'ESO ottenute all'inizio di settembre 1975, e Brian G. Marsden ha scoperto che uno di questi oggetti, fotografato il 5,20, 6,13 e 7,28 settembre 1975, era identico alla cometa di Schuster, determinandole come immagini di pre-scoperta, ma sottolineando che Schuster è stato lo scopritore di questo oggetto. 

La cui magnitudine è stata data come +17,5, e in seguito J. Schubart (Astronomisches Rechen-Institut) ha annunciato il 21 ottobre che l'immagine del 6 settembre appariva alquanto diffusa.

Dopo il ritrovamento delle immagini pre-scoperta, Marsden ha calcolato la prima orbita, che ha rivelato che la cometa di Schuster si stava muovendo in un'orbita di breve periodo, con la data del perielio che era il 6,7 gennaio 1978, la distanza del perielio era 1,63 UA e il periodo orbitale era 7,46 anni, ed ha aggiunto che la cometa apparentemente si è avvicinata moderatamente a Giove nel 1958. Alla fine, la data del perielio è stata fissata al 6,82 gennaio 1978, la distanza del perielio a 1,628 UA e il periodo orbitale a 7,47 anni.

Il 16 ottobre 1975 è stata ottenuta una lunga esposizione con il telescopio da 360 cm dell'European Southern Observatory. Questo mostrava una coda a forma di ventaglio lunga circa un minuto d'arco che si estendeva verso nord-nordest.

La magnitudo totale è stata stimata in circa +16 da fine ottobre all'inizio di dicembre. Altri osservatori occasionalmente hanno notato la coda e riportato lunghezze che vanno da 15 secondi d'arco a un minuto d'arco. West ha riferito che la cometa è apparsa molto diffusa su un'immagine ottenuta con il telescopio da 100 cm l'8 gennaio 1978.

Non fu osservata intorno al previsto passaggio al perielio del 2 giugno 1985.

Questa cometa è stata recuperata da Tsutomo Seki (Geisei, Giappone) il 28,74 luglio 1992, e ha descritto la cometa come "piccola e diffusa". La magnitudine è stata stimata in +18 e non c'era un nucleo condensato. La posizione precisa indicava che la previsione necessitava di una correzione nella data del perielio di soli +0,04 giorni (6 settembre 1992). Seki ha anche notato che le sue fotografie del 29 luglio mostravano una debole coda che si estendeva verso PA 245 gradi.

La cometa è tornata al perielio il 16 dicembre 1999. È stata recuperata l'1,54 settembre 1999 da Robert H. McNaught (Siding Spring, Australia), utilizzando il riflettore da 1,0 m f/8 e una telecamera CCD. La cometa si è illuminata fino a quasi magnitudine +12 durante l'ultima metà di novembre del 1999, prima che iniziasse a svanire. È interessante notare che Seiichi Yoshida ha analizzato questa apparizione e ha trovato un improvviso calo di circa una magnitudo alla fine di novembre, e la cometa è diventata più diffusa dopo questo evento.

Durante il ritorno del 2 aprile 2007, ci sono state poche osservazioni, con magnitudini tra +17 e +16,5.

Nel favorevole passaggio al perielio del 20 luglio 2014, la cometa ha raggiunto una luminosità massima intorno a +16 / +15,5 mag.

Un'altra osservazione favorevole c'è stata intorno al passaggio al perielio del 18 agosto 2021, quando la cometa ha registrato una luminosità massima fino a +14,5 mag.

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

12 dicembre 2028 - 5 aprile 2036 - 21 luglio 2043 - 4 novembre 2050 - 10 aprile 2058 - 

22 ottobre 2065 - 6 maggio 2073 - 11 settembre 2080 - 22 febbraio 2088 - 2 agosto 2095.

Parametri orbitali:

Riportiamo i dati orbitali dei vari passaggi al perielio successivi alla scoperta, sono tratti dal sito di Syuichi Nakano, dalla nota NK 3637 :

T = 1978 Jan. 6.81240 TT Epoch = 1978 Jan. 12.0 TT Peri. = 353.92850 e = 0.5740247 Node = 51.52049 (2000.0) a = 3.8208449 AU Inc. = 20.44746 n'= 0.13196688 q = 1.6275854 AU P = 7.469 years [ T = 1985 June 2.52492 TT Epoch = 1985 May 15.0 TT Peri. = 355.62904 e = 0.5902372 Node = 50.67356 (2000.0) a = 3.7448829 AU Inc. = 20.15265 n'= 0.13600244 q = 1.5345138 AU P = 7.247 years ] T = 1992 Sept. 6.41573 TT Epoch = 1992 Sept.15.0 TT Peri. = 355.73083 e = 0.5895207 Node = 50.60180 (2000.0) a = 3.7498566 AU Inc. = 20.13379 n'= 0.13573195 q = 1.5392383 AU P = 7.261 years T = 1999 Dec. 16.22587 TT Epoch = 1999 Dec. 8.0 TT Peri. = 355.85831 e = 0.5879213 Node = 50.58924 (2000.0) a = 3.7607410 AU Inc. = 20.13867 n'= 0.13514312 q = 1.5497212 AU P = 7.293 years T = 2007 Apr. 2.22421 TT Epoch = 2007 Apr. 10.0 TT Peri. = 355.82905 e = 0.5868020 Node = 50.61222 (2000.0) a = 3.7660790 AU Inc. = 20.11128 n'= 0.13485590 q = 1.5561362 AU P = 7.309 years

Epoch = 2014 July 2.0 TT T = 2014 July 20.15108 +/- 0.00015 (m.e.) TT Peri. = 355.91558 +/- 0.00006 Node = 50.54374 +/- 0.00003 (2000.0) Inc. = 20.14867 +/- 0.00001 q = 1.5460509 +/- 0.0000004 AU e = 0.5883613 +/- 0.0000001 a = 3.7558445 +/- 0.0000004 AU n' = 0.13540748 +/- 0.00000002 P = 7.279 +/- 0.0000012 years A1 = +0.074 +/- 0.004 A2 = +0.00860 +/- 0.00007

T = 2021 Aug. 18.76793 TT Epoch = 2021 Aug. 14.0 TT Peri. = 353.66670 e = 0.5936752 Node = 48.88594 (2000.0) a = 3.7620885 AU Inc. = 19.53646 n'= 0.13507052 q = 1.5286299 AU P = 7.297 years

( Diagramma orbitale dopo il perielio del 2021 ).

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107P/(4015) WILSON-HARRINGTON

L'oggetto Wilson–Harrington è un asteroide attivo, noto sia come cometa 107P/Wilson–Harrington che come asteroide (4015) Wilson–Harrington .

Questo oggetto Near-Earth (vicino alla Terra) è considerato anche un asteroide di tipo Apollo.

