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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

LE GRANDI COMETE STORICHE cap. 5 : fine era Moderna ed inizio era Spaziale, dal 1900 ad oggi. by Andreotti & Donati - INSA.

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Aggiornato il 13/09/2021
 
Le grandi comete storiche capitolo 5
Fine era Moderna ed inizio era Spaziale, dal 1900 ad oggi - 
A cura di Giovanni Donati e Andreotti Roberto.

Introduzione:
La loro composizione fisica è un misto di tre elementi principali: roccia, polvere e ghiaccio. 
A questi si aggiungono un insieme di altre sostanze che, sulla Terra, si trovano presenti in forma gassosa, come il monossido di carbonio, anidride carbonica, metano e ammoniaca.

Fred Whipple formulò la teoria cometaria che trova ancora oggi la validità scientifica più rilevante, sebbene gli studi siano ancora in fase di progresso. 
L’astronomo statunitense le definì “palle di neve sporca”, metafora che ne esprime in modo simbolico la composizione.
Oltre agli elementi citati, le comete sono costituite anche da diversi composti organici, tra cui metanolo, acido cianidrico, formaldeide, etanolo ed etano. 
Si suppone che su di esse viaggino anche delle molecole più complesse, tipo lunghe catene di idrocarburi e amminoacidi.
Questo dato è molto affascinante, poiché confermerebbe la teoria della panspermia, secondo la quale la vita sulla Terra avrebbe origine extraterrestre, trasportata sul nostro pianeta proprio dalle comete.

A dispetto del bagliore candido prodotto, i nuclei delle comete sono tra gli oggetti più scuri del sistema solare, con una colorazione addirittura più nera del carbone. È stato possibile determinare questi dati grazie alle sonde Giotto e Deep space, in base alla percentuale di luce riflessa rispettivamente dalla cometa di Halley (4%) e dalla Borrelly (tra il 2,4 e il 3%).
La chioma e la coda, nel loro insieme, danno vita all’iconica scia luminosa che attraversa i nostri cieli. Questo scintillante elemento si genera come effetto dell’avvicinamento del nucleo della cometa al Sistema solare interno. 
Il calore del sole scioglie gli strati di ghiaccio più esterni. 
Il contemporaneo rilascio di correnti di polvere e gas crea un’atmosfera rarefatta intorno al nucleo, ossia la chioma.
La coda, invece, è il risultato della forza della pressione di radiazione del Sole e del vento solare sulla chioma. Si genera in direzione opposta al sole.

Il loro risplendere è dovuto ad una coppia di cause. Innanzitutto viene a verificarsi per un’azione di riflessione indiretta della luce incidente. 
In secondo luogo il vento solare da vita ad una ionizzazione dei gas rilasciati della chioma.
Non è insolita la formazione di comete aventi persino due code. 
Nei casi in cui le polveri, essendo più pesanti, rimangano indietro rispetto al nucleo, andranno a creare delle scie incurvate. 
Diversamente i gas, influenzati maggiormente dal vento solare, tenderanno a formare una coda dritta, opposta al Sole, seguendo le linee del campo magnetico piuttosto che le traiettorie orbitali.
Le dimensioni di questi due elementi possono arrivare ad essere veramente sbalorditive. 
Sono state rilevate chiome di dimensioni addirittura superiori a quelle del sole e code di estensione superiore ad 1 UA (150 milioni di chilometri).

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ELENCO DELLE GRANDI
COMETE STORICHE :
Dal 1900 fino ad oggi.
(Sono inserite anche alcune comete particolari, non eccezionalmente evidenti, ma con una storia curiosa o peculiare riferita alla loro scoperta oppure ad innovazioni in campo astronomico).
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LA GRANDE COMETA del 1901
C/1901 G1 (VISCARA)

La Grande Cometa del 1901 , a volte nota come Cometa Viscara , formalmente designata C/1901 G1 (e nella nomenclatura più antica 1901 I e 1901a ), era una cometa che divenne luminosa nella primavera del 1901. Visibile esclusivamente (o quasi esclusivamente) dal sud del mondo.
Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le " Grandi Comete ".