Scoperta e riscoperta:
Fu scoperto inizialmente nel 1949 come una cometa e poi perso per ulteriori osservazioni.
Trenta anni dopo fu riscoperto come un asteroide, dopo di che ci vollero oltre un decennio per determinare che queste osservazioni erano dello stesso oggetto. Pertanto, ha sia una designazione di cometa che una designazione di asteroidi e con una lunghezza del nome di 17 caratteri è attualmente l'asteroide con il nome più lungo, con un carattere in più rispetto al limite di 16 caratteri imposto dalla IAU .
La cometa è stata scoperta il 19 novembre 1949, da Albert G. Wilson e Robert G. Harrington al Palomar Observatory . Sono state ottenute solo tre osservazioni fotografiche e la cometa è andata perduta (osservazioni insufficienti per determinare un'orbita abbastanza precisa da sapere dove cercare le apparenze future della cometa).

Il 15 novembre 1979, un apparente asteroide incrociatore di Marte fu trovato da Eleanor F. Helin , anch'egli dell'Osservatorio Palomar. Ha ricevuto la designazione 1979 VA e il 20 dicembre 1988, ha ricevuto il numero permanente 4015.
Il 13 agosto 1992, è stato riferito che l'asteroide (4015) 1979 VA e la cometa 107P/Wilson-Harrington erano lo stesso oggetto.
A quel punto, si erano accumulate abbastanza osservazioni sull'asteroide per ottenere un'orbita abbastanza precisa e la ricerca di vecchie lastre fotografiche per immagini di pre-scoperta rivelò le lastre del 1949 con le immagini della cometa perduta.

Dati fisici:
Si tratta di un oggetto abbastanza grande sia per una cometa che per un incociatore dell'orbita terrestre, ha una superficie abbastanza scura e gli indici colore la indicano come ''arancione'' quindi di un marrone scuro.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	4 km
Raggio medio	2 ± 0,25 km
Periodo di rotazione Primario e secondario	7.15h (0,2979 giorni) 2,38h (0,0993 giorni)
Albedo geometrico	0,05 ± 0,01
Tipo spettrale	( CF - arancione ) B − V = 0,666 U − B = 0,279
Magnitudine assoluta  (H)	15.99

La curva di luce ha mostrato una periodicità di 0,2979 giorni (7,15 ore) e 0,0993 giorni (2,38 ore).
Le proprietà fisiche della curva luminosa indicano due modelli:

- (1) - 107P/Wilson–Harrington è un oggetto ruvido con un periodo di rotazione siderale di 0,2979  giorni e un periodo di precessione di 0,0993 giorni.
La forma ha una modalità asse lungo (LAM) di L1 : L2 : L3  = 1.0: 1.0: 1.6.
La direzione del momento angolare rotazionale totale è circa λ= 310°, β= −10° o λ= 132°, β=−17°.
L' angolo di nutazione è approssimativamente costante a 65°.

- (2) - 107P/Wilson–Harrington non è oblungo.
Il periodo di rotazione siderale è di 0,2979 giorni.
La forma è quasi sferica ma leggermente esagonale con una modalità asse corto (SAM) di L1 : L2 : L3 = 1.5: 1.5: 1.0.
L'orientamento del polo è di circa λ = 330°, β = -27° .
Inoltre, il modello include la possibilità di hosting binario.

Per entrambi i modelli, il senso di rotazione è retrogrado. Inoltre, la fotometria multibanda indica che la classe di tassonomia di 107P / Wilson – Harrington è di tipo C.
Nessuna chiara variazione cromatica di rotazione viene confermata sulla superficie.

Asteroide attivo:
Un corpo a metà, tra un'asteroide ed una cometa.
Sebbene le immagini del 1949 mostrino caratteristiche cometarie, tutte le immagini successive mostrano solo un'immagine stellare, suggerendo che potrebbe essere una cometa inattiva che subisce solo esplosioni rare.

Parametri orbitali:
L'eccentricità è 0,624, che è leggermente superiore a quella di un tipico asteroide della fascia principale e più tipica delle comete periodiche.
La sua distanza minima di intersezione dell'orbita (MOID) inferiore a 0,05 UA, e le sue grandi dimensioni lo rendono un asteroide potenzialmente pericoloso (PHA) , è anche un incrociatore dell'orbita di Marte.

Afelio	4.2939  UA (642.36  Gm)
Perielio	0.98448 UA (147.276 Gm)
semiasse-maggiore	2.6392 UA (394,82 Gm)
Eccentricità	0,62698
Periodo orbitale	4,29 anni (1566,1 giorni )
Velocità orbitale media	16.39 km / s
Anomalia media	161,91 °
Moto medio	0° 13m 47.568sal giorno
Inclinazione	2,7683 °
Longitudine del nodo ascendente	269,216 °
Argomento del perielio	92,637 °
Earth  MOID	0,045552 UA (6,8145 Gm)

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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108P/CIFFREO

La 108P/Ciffreo è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 3,2 km.

La cometa ha una MOID di 0,30 UA, pari a circa 45 milioni di km, con il pianeta Giove, e il 3 agosto 2100 la cometa avrà un incontro ravvicinato con il pianeta gigante a tale distanza, quindi in futuro, come è avvenuto anche nel passato, un incontro di tale tipo cambierà la sua orbita modificandola anche drasticamente.

Scoperta:

Jacqueline Ciffreo (Caussols) ha scoperto questa cometa l'8,10 novembre 1985 su lastre fotografiche esposte con lo Schmidt di 0,9 m, e l'ha descritta come diffusa e ha stimato la magnitudine come +10. Ha poi ottenuto un'ulteriore immagine l'8.11 novembre. 

Masahiro Koishikawa (Sendai Observatory, Ayashi Station) ha confermato la scoperta l'8,81 novembre 1985 quando la cometa si trovava vicino al bordo di una lastra fotografica ottenuta utilizzando un obiettivo da 300 mm.

Storia osservativa:

Le osservazioni nella settimana successiva alla scoperta hanno rivelato che la magnitudine della cometa era leggermente superiore a +12, con una chioma di circa 2,5 minuti d'arco e una coda lunga due minuti d'arco.

Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha annunciato ufficialmente la scoperta della cometa il 12 novembre e ha fornito un'orbita parabolica basata su osservazioni di due giorni, che indicava una data del perielio dell'8 ottobre 1985, una distanza del perielio di 2,05 UA e un'inclinazione di 20 gradi. Entro il 18 novembre erano disponibili osservazioni sufficienti per consentire al collega di Marsden, Daniel W.E. Green di calcolare un'orbita ellittica che indicava una data del perielio del 28 ottobre 1985, una distanza del perielio di 1,72 UA e un periodo orbitale di 7,81 anni. Revisioni successive indicarono una data del perielio del 30 ottobre 1985 e con un periodo orbitale di 7,22 anni.

La cometa tornò al perielio all'inizio del 1993, il 23 gennaio. James V. Scotti (Lunar and Planetary Laboratory, Arizona, USA) stava usando il telescopio Spacewatch a Kitt Peak quando ha recuperato la cometa il 24 settembre 1992, notando che la chioma era 15 secondi d'arco, mentre la coda si estendeva per 0,36 minuti d'arco verso ovest. Dalle osservazioni di quella notte, così come il 25 settembre, ha notato una magnitudine totale di +18,0 e una magnitudine nucleare di +20,6. Le sue posizioni precise indicavano che la data del perielio prevista necessitava di una correzione di +0,6 giorni, rendendola 1993 gennaio 23,06. A seguito dell'annuncio Tsutomo Seki (Geisei, Giappone) ha trovato immagini su lastre fotografiche esposte il 26 agosto, 4 e 5 settembre. La cometa è stata seguita fino al 26 febbraio 1993, quando Scotti l'ha fotografata. determinando la magnitudo come +16,5.