Scoperta:
All'alba del 12 aprile 1901 ci fu una scoperta ad occhio nudo della cometa da parte di Viscara, il gestore di un'estancia nel Departamento de Paysandú , in Uruguay .


Osservazioni:
Prima dell'alba del 23 aprile la cometa è stata osservata a Queenstown, in Sud Africa e il 24 aprile da David Gill e Robert Innes al Royal Observatory, al Capo di Buona Speranza ; la coda era quindi lunga circa 10°. Il 24 aprile la cometa è stata osservata anche a Cape Leeuwin in Western Australia . All'Osservatorio di Sydney il 25 aprile, HC Russelltrovato la coda lunga circa 2°.

Quando la luminosità della cometa raggiunse il massimo il 5 maggio, la coda si era aperta a ventaglio con una debole coda di plasma lunga circa 45° e una coda di polvere ricurva lunga circa 15°. 
Il 5 maggio la luminosità della cometa ha raggiunto la magnitudine 1 o forse più brillante. 
Secondo alcuni osservatori (del nucleo osservato telescopicamente dopo l'alba) la luminosità potrebbe aver raggiunto la magnitudine -1,5. 
Dalle osservazioni ad occhio nudo del 5 maggio c'erano almeno due segnalazioni di ondulazioni simili ad aurore nella coda.
La cometa è stata prontamente visibile ad occhio nudo fino al 20 maggio circa e visibile al telescopio fino a ottobre.

Nella sezione delle sue Memorie astronomiche intitolata 1901 , John Tebbutt scrisse:
'' ... Durante le ore buie era un oggetto sorprendente e bellissimo. Oltre alla coda principale o chiara, una secondaria e molto più lunga ma più debole formava con essa un angolo verso sud di circa 35 o 40 gradi. Complessivamente la cometa è stata osservata a Windsor in trentadue sere. 
È stato visto solo nell'emisfero meridionale e gli unici altri osservatori che hanno preso parte al lavoro sono stati il ​​Royal Observatory, Città del Capo, l'Osservatorio nazionale argentino, Cordoba e l'Osservatorio governativo a Perth, in Australia. Secondo l'orbita definitiva calcolata dal Sig. Merfield, che ha anche contribuito con alcune osservazioni, la cometa è arrivata nel perielio il 24 aprile a una distanza di 23 milioni di miglia dal sole. Al momento della prima osservazione di Windsor, il 3 maggio, la cometa era distante 79 milioni di miglia da noi, ma entro il 13 giugno, quando la mia ultima osservazione fu ottenuta, si era ritirata a una distanza di 193 milioni di miglia. L'orbita è sensibilmente parabolica. ... ''.

( La relazione originale in tedesco di Lorenzo Kropp ).

Orbita:
Utilizzando 160 osservazioni in 43 giorni, Charles J. Merfield (1866-1931) poté calcolare solo un'orbita parabolica, inclinata di circa 131° rispetto all'eclittica. 
La cometa ha quindi viaggiato su un'orbita retrograda rispetto alle orbite planetarie. La cometa il 10 aprile era a circa 0,56 UA da Venere e il 21 aprile a circa 0,19 UA da Mercurio . 
Il 24 aprile la cometa ha raggiunto il perielio a circa 0,245 UA dal Sole, passandolo ad una velocità di circa 85,1 km/s.
Il 30 aprile la cometa ha effettuato il suo passaggio più vicino al pianeta Terra a circa 0,83 UA.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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LA COMETA del 1908
C/1908 R1 (MOREHOUSE)

La C/1908 R1 (Morehouse) è una cometa che è stata osservata nel 1908 e nel 1909, ed era appena visibile ad occhio nudo, ma è stata una delle comete più fotografate dell'inizio del XX secolo e di conseguenza ha guadagnato una certa notorietà.

Cometa Morehouse fotografata all'osservatorio lick 15 novembre 1908 ).

Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 2 settembre 1908 da Daniel Walter Morehouse al Yerkes Observatory su una fotografia del cielo settentrionale . La notte seguente, un'altra scoperta indipendente è stata fatta da Alphonse Louis Nicolas Borrelly a Marsiglia .