La cometa è tornata al perielio il 18 aprile 2000. È stata recuperata il 10 novembre 1999 dagli astronomi al Mount John Observatory in Nuova Zelanda, e sebbene si prevedesse che la cometa avrebbe raggiunto la magnitudine +17 nell'aprile del 2000, non sono state effettuate osservazioni durante il periodo dal dicembre 1999 al novembre 2000. Delle 15 posizioni presentate dagli astronomi durante questa apparizione, solo tre includevano stime della luminosità della cometa. La magnitudine più brillante riportata era di circa +19,5. La cometa è stata vista l'ultima volta il 22 dicembre 2000.

Al ritorno al perielio del 18 luglio 2007, la cometa è stata recuperata pochi giorni dopo di esso con una magnitudine di circa +17, ed è stata osservata fino al febbraio del 2008.

Durante il ritorno al perielio del 18 ottobre 2014, ci sono state molte osservazioni, e la luminosità massima è arrivata fino a +13,5 mag.

Nel passaggio al perielio del 10 settembre 2021, la cometa ha raggiunto una magnitudine di +13.

( Curve di luce dei più recenti passaggi, tratte dal sito di Seiichi Yoshida ).

Passaggi futuri:
I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

9 dicembre 2028 - 6 marzo 2036 - 29 maggio 2043 - 21 agosto 2050 - 27 marzo 2058 -

6 febbraio 2066 - 20 dicembre 2073 - 21 giugno 2081 - 23 maggio 2089 - 26 aprile 2097.

Parametri orbitali:

Riportiamo i dati orbitali di tutti i passaggi al perielio osservati e con la previsione per il prossimo, le tabelle sono tratte dal sito di Syuichi Nakano, dalle note NK 2777 e NK 4527 :

T = 1985 Oct. 30.09820 TT Epoch = 1985 Oct. 22.0 TT Peri. = 357.92018 e = 0.5441350 Node = 53.77525 (2000.0) a = 3.7338507 AU Inc. = 13.10591 n'= 0.13660565 q = 1.7021319 AU P = 7.215 years T = 1993 Jan. 23.08060 TT Epoch = 1993 Jan. 13.0 TT Peri. = 358.03607 e = 0.5431552 Node = 53.70957 (2000.0) a = 3.7405014 AU Inc. = 13.09015 n'= 0.13624148 q = 1.7088287 AU P = 7.234 years T = 2000 Apr. 18.39487 TT Epoch = 2000 Apr. 6.0 TT Peri. = 358.04322 e = 0.5426152 Node = 53.72164 (2000.0) a = 3.7460023 AU Inc. = 13.09301 n'= 0.13594149 q = 1.7133647 AU P = 7.250 years

T = 2000 Apr. 18.37944 TT Epoch = 2000 Apr. 6.0 TT Peri. = 358.03906 e = 0.5426205 Node = 53.72171 (2000.0) a = 3.7460522 AU Inc. = 13.09302 n'= 0.13593877 q = 1.7133674 AU P = 7.250 years T = 2007 July 18.04002 TT Epoch = 2007 June 29.0 TT Peri. = 357.97377 e = 0.5415233 Node = 53.73913 (2000.0) a = 3.7496679 AU Inc. = 13.07842 n'= 0.13574219 q = 1.7191354 AU P = 7.261 years T = 2014 Oct. 18.41545 TT Epoch = 2014 Oct. 30.0 TT Peri. = 358.07338 e = 0.5431196 Node = 53.67086 (2000.0) a = 3.7402230 AU Inc. = 13.09762 n'= 0.13625669 q = 1.7088347 AU P = 7.233 year

Epoch = 2021 Sept.23.0 TT T = 2021 Sept.10.08794 +/- 0.00021 (m.e.) TT Peri. = 354.41849 +/- 0.00013 Node = 50.29160 +/- 0.00002 (2000.0) Inc. = 11.43697 +/- 0.00004 q = 1.6602646 +/- 0.0000007 AU e = 0.5558350 +/- 0.0000004 a = 3.7379458 +/- 0.0000034 AU n' = 0.13638122 +/- 0.00000019 P = 7.227 +/- 0.0000099 years A1 = -0.384 +/- 0.024 A2 = -0.03543 +/- 0.00024

T = 2028 Dec. 9.01321 TT Epoch = 2028 Dec. 15.0 TT Peri. = 354.51855 e = 0.5548243 Node = 50.24798 (2000.0) a = 3.7467792 AU Inc. = 11.42339 n'= 0.13589921 q = 1.6679751 AU P = 7.252 years

( Diagramma orbitale 2022 - JPL ).

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109P/SWIFT-TUTTLE

La Cometa Swift-Tuttle, formalmente designata come 109P/Swift-Tuttle, è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia cometaria della cometa di Halley. 

È il corpo progenitore dello sciame meteorico delle Perseidi, tra i più conosciuti e regolari: tale legame fu scoperto da Giovanni Schiaparelli nel 1866, a seguito del passaggio al perielio della cometa del 1862, come riportato in un suo scambio epistolare con Padre Angelo Secchi.

Scoperta:

È stata scoperta indipendentemente da Lewis Swift il 16 luglio del 1862 e da Horace Parnell Tuttle il successivo 19 luglio. Alcuni astronomi italiani la scoprirono indipendentemente: Antonio Pacinotti e Carlo Toussaint da Firenze il 22 luglio 1862, Padre Paolo Rosa il 25 luglio 1862 da Roma. 

La cometa è stata identificata con quella scoperta da Ignatius Kegler nell'anno 1737, che quindi ne risulta il primo scopritore dell'era moderna.

La cometa ha fatto ritorno nel 1992, riscoperta dall'astrofilo giapponese Tsuruhiko Kiuchi il 27 settembre di quell'anno.

Dati fisici:

Ha una dimensione notevole per essere una cometa con un diametro medio di circa 26 km.

Magnitudine assoluta del nucleo +8,5 mag.

Per il periodo di rotazione si ha una rilevazione del 1862 che fornisce un valore medio di 2,701 giorni, ed una misurazione del 1992 che indica un perido di 2,9 giorni.

Lo sciame meteorico delle Perseidi:

Nell'anno 1866, l'astronomo italiano 

Giovanni Schiaparelli ha riconosciuto che l'orbita della cometa Swift-Tuttle e le orbite derivate per i meteoroidi delle Perseidi sono simili. 

Questa è stata la prima volta che è stato possibile identificare il corpo madre di una pioggia di meteoriti: 

la cometa perde materia ad ogni rivoluzione. 

Ogni anno intorno al 12 agosto, quando la terra attraversa l'orbita della cometa Swift-Tuttle, le particelle della cometa entrano nell'atmosfera terrestre ad alta velocità e si illuminano come meteore .

( Immagine a lunga esposizione che riprende molte meteore in un certo arco di tempo, dando l'idea che esse vengano da un solito punto, chiamato radiante ).