( La cometa Morehouse fotografata all'osservatorio lick 18 nov 1908 ).

Osservazioni:
Al momento della scoperta, la cometa aveva una luminosità di +9 magnitudini, ed era ancora a una distanza di circa 2 AU dal Sole . Nessuna coda poteva essere vista visivamente , ma la lastra fotografica della scoperta mostrava che la cometa era molto attiva e mostrava una coda lunga e cospicua.
Nelle settimane successive, la cometa è stata quindi intensamente fotografata da molti astronomi, tra cui Max Wolf a Heidelberg , nonché Edward Barnard e lo stesso Morehouse.

( Cometa Morehouse il 30 settembre 1908 Foto di E. Barnard ).

La cometa si è spostata verso ovest attraverso il cielo fino a metà dicembre e poi è scomparsa al tramonto quando aveva raggiunto una luminosità appena visibile ad occhio nudo. 
Durante il periodo del suo massimo avvicinamento al Sole, la cometa era vicino alla orbita della Terra, ma ad un certo punto, è andata nella posizione quasi diametralmente opposta, riducendo la sua luminosità apparente che era non molto pronunciata dalla grande distanza . 
Se la cometa fosse apparsa sei mesi prima o dopo, avrebbe potuto trasformarsi in una Grande Cometa straordinariamente spettacolare per gli osservatori sulla Terra .

( Foto di Edward Emerson Barnard - 1911 Encyclopædia Britannica, articolo sulla Cometa Morehouse del 1908 - Vol. 6 ).

Il 2 gennaio 1909, la cometa è passata al perielio ad una distanza angolare di soli 0,67° vista dalla Terra e di nuovo poteva essere osservata dal sud del mondo al all'alba da metà gennaio . 
Nei mesi successivi ha vagato in alto nel cielo meridionale, dove la sua luminosità è diminuita di nuovo. Le ultime osservazioni sono state fatte a metà maggio 1909.

Valutazioni scientifiche:
Lo sviluppo dell'astrofotografia intorno all'inizio del XX secolo, insieme alla posizione favorevole della cometa Morehouse nel cielo settentrionale, ha permesso di fornire ampio materiale per lo sviluppo di teorie fisiche sulle comete attraverso numerose fotografie della cometa a brevi intervalli . Solo Barnard è stato in grado di acquisire 350 immagini con gli strumenti dell'Osservatorio Yerkes, che documentano le straordinarie apparizioni della cometa durante il suo periodo di visibilità da settembre a dicembre.

La cometa Morehouse è stata caratterizzata in particolare dallo sviluppo di una coda che era molto pronunciato rispetto al coma . La coda era caratterizzata dallo sviluppo dinamico di condensazioni nuvolose, raggi di coda, onde e torsioni a spirale che cambiavano nel giro di una notte o addirittura ogni ora. Più volte si poteva addirittura osservare che la coda veniva "strappata" dalla testa e poi si formava nuovamente una nuova coda partendo da essa. Le dinamiche di questi fenomeni furono successivamente esaminate da Nicholas Theodore Bobrovnikoff .


Inviluppi parabolici sorprendenti sono stati osservati intorno al vero e proprio coma cometario, che Arthur Stanley Eddington ha studiato in dettaglio. 
Riuscì a far risalire la sua origine al materiale del nucleo della cometa , che veniva espulso come una fontana nella direzione della radiazione solare ("teoria della fontana") e poi deviato in un arco in direzione della coda da la pressione di radiazione del sole. Ciò ha portato alla comparsa di un guscio parabolico, che poi si è fuso nei confini esterni della coda di polvere. 