Parametri orbitali:

Il perielio della cometa è appena sotto quello della Terra , mentre il suo afelio è appena sopra quello di Plutone . 

Un aspetto insolito della sua orbita è che è stato recentemente catturato in una risonanza orbitale 1:11 con Giove, cioè completa una sua orbita per ogni 11 fatte da Giove. 

È stata la prima cometa in un'orbita retrograda ad essere trovata in una risonanza. 

In linea di principio, ciò significherebbe che il suo periodo medio a lungo termine appropriato sarebbe di 130,48 anni, poiché si basa sulla risonanza. 

Nel breve periodo, tra le epoche 1737 e 2126, il periodo orbitale varia tra 128 e 136 anni. 

Tuttavia, è entrato in questa risonanza solo circa 1000 anni fa e probabilmente uscirà dalla risonanza tra diverse migliaia di anni.

Nel corso della sua orbita, nella fase di avvicinamento al Sole, può avere passaggi ravvicinati anche ai pianeti giganti Urano, Saturno e Giove, che possono influire sui parametri orbitali, oltre ai citati passaggi a rischio con la Terra riportati nel paragrafo qui di seguito.

Parametri orbitali
(all'epoca 10 ottobre 1995)
Semiasse maggiore	26,092 UA
Perielio	0,9595 UA
Afelio	51,225 UA
Periodo orbitale	133,28 anni
Inclinazione orbitale	113° 27'
Eccentricità	0,9632
Longitudine del nodo ascendente	139,381°
Argomento del perielio	152,982°

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

Determinazione dell'orbita:

Le prime orbite sono state calcolate alla fine di luglio e all'inizio di agosto 1862. Queste erano orbite paraboliche che indicavano una data del perielio dal 22 al 24 agosto 1862. Negli anni successivi diversi astronomi calcolarono orbite ellittiche che indicavano un periodo orbitale compreso tra 120 e 125 anni, con il primo tentativo di un'orbita definitiva avvenuta nel 1889 quando F. Hayn ha determinato il periodo orbitale come 119,64 anni. 

Durante il 1971, BG Marsden e Zdenek Sekanina presero 212 posizioni ottenute durante il periodo dal 22 luglio 1862 al 22 ottobre, applicarono perturbazioni da tutti e nove i pianeti e determinarono il periodo orbitale di 119,98 anni. 

Un paio di anni dopo, Marsden ha esaminato la possibilità di provare a collegare Swift-Tuttle a una cometa precedente. Ne trovò due nel XVIII secolo che sembravano promettenti: la 1737 (Kegler) e la 1750 (Wargentin). La cometa del 1750 è apparsa quasi al momento giusto previsto per Swift-Tuttle se il moto di quella cometa fosse stato integrato dal 1862. Il problema, tuttavia, era che si stava muovendo troppo velocemente. La cometa del 1737 esibì effettivamente un moto coerente per quanto ci si sarebbe aspettato per Swift-Tuttle se la data del perielio fosse caduta il 15 giugno di quell'anno; tuttavia, come fece notare Marsden, il punto principale di questa identità è che il periodo di osculazione della cometa avrebbe dovuto essere di circa 10 anni più lungo di quanto indicato dalle osservazioni nel 1862. Marsden ha fatto due previsioni per un imminente ritorno. In primo luogo, usando l'orbita definitiva di Sekanina e di se stesso, suggerì una data perielio del 1981 settembre 16.93. In secondo luogo, ha suggerito che se il collegamento alla cometa del 1737 fosse valido, la cometa sarebbe ritornata al perielio il 26 novembre 1992.

Rischio d'impatto con la Terra:

La cometa è su un'orbita che effettua ripetuti passaggi ravvicinati al sistema Terra-Luna, e ha una Terra-MOID (distanza minima di intersezione orbita) di 0,0009  UA (130.000 km). 

Al momento della sua riscoperta nel settembre 1992, la data di passaggio del perielio della cometa era diversa dalla previsione del 1973 di 17 giorni. 

Si è poi notato che se anche il successivo passaggio perielio (luglio 2126) fosse stato interrotto di altri 15 giorni (26 luglio), la cometa avrebbe potuto impattare la Terra il 14 agosto 2126 (circolare IAUC 5636: 1992t), ma le successive osservazioni hanno portato al ricalcolo della sua orbita, il che indica che l'orbita della cometa è sufficientemente stabile da non esserci assolutamente alcuna minaccia nei prossimi duemila anni.

È ora noto che la cometa supererà 0,153 UA (22,9 milioni di km) dalla Terra il 5 agosto 2126.

Ed entro 0,147 UA (22,0 milioni di km) dalla Terra il 24 agosto 2261. 

La cometa Swift-Tuttle è di gran lunga il più grande oggetto Near-Earth (asteroide Apollo o Aten o cometa di breve periodo) ad attraversare l'orbita terrestre e compiere ripetuti avvicinamenti alla Terra. Con una velocità relativa di 60 km/s, un ipotetico impatto con la Terra avrebbe un'energia stimata di ~27 volte quella del Dispositivo di simulazione Cretaceo-Paleogene . 

La cometa è stata descritta come "il singolo oggetto più pericoloso conosciuto dall'umanità".

( Tabella dei passaggi ravvicinati ai pianeti dall'800 a.C. fino al 2500 d.C. ).

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PASSAGGI STORICI

( Il grafico ripota i vari passaggi storici ricostruiti le linee blu indicano le distanze minime dalla Terra, quelli nella zona ombreggiata sono quelli non visibili ad occhio nudo, l'unico al limite è quello del 698 d.C. che però non è stato osservato ).

( Elenco dei passaggi storici dal 800 a.C. al 2500 d.C. ).

Come per altre grandi comete famose, anche per la 109P/Swift-Tuttle sono stati ricostruiti i suoi passaggi storici, molti di essi, come quello recente del 1992, non erano visibili ad occhio nudo, nell'antichità si hanno resoconti dei passaggi del 69 a.C. e del 188 d.C. nelle cronache imperiali cinesi, qui di seguito l'elenco dei passaggi ricostruiti dai parametri orbitali usando le varie osservazioni nel corso del tempo (I passaggi registrati sono in Rosso, quelli futuri sono in Blu, gli incerti, che potrebbero presentare errori di un anno in più o meno, sono in Grigio):

ANNI : / -964 / -834 / -702 / -573 / -446 / -321 / -193 / -68 Q1 / 59 / 188 O1 / 316 / 441 / 569 / 698 / 826 / 950 / 1079 / 1212 / 1348 / 1479 / 1610 / 1737 N1 / 1862 O1 / 1992 S2 / 2126 / 2261 / 2392 / 2523 / 2653 / 2784 / 2914 

/ 3044 / ....10 date.... / 4479 .

LINK (pdf) : '' QUI ''.

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Nell'antichità:

Dei passaggi degli anni 574 a.C. (mag. +2,4) e 447 a.C. (mag. +2,1), non si hanno resoconti, anche se i calcoli ci dicono che sarebbero stati visibili ad occhio nudo, molto probabilmente sono andati persi, difatti solo alcuni report di quegli anni ci sono giunti intatti, dopo il rogo di libri ordinato dall'imperatore cinese nell'anno 213 a.C.