La luce della cometa è stata esaminata in modo intensivo spettroscopicamente , tra le altre cose. da William Wallace Campbell e Sebastian Albrecht al Lick Observatory , Johannes Franz Hartmann presso l' Osservatorio Astrofisico di Potsdam , Aymar de La Baume Pluvinel e Fernand Baldet al osservatorio a Juvisy-sur-Orge , Henri- Alexandre Deslandres e A. Bernard all'Osservatorio di Parigi , Edwin Brant Frost e John Adelbert Parkhurst aOsservatorio Yerkes e Hans Rosenberg a Gottinga.
Gli spettrogrammi hanno mostrato righe di emissione tipiche , tra cui di C2 e CN alla luce del coma cometario. Come per la prima volta con la cometa C/1907 L2 (Daniel) nell'anno precedente, nella coda della cometa sono state nuovamente trovate bande nella gamma dei colori viola e blu, la cui causa inizialmente era sconosciuta. 
Nel 1909, Alfred Fowler fu in grado di identificare queste righe spettrali come emissioni di monossido di carbonio semplicemente ionizzato (CO+) in un esperimento di laboratorio . 
Un'altra forte linea spettrale nella gamma dei colori viola è stata suggerita da de La Baume Pluvinel e Baldet, è stata riconosciuta come emissione di azoto ionizzato (N2+).


Parametri orbitali:
Per la cometa nel 1978 a cura di Brian Marsden, è stata determinata un'orbita iperbolica da 141 osservazioni per un periodo di 250 giorni. 
Più recentemente, nuovi valori per gli elementi orbitali sono stati calcolati da 54 dati di osservazione per un periodo di 88 giorni (solo dal momento dell'avvicinamento al sole) , ma questi differiscono solo in modo insignificante dai valori di Marsden. 
L'orbita della cometa è di conseguenza inclinata di circa 140° rispetto all'eclittica , quindi corre nella direzione opposta (retrograda) rispetto i pianeti attraverso la sua orbita. 
Nel punto dell'orbita più vicino al sole (perielio), che la cometa ha attraversato il 26 dicembre 1908, si trovava a circa 141,4 milioni di km dal Sole appena entro il raggio dell'orbita terrestre. 
Già il 16 ottobre era arrivata nel punto più vicino alla Terra a circa 1,03 AU / 154,7 milioni di km. Il 24 gennaio 1909 la cometa passò su Venere a una distanza di circa 73,0 milioni di km e il 15 febbraio su Marte a una distanza di circa 121,9 milioni di km . Il 27 marzo c'è stata un secondo avvicinamento alla Terra a circa 1,26 AU / 188,8 milioni di km.

( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).

Gli elementi orbitali della cometa C/1908 R1 sono stati usati insieme a quelli di altre 18 comete di periodo estremamente lungo da Jan Hendrik Oort per formulare la sua ipotesi riguardo alla nuvola di comete che circonda il sistema solare, che oggi prende il nome di Nube di Oort.

Evoluzione dell'orbita:
Per le seguenti informazioni vengono utilizzati i calcoli di Marsden, basati su osservazioni su un periodo di tempo più lungo. Da questi elementi orbitali , che sono afflitti da un certo grado di incertezza, sappiamo che la cometa si è mossa in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al Sole prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1908 e nel 1909 . 
Aveva un'eccentricità di circa 0,99984 e un semiasse maggiore di circa 5750 UA, quindi il suo periodo orbitale era di circa 435.000 anni. Era forse una nuova cometa dinamica, dalla nuvola di Oort si crede che si è avvicinata al Sole solo poche volte prima di questo passaggio. 
Durante il suo passaggio attraverso il sistema solare interno, la cometa ha visto un numero di passaggi relativamente ravvicinati dei grandi pianeti Giove , Saturno e Nettuno:
Passaggi ravvicinati di C/1908 R1 ai grandi pianeti
DatapianetaMin. Distanza (in UA)
15 febbraio 1896Giove25.6
10 agosto 1898Nettuno7.9
29 gennaio 1907Giove4.1
7 agosto 1908Saturno8.2
22 settembre 1909Giove3.4
27 giugno 1915Saturno13.1
15 novembre 1918Giove21.1
16 giugno 1920Nettuno9.8
La sua eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 1.00038 dalle loro forze di attrazione, così che la cometa ora sta partendo su un'orbita iperbolica. Non tornerà più quindi nel sistema solare interno.
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LA GRANDE COMETA DIURNA
del 1910 (C/1910 A1)

La C/1910 A1 (Grande cometa diurna) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo durante il giorno del 1910 . Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le "Grandi Comete".
Al suo massimo splendore, ha superato anche il pianeta Venere ed è stata forse la cometa più brillante del XX° secolo.