Gli altri passaggi risulta dalle simulazioni, che siano stati particolarmente sfavorevoli e quindi non osservabili ad occhio nudo.

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20 agosto 69 a.C. | 109P/-68 Q1

Prima osservazione: 20 agosto (a 0,64 UA dalla Terra e a 0,99 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 70°).

Passaggio ravvicinato: 23 agosto ( a 0,6247 UA dalla Terra).

Ultima osservazione: 27 agosto (a 0,64 UA dalla Terra e a 0,98 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 69°).

NOTA:

[Ricordiamo che per l'introduzione dell'anno zero, fatto per semplificare i calcoli computerizzati, l'anno indicato come 69 a.C. corrisponde al -68].

Osservazioni:

La più antica fonte di informazioni accertata, per questo passaggio al perielio della cometa Swift-Tuttle, è la cronaca Han-Shu (100 d.C.), e riferisce che: 

'' una cometa è stata osservata dai cinesi a nord-est di Kwan-So [Coronae Borealis], muovendosi in direzione sud il 20 agosto del 69 a.C. Il 27 agosto entrò nel recinto T'ien-Shih [Ercole, Serpens, Ofiuco, Aquila], con i suoi raggi che puntavano verso sud-est. L'oggetto era bianco ''.

( Posizioni dal 20 al 27 agosto del 69 a.C. ).

Valutazioni errate:

Pingré (1783) iniziò una tendenza agli errori con questa cometa quando incluse erroneamente l'oggetto del 23 luglio 69 a.C. con le altre osservazioni. Successivamente, Peirce (1846) calcolò un'orbita usando le osservazioni raccolte da Pingré e determinò che l'oggetto passava il perielio nel luglio 69 a.C. 

Non tutti però erano convinti che gli oggetti visti nei mesi di luglio e agosto del 69 a.C. fossero gli stessi, difatti Biot inserì l'oggetto del 23 luglio nel suo elenco di Novae, molti anni dopo, invece Berberich ipotizzo che fosse una meteora.

Kritzinger (1908) Studiò possibili correlazioni di questa cometa con la Grande Cometa Donati del 1858, ma le differenze riscontrate lo portarono a concludere che non si trattava del solito oggetto.

Valutazioni corrette:

La cometa del 69 a.C. si studiò di nuovo durante un'indagine sull'orbita della cometa Swift-Tuttle nel 1972. In una comunicazione privata Hasewgawa suggerì a Marsden che le osservazioni dell'agosto del 69 a.C. rappresentavano l'unico candidato davvero buono per una precedente apparizione della Swift-Tuttle mentre la cometa di luglio deve essere un oggetto separato. 

Marsden aggiunse che 15 rivoluzioni di questa cometa avvennero probabilmente tra questa apparizione e quella del 1862. Hasegawa (1979) in seguito revisionò la data del perielio ai giorni tra il 25/27 agosto del 69 a.C. Dopo il recupero della cometa nell'anno 1992, è stato confermato il legame con l'oggetto dell'agosto del 69 a.C. 

I calcoli di Graeme Waddington e Marsden portarono ad un'orbita con una data del perielio del 27,5 agosto 69 a.C. In un articolo pubblicato su Icarus nel 1993, Marsden, Williams, Kronk e Waddington presentarono dettagli della storia osservazionale di Swift-Tuttle, compresa questa apparizione. 

Hanno calcolato l'orbita riportata di seguito, che ha rivelato che la cometa ha raggiunto la sua più grande declinazione settentrionale di +84° il 3 agosto (non osservata).

PARAMETRI ORBITALI (27,50 agosto -68 UT):

Distanza del perielio 0,9809 UA

Eccentricità dell'orbita 0,9614

Inclinazione del piano orbitale rispetto all'eclittica 113,90°

Argomento del perielio 152,42°

Longitudine del nodo ascendente 139,12°

Periodo di rivoluzione 127,91 anni

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59 d.C.

Il passaggio del 59 d.C. dalle simulazioni effettuate sarebbe dovuto essere visibile ad occhio nudo, ben più che del passaggio precedente avvenuto nel 69 a.C. 

Ma di esso non si trova menzione in nessuna cronaca cinese o di altri, è probabile che un periodo con fenomeni metereologici con copertura di nubi, possa averne impedito l'osservazione, vista la breve finestra temporale in cui la cometa poteva essere visibile.

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28 luglio 188 d.C. | 109P/188 Q1

Prima osservazione: 28,6 luglio (a 0,17 UA dalla Terra, ed a 1.02 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 88°). Passaggio ravvicinato: 25 luglio (a 0,1269 UA dalla Terra).

Dalle cronache imperiali cinesi, She-Ke, si riporta quanto segue:

'' Nella sesta luna dello stesso anno (188 dC), il giorno Ting Maou (29 luglio), una strana stella, simile a una misura di 3 shing, apparve a Kwan Soo. È andato a sud-ovest. È entrato in Teen She, è passato a Wei ed è scomparso ''.

L'asterismo Wei è determinato da Epsilon, Mu, Nu e altri in Scorpione. Teen She, è lo spazio delimitato dal Serpente. Kwan Soo (chiamato anche Shih Soo), è la Corona Boreale.

Per quanto riguarda lo strano riferimento descrittivo, uno shing è descritto come una certa misura, contenente 120.000 grani di miglio, e forse indica che assomigliava allo strumento usato per misurare 3 shing.

( Posizioni dal 25 luglio al 14 agosto 188 ).

Questa cronaca e stata attribuita come un passaggio della Swift-Tuttle, dalle ricerche di Gary Kronk, e successivamente confermate da altri.

PARAMETRI ORBITALI (10,55 luglio 188 UT):

Distanza del perielio 0,97223 UA

Eccentricità dell'orbita 0,962165

Inclinazione del piano orbitale rispetto all'eclittica 113,864°

Argomento del perielio 152,6396°

Longitudine del nodo ascendente 139,2585°

Periodo di rivoluzione 130,27 anni

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I successivi passaggi, del 316 d.C. e del 441 d.C. risultavano particolarmente sfavorevoli, ed era impossibile osservarli ad occhio nudo.

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Nel Medioevo:

Del periodo medievale non si ha cronaca di nessun passaggio della cometa 109P/Swift-Tuttle al perielio, dalle ricostruzioni e dalle simulazioni dell'orbita della cometa è stato possibile ricostruire la cronologia dei passaggi, molti dei quali risultano sfavorevoli ed impossibili da essere osservati ad occhio nudo.

Mentre risulta che i passaggi del 698 e del 1079 sarebbero potuti essere visti, ma nelle cronache cinesi non ve ne è traccia, in Europa peraltro si riportava solo gli eventi più spettacolari, oltre al fatto che molte cronache andavano perdute, possiamo sempre ipotizzare il meteo avverso per i cinesi, oppure che l'attività della cometa sia stata meno intensa.

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Nell'era moderna:

1610

L'osservazione di questo evento, era impossibile ad occhio nudo, in quanto la Terra si trovava dall'altra parte rispetto al Sole, facendo risultare inutili anche i primi telescopi usati giusto in quell'anno da Galileo Galilei e da Simon Marius.

Il passaggio al perielio è avvenuto il 6 febbraio 1610.

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3 luglio 1737 | 109P/1737 N1 (Kegler)

Osservazioni:

L'unica osservazione per questo ritorno è stata ottenuta dal missionario gesuita Ignatius Kegler a Pechino. 

Il resoconto cinese è contenuto nel capitolo 39 del Ch'ing-Shih-Kao: 

'' Nel periodo di regno di Ch'ien-Lung, durante il suo 2° anno, nel 6° mese lunare, il giorno di Ting-Mao (7 luglio 1737), una strana stella apparve a est di Yu-Keng. Il suo colore era bianco. Apparteneva a Lou (sedicesima dimora lunare). Si è poi spostata verso sud-ovest, ed era ancora visibile il giorno Ping-Zu (16 luglio) ''.

[Questa cronaca sembra solo una sommaria osservazione ad occhio nudo, simili a quelle del passato, mentre in Europa le tecniche evolvevano, in Cina nulla mutava da oltre 2 millenni].

Il percorso della cometa per il 1737 è mostrato nel grafico qui sotto, gli asterischi rappresentano le posizioni osservate da Kegler della 109P/Swift-Tuttle, durante il ritorno del 1737. 

I quadrati rappresentano le posizioni calcolate in base agli elementi orbitali per il 1737.

( Posizioni dal 2 al 16 luglio 1737 ).

PARAMETRI ORBITALI (15,85 giugno 1737 UT):

Distanza del perielio 0,97997 UA

Eccentricità dell'orbita 0,96137

Inclinazione del piano orbitale rispetto all'eclittica 113,68°

Argomento del perielio 152,6931°

Longitudine del nodo ascendente 139,4616°

Periodo di rivoluzione 127,77 anni

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16 luglio 1862 | 109P/1862 O1

La cometa rimase visibile a occhio nudo per circa 3 mesi raggiungendo la magnitudine apparente +2,2 e sfoderando una coda con una lunghezza di circa 30°.

( Disegno della chioma del 1862 ).

Osservazioni:

Lewis Swift (Marathon, New York, USA) scoprì questa cometa in Camelopardalis il 16 luglio 1862, mentre esaminava il cielo settentrionale con il suo rifrattore Fitz da 11,4 cm. 

Descrisse la cometa come un oggetto telescopico piuttosto luminoso, ma non lo riferì poiché pensava di osservare la cometa che Schmidt aveva trovato il 2 luglio. 

Senza conoscere l'osservazione di Swift, Horace Parnell Tuttle (Harvard College Observatory, Cambridge, Massachusetts, USA ) scoprì indipendentemente questa cometa il 19 luglio 1919 e notò che si stava dirigendo verso nord. Ha poi fatto un annuncio ufficiale. 

Quando Swift seppe della scoperta di Tuttle, si rese subito conto che la cometa vista il 16 luglio non era quella di Schmidt e fece il suo annuncio per ottenere il merito della sua prima scoperta di comete.

Ci sono state diverse scoperte indipendenti:

 - Thomas Simons (Dudley Observatory, Albany, New York, USA) ha scoperto in modo indipendente la cometa il 19 luglio. Ha osservato: "La prima volta che la si è vista è apparsa come una nebulosa notevolmente condensata al centro, la luce era abbastanza intensa da essere facilmente osservata quando i fili del micrometro erano illuminati". 

 - Antonio Pacinotti e Carlo Toussaint (Firenze, Italia) hanno trovato la cometa il 22 luglio. 

Skjellerup (Copenaghen) ha trovato questa cometa in Camelopardalis la notte tra il 26 e il 27 luglio. L'ha descritta come una luminosa nebulosità con un movimento molto lento. Il 27 luglio 98, Skjellerup e d'Arrest hanno confermato la scoperta con un grande rifrattore. 

Skjellerup ha osservato: "La cometa è piuttosto luminosa, il nucleo era uguale a una stella di 7a magnitudine". Ha aggiunto che con un ingrandimento di 226x hanno visto una distinta estensione in direzione del sole, mentre la nebulosità circostante era di 3 minuti d'arco. 

 - Il 1° settembre, John Tebbutt (Windsor, New South Wales) ha scoperto indipendentemente questa cometa, non avendo ancora ricevuto una notifica della sua precedente scoperta. 

Con un telescopio da 3,25 pollici, ha notato che il nucleo della cometa era mal definito e non ammetteva determinazioni accurate della posizione.

( Resoconti dalle cronache imperiali cinesi da varie fonti ).

JF Julius Schmidt (Atene, Grecia) ha effettuato numerose osservazioni della cometa dall'agosto a settembre. Ha esaminato le sue stime di magnitudo del nucleo della cometa e ha determinato che, in media, la luce massima si verificava ogni 2,691 ± 0,269 giorni, mentre la luce minima si verificava ogni 2,711 ± 0,284 giorni.

PARAMETRI ORBITALI (23,42 agosto 1862 UT):

Distanza del perielio 0,96265 UA

Eccentricità dell'orbita 0,962798

Inclinazione del piano orbitale rispetto all'eclittica 113,5664°

Argomento del perielio 152,7737°

Longitudine del nodo ascendente 139,3715°

Periodo di rivoluzione 131,68 anni

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26 settembre 1992 | 109P/1992 S2

Tsuruhiko Kiuchi (Giappone) ha scoperto una cometa il 26,76 settembre 1992 e l'ha segnalata al National Astronomical Observatory (Tokyo). Ha detto che era di magnitudo +11,5. 

H. Kosai di quell'osservatorio lo riferì successivamente all'Ufficio centrale per i telegrammi astronomici e suggerì che potesse essere la cometa Swift-Tuttle. 

Diversi osservatori sono stati in grado di confermare la cometa entro le 24 ore successive e la direzione e la velocità di movimento indicate erano coerenti con ciò che ci si aspetterebbe dalla Swift-Tuttle. 

Brian G. Marsden (Central Bureau) non è stato in grado di stabilire un collegamento preciso tra le posizioni del 1862 e del 1992, ma ha fornito un'orbita che rappresentava adeguatamente tutte le posizioni disponibili. Indicava una data del perielio del 12,29 dicembre 1992 (sbagliando di soli 15 giorni dalla sua previsione), ad una distanza del perielio di 0,959 UA e con un periodo orbitale di 135,29 anni.

Le osservazioni fatte nei primi giorni successivi al recupero hanno rivelato che la magnitudine effettiva della cometa era prossima a +9 e che il diametro della chioma era di circa 4 minuti d'arco. 

La cometa si è poi costantemente illuminata durante le settimane successive. Ha superato la magnitudine +8,5 poco dopo l'inizio di ottobre ed era salita a +6,0 all'inizio di novembre. 

( Disegno di Albino Carbognani ).

Una debole coda lunga più di un grado era già visibile sulle fotografie dopo la metà di ottobre e ha continuato a schiarirsi durante le settimane successive. A metà novembre è stato possibile vedere oltre 2° di coda con il binocolo. Lungo altre linee di osservazione, gli astronomi hanno riferito che le osservazioni durante la prima metà di novembre stavano rivelando i tassi di produzione di vari gas, di cui OH, metanolo, CS e acqua sono stati tra i primi identificati.