Scoperta:
Era già visibile ad occhio nudo quando fu notata per la prima volta, e quindi sono molte le persone che hanno "scoperto" la cometa in modo indipendente.
I primi che hanno visto questa cometa erano tre lavoratori in una miniera di diamanti nel Transvaal all'alba del 12 gennaio 1910, quando aveva già una luminosità di -1.

Osservazioni:
La prima persona a studiare adeguatamente la cometa è stata l' astronomo scozzese Robert Innes al Transvaal Observatory di Johannesburg il 17 gennaio, dopo essere stato allertato due giorni prima dall'editore di un quotidiano di Johannesburg.
La cometa ha raggiunto il perielio il 17 gennaio ed era in quel momento visibile alla luce del giorno ad occhio nudo, con una magnitudine di –5. Dopo il perielio, diminuì di luminosità ma divenne uno spettacolo impressionante dall'emisfero settentrionale al crepuscolo serale, con la sua coda notevolmente ricurva che raggiungeva i 50 gradi all'inizio di febbraio.

A mezzogiorno del 17 gennaio, Innes poté osservare la cometa nel cielo luminoso del giorno ad occhio nudo 4,5° vicino al sole , all'epoca aveva una luminosità di −4 mag. Lo descrisse come un oggetto bianco come la neve lungo circa 1° e più luminoso di Venere nel suo massimo splendore. 
Il giorno seguente ci sono state ulteriori osservazioni diurne della cometa a Vienna , Algeri e Roma , e il 19 gennaio gli astronomi dell'osservatorio di Santiago del Cile hanno osservato la cometa per sette ore dalla mattina alla sera quando era a circa 8° dal Sole. Anche a Milano la cometa è stata osservata durante il giorno.

Dopo che la cometa ha passato il Sole il 17 gennaio, si è spostata verso nord nel cielo, rendendola chiaramente visibile agli osservatori nell'emisfero settentrionale . È stato ampiamente osservato dal pubblico in Europa e Nord America . Molti osservatori che in seguito ricordarono di aver visto la cometa di Halley stavano effettivamente descrivendo la cometa di gennaio. 

(a lato una fotografia di Percival Lowell).

Il 22 gennaio, la cometa è apparsa a un osservatore in Svezia con una coda curva di 25° di longitudine e 5° di latitudine al crepuscolo, e una lunghezza della coda da 30 a 50° è stata stimata entro la fine del mese.
La cometa svanì gradualmente man mano che si allontanava dal sole e dalla terra , +6 mag è stata raggiunta il 12 febbraio, +8 mag all'inizio di marzo e +11 mag all'inizio di aprile. 
L'ultima osservazione è stata il 9 luglio, quando probabilmente ha raggiunto solo +14 mag.


Valutazioni scientifiche:
La cometa di gennaio del 1910 era estremamente polverosa. Gli spettrogrammi hanno mostrato uno spettro continuo attraverso la luce solare diffusa non solo intorno al nucleo , ma anche in fondo alla coda. Nessuna delle righe di emissione altrimenti usuali potrebbe essere determinata. Tuttavia, sulla cometa sono state probabilmente osservate per la prima volta forti righe di emissione di sodio . 
Questo fenomeno di una coda di sodio neutro potrebbe essere analizzato solo molto più tardi sulla cometa C / 1995 O1 (Hale-Bopp) . La presenza di sodio insieme alla forte luce solare diffusa spiega anche la descrizione del colore della cometa come giallo o addirittura rosso, come riportato da diversi osservatori.

L'alto contenuto di polvere della coda della cometa ha portato anche a strisce nella coda, che aveva la forma di un corno ricurvo. Il 27 gennaio, accanto alla coda curva, si poteva vedere una coda più corta e dritta, ma probabilmente era anche quella una coda di polvere. Una coda di plasma non si è sviluppata fino a quando le righe di emissione di sodio non sono scomparse, e dopo il 26 gennaio è stato possibile vedere nello spettro anche le solite bande cometarie. All'inizio di febbraio c'era anche una piccola contro-coda su una fotografia.