La cometa ha superato la magnitudine +5.0 a metà novembre e ha continuato a illuminarsi. 

La coda di ioni era lunga 6,7 ​° il 23 novembre, quando Herman Mikuz (Slovenia) l'ha ripresa con fotogrammi CCD di esposizione di 10 minuti. Il più interessante è stato un rapporto di L. Jorda e J. Lecacheux (Paris-Meudon) e F. Colas (Observatoire de Paris) che le osservazioni di un jet nucleare con il telescopio da 1,05 me la camera CCD al Pic du Midi nel periodo del 20-26 novembre indicava un probabile periodo di rotazione nucleare di 2,9 giorni. 

Confrontata con la periodicità precedentemente rilevata da Schmidt nella luminosità del nucleo nel 1862, erano compatibilmente simili. 

Quando iniziò novembre le stime di luminosità erano ancora a +5,0 e la cometa non ha mostrato alcun segno di sbiadimento fino a poco prima di metà dicembre.

( Questa immagine è stata ottenuta il 24,74 novembre 1992 UT con la fotocamera Schmidt da 171/200 / 257mm ).

All'inizio di dicembre del 1992 stava diventando ovvio che i calcoli orbitali indipendenti di Marsden e Donald K. Yeomans che cercavano di adattarsi alle osservazioni del 1862 e del 1992 stavano diventando sempre più fuori luogo nel prevedere il movimento di questa cometa. 

Marsden tentò una soluzione non gravitazionale e gestì il miglior adattamento delle posizioni disponibili, ma notò grandi discrepanze nelle posizioni dell'ottobre 1862. 

È interessante notare che questa nuova orbita ha permesso di localizzare due immagini precedenti alla scoperta. Il primo è stato trovato da R. Haver (Cima Ekar) su una lastra esposta con uno Schmidt 0.4-mf / 2.5 il 3.08 gennaio 1992. La cometa è stata descritta come stellare con una magnitudine di 17,5. 

Il secondo è stato trovato da L. Kohoutek (Calar Alto) su una lastra esposta il 7 gennaio con uno Schmidt di 0,8 m. Ha stimato la magnitudine come 18. 

In questo periodo, Gary Kronk (Troy, Illinois, USA) ha annunciato la probabilità che le comete riportate dai cinesi in -68 e +188 fossero buoni candidati per la Swift-Tuttle. Calcoli indipendenti di Marsden e G. Waddington (Oxford University) hanno confermato i collegamenti e hanno notato che una soluzione puramente gravitazionale funzionava meglio per adattarsi alle apparizioni. Inoltre, ci si rese conto che dopo il 188 fino al 1737 non si sarebbero verificate apparizioni favorevoli.

La cometa è stata vista l'ultima volta il 29 marzo 1995 dagli osservatori del Siding Spring Observatory (Australia).

PARAMETRI ORBITALI (12,32 dicembre 1992 UT):

Distanza del perielio 0,958218 UA

Eccentricità dell'orbita 0,9635892

Inclinazione del piano orbitale rispetto all'eclittica 113,42658°

Argomento del perielio 153.00138°

Longitudine del nodo ascendente 139,44442°

Periodo di rivoluzione 135,02 anni

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PASSAGGI FUTURI PROSSIMI:

2126

Ad ora noto che la cometa supererà a 0,153 UA (22,9 milioni di  km) dalla Terra il 5 agosto 2126.

La cometa apparirà ben visibile ad occhio nudo.

PARAMETRI ORBITALI (12,41 luglio 2126 UT):

Distanza del perielio 0,956272 UA

Eccentricità dell'orbita 0,963876

Inclinazione del piano orbitale rispetto all'eclittica 113,4086°

Argomento del perielio 153.11853°

Longitudine del nodo ascendente 139,60915°

Periodo di rivoluzione 136,20 anni

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2261

E passerà entro 0,147 UA (22,0 milioni di km) dalla Terra il 24 agosto 2261.

La cometa apparirà ben visibile ad occhio nudo.

PARAMETRI ORBITALI (10,74 agosto 2261 UT):

Distanza del perielio 0,95842 UA

Eccentricità dell'orbita 0,96351

Inclinazione del piano orbitale rispetto all'eclittica 113,494°

Argomento del perielio 153,1397°

Longitudine del nodo ascendente 139,742°

Periodo di rivoluzione 134,59 anni

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2392

Mentre per questo passaggio sarà ben distante, difatti il 17 settembre 2392 passera a ben 0,501 UA dalla Terra, e sarà un oggetto visibile ad occhio nudo, ma non particolarmente evidente.

PARAMETRI ORBITALI (16,11 settembre 2392 UT):

Distanza del perielio 0,9498 UA

Eccentricità dell'orbita 0,9635

Inclinazione del piano orbitale rispetto all'eclittica 113,58°

Argomento del perielio 153,13°

Longitudine del nodo ascendente 139,62°

Periodo di rivoluzione 1132,66 anni

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PASSAGGI FUTURI REMOTI

RAVVICINATI:

3044

Le simulazioni dell'orbita della cometa nel futuro, indicano che passerà molto vicina alla Terra nel 3044 (passando a circa 1 milione di km), dopo che nuovi recenti dati, avevano escluso una possibile collisione nel 1992. 

La cometa Swift-Tuttle, sarà quindi uno spettacolo impressionante.

Questa cometa è quindi uno degli oggetti celesti più pericolosi per la Terra, tuttavia la sua orbita periodica e le osservazioni astronomiche dovrebbero consentire agli scienziati di avere centinaia di anni per cercare modi per evitare una collisione, in tutta sicurezza.

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4479

Un altro incontro ravvicinato, molto vicino, è previsto per l'anno 4479, intorno al 15 settembre; l'approccio è valutato essere inferiore a 0,05 UA (7,5 milioni di km), con una probabilità di impatto di uno su un milione. Dopo il 4479, l'evoluzione orbitale della cometa è più difficile da prevedere; la probabilità di impatto della Terra in orbita è valutata come 2 × 10E-8 (0,000002%). 

È comunque l'oggetto più grande del sistema solare che effettua ripetuti avvicinamenti alla Terra con una velocità relativa di 60 km/s.

Un impatto sulla Terra avrebbe un'energia stimata di circa 27 volte quella che ha creato il cratere di Chicxulub nello Yucatan, 65 milioni di anni fa.

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110P/HARTLEY 3

La 110P/Hartley è una cometa periodica appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane ed al sottogruppo delle Quasi-Hilda.

Per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 4,3 km, e inoltre è stato determinato un periodo di rotazione di 10,153 h.

Scoperta:

La cometa è stata scoperta il 19 febbraio 1988 dall'astronomo Malcolm Hartley, il suo recupero il 23 giugno 1993 ha permesso la sua numerazione definitiva.

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Storia osservativa:

(Le curve di luce sono tratte dal sito di Seiichi Yoshida, mentre le tabelle con i dati orbitali sono tratte dal sito di Syuichi Nakano, dalle note NK 1260 e NK 3639).

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1987

Malcolm Hartley ha scoperto questa cometa su lastre fotografiche esposte il 19 e 22 febbraio 1988 con l'unità del telescopio Schmidt del Regno Unito a Siding Spring. 