Orbita:
Nel 1982 Manoel Soares de Mello e Simas è stato il primo in grado di determinare un'orbita ellittica estremamente allungata che risulta inclinata di circa 139° rispetto all'eclittica, da circa 400 dati di osservazione su un periodo di 180 giorni . 

La cometa corre quindi nella direzione opposta ai pianeti (retrograda). 
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha superato il 17 gennaio, si trovava a una distanza di 19,3 milioni di km dal Sole, ben all'interno dell'orbita di Mercurio . 
Il giorno successivo, il 18 gennaio, ha raggiunto a 0,86 UA/ 128,4 milioni di km l'approccio più vicino alla Terra . Un altro giorno dopo, il 19 gennaio, ha prima superato Venere a una distanza di 86,5 milioni di km e poi ha superato Mercurio a una distanza di 22,5 milioni di km.

L'apparizione della cometa nel 1910 fu forse la prima visita di questa "nuova cometa" dalla Nube di Oort al sistema solare interno. Gli elementi orbitali precedenti a questo passaggio, erano afflitti da una certa incertezza, poi la forza di attrazione dei pianeti ha modificato la sua eccentricità orbitale a circa 0,9999959 e il suo semiasse maggiore a circa 31.577 UA, così che il suo periodo orbitale ci indica che forse tornerà tra 5.611.316 anni.

( Diagramma dell'orbita al 17 gennaio 1910 - JPL ).
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LA PRIMA COMETA 
del 1911 di BROOKS

La C/1911 O1 (Brooks) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1911. 
Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +2 mag.

Scoperta: 
William Robert Brooks fu uno dei cercatori di comete di maggior successo del suo tempo. 
Dal 1883 aveva già scoperto visivamente 20 comete, 17 delle quali come unico scopritore. 
Quando scrutò il cielo con il suo telescopio a Ginevra (New York) la mattina del 20 luglio 1911 (ora locale) , ha potuto scoprire la sua 21a e ultima cometa, che sarebbe diventata la più impressionante di tutte "le sue" comete.

( Foto dell'epoca ).

Osservazioni:
Dopo la sua scoperta, la cometa si spostò verso nord e ovest nel cielo e presto divenne visibile nel cielo serale. Verso la fine di agosto la cometa si è potuta osservare per la prima volta anche ad occhio nudo e a settembre è rimasta visibile tutta la notte con una luminosità di +4 mag come oggetto circumpolare.

A fine settembre la cometa si sta allontanando nuovamente dalla Terra , ma allo stesso tempo si stava ancora avvicinando al Sole, per cui la sua luminosità ha continuato ad aumentare rapidamente e ha raggiunto un valore di +2 mag al tramonto, verso la metà di ottobre, mentre la sua stretta coda bianco-azzurra si muoveva di 30° allungata nel cielo e offriva uno spettacolo di poco inferiore a quello della cometa di Halley di un anno prima.

A metà ottobre, la cometa è passata a nord del Sole e per qualche tempo è stata osservata sia nel cielo serale che mattutino . In questo momento, insieme alla cometa Brooks, c'era la cometa C/1911 S3 (Beljawsky), scoperta 2 mesi dopo, poteva essere vista bassa nel cielo occidentale. 
Al crepuscolo dell'11 Ottobre 1911, le due comete sono avvicinate l'una all'altra ad una distanza di circa 20°.

All'inizio di novembre, la cometa Brooks è apparsa nel cielo mattutino con una luminosità di +3 mag e da fine mese non era più visibile ad occhio nudo. 
L'osservazione finale si ebbe il 28 febbraio 1912.

(Diagramma del passaggio al perielio del 28 ottobre 1911 - JPL ).

Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica allungata è stata determinata da 619 dati di osservazione su un periodo di 221 giorni, risulta che è inclinata di circa 34° rispetto al piano dell'eclittica.
Nel punto dell'orbita più vicina al sole ( perielio ), che la cometa passò il 28 ottobre 1911, si trovava ad una distanza di circa 73,2 milioni di km dal sole