Ha stimato la magnitudine totale come +16,5 il 19, ed ha aggiunto che la lastra esposta il 22 ha rivelato una coda che si estende per 10 minuti d'arco verso nord-ovest. Dopo l'annuncio del 23 febbraio, Carolyn ed Eugene Shoemaker hanno trovato la cometa su una lastra esposta il 19, poche ore prima della prima foto di Siding Spring. La lastra fotografica degli Shoemaker era stata ottenuta con il telescopio Schmidt da 0,46 m all'Osservatorio di Palomar.

Utilizzando le immagini riportate da Hartley per il periodo dal 19 al 25 febbraio, così come le immagini di Shoemaker, Daniel W.E. Green (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha calcolato la prima orbita che è stata pubblicata per la prima volta il 1 marzo 1988, ed era un'orbita ellittica che indicava una data del perielio del 1 agosto 1987, una distanza del perielio di 2,44 UA e un periodo orbitale di 6,76 anni. Dopo l'acquisizione di ulteriori osservazioni, Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha calcolato un'orbita rivista che indicava una data del perielio del 14 luglio 1987, una distanza del perielio di 2,45 UA e un periodo orbitale di 6,85 anni. Orbite più raffinate dopo l'osservazione finale del 19 maggio 1988 indicavano che quest'ultima orbita era quasi sul bersaglio, sebbene il periodo orbitale fosse di 6,83 anni, ed il perielio il 15 luglio 1987.

T = 1987 July 15.78997 TT Epoch = 1987 July 24.0 TT Peri. = 168.09421 e = 0.3181330 Node = 287.94169 (2000.0) a = 3.5983402 AU Inc. = 11.70383 n'= 0.14439453 q = 2.4535895 AU P = 6.826 years

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1994

James V. Scotti (Università dell'Arizona, USA) ha recuperato questa cometa con il telescopio Spacewatch da 0,91 m a Kitt Peak il 23 e 24 giugno 1993, e ne ha dato la magnitudine totale come +19,5 / +19,7. 

Scotti ha anche notato che l'immagine CCD del 23 mostrava un diametro della chioma di 10 secondi d'arco, una coda che si estendeva per 0,54 minuti d'arco verso ovest e una magnitudine nucleare di +22,1. Le posizioni precise indicavano che la previsione di questo ritorno richiedeva una correzione di soli +0,49 giorni. Le osservazioni sono continuate fino al 19 aprile 1995, quindi con una durata di visibilità di 665 giorni.

T = 1994 May 20.63650 TT Epoch = 1994 May 8.0 TT Peri. = 168.42611 e = 0.3170121 Node = 287.88186 (2000.0) a = 3.6035863 AU Inc. = 11.69559 n'= 0.14407933 q = 2.4612056 AU P = 6.841 years

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2001

La cometa è passata al perielio il 21 marzo 2001 ed è stata recuperata il 30 maggio 1998 da Christian Veillet (Mauna Kea, Hawaii, USA) utilizzando il telescopio Canada-Francia-Hawaii da 3,60 m. 

La magnitudine è stata data come +22,7 e la cometa è stata trovata 1026 giorni prima del perielio. 

La cometa ha raggiunto una magnitudine totale massima di +13 nella primavera del 2001.

T = 2001 Mar. 21.40325 TT Epoch = 2001 Apr. 1.0 TT Peri. = 167.93757 e = 0.3146504 Node = 287.75301 (2000.0) a = 3.6161220 AU Inc. = 11.68874 n'= 0.14333078 q = 2.4783079 AU P = 6.876 years

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2008

Passaggio al perielio il 3 febbraio 2008.

Epoch = 2008 Jan. 15.0 TT T = 2008 Feb. 3.48689 +/- 0.00039 (m.e.) TT Peri. = 167.79889 +/- 0.00012 Node = 287.74597 +/- 0.00003 (2000.0) Inc. = 11.67940 +/- 0.00001 q = 2.4884561 +/- 0.0000005 AU e = 0.3125421 +/- 0.0000001 a = 3.6197944 +/- 0.0000003 AU n' = 0.14311272 +/- 0.00000002 P = 6.887 +/- 0.0000008 years A1 = -0.249 +/- 0.072 A2 = -0.05368 +/- 0.00102

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2014

Passaggio al perielio il 17 dicembre 2014.

Epoch = 2014 Dec. 9.0 TT T = 2014 Dec. 17.78938 +/- 0.00029 (m.e.) TT Peri. = 167.74934 +/- 0.00007 Node = 287.71439 +/- 0.00001 (2000.0) Inc. = 11.69346 +/- 0.00001 q = 2.4753673 +/- 0.0000003 AU e = 0.3145312 +/- 0.0000001 a = 3.6112032 +/- 0.0000006 AU n' = 0.14362372 +/- 0.00000004 P = 6.862 +/- 0.0000018 years A1 = +0.061 +/- 0.026 A2 = -0.02555 +/- 0.00040

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2021

Passaggio al perielio il 18 ottobre 2021.

T = 2021 Oct. 18.29792 TT Epoch = 2021 Nov. 2.0 TT Peri. = 167.44381 e = 0.3182853 Node = 287.53556 (2000.0) a = 3.6022779 AU Inc. = 11.70673 n'= 0.14415784 q = 2.4557258 AU P = 6.837 years

Passaggi futuri:

I successivi passaggi al perielio, calcolati da Kazuo Kinoshita, avverranno nelle seguenti date:

il primo ci sarà il 23 agosto 2028 , poi il 14 marzo 2032 la cometa passerà a 0,7073 UA da Giove, ed il suo perielio aumenterà da 2,45 a 2,82 UA, ed anche il suo periodo andrà da 6,83 a 7,36 anni, seguiranno poi nel 24 novembre 2035 - 9 aprile 2043 - 20 agosto 2050 - 12 dicembre 2057 -

26 aprile 2087, il 29 maggio del 2091 un altro passaggio ravvicinato a Giove riporterà i dati sui valori precedenti, e si proseguirà cin il 14 settembre 2094 - 5 luglio 2101.

Parametri orbitali:

110P/Hartley
da 2544 osservazioni 1993 giu 23-2016 Mar 6, residuo medio 0".59
  parametri non-gravitazionali A1= +0.03, A2= -0.0257.

  Epoca  = 2014 Dic 9.0 TT               JDT = 2457000.5
      T  = 2014 Dic 17.7895076802 TT     +/- 0.0003817835
   Peri. = 167.7493673799                +/- 0.0000761302
   Nodo  = 287.7143963444 (2000.0)       +/- 0.0000146517
   Incl. =  11.6934556982                +/- 0.0000070966
      q  =   2.4753670330 UA             +/- 0.0000002973
      e  =   0.3145312465                +/- 0.0000000814
     A1  =   0.0312094801                +/- 0.0288854923
     A2  =  -0.0256881494                +/- 0.0003967070
      a  =   3.6112033123 UA             +/- 0.0000001689
      n  =   0.1436237175                +/- 0.0000000101
      P  =   6.8624297258 anni           +/- 0.0000004814

( Diagramma orbitale, maggio 2022 - JPL ).

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A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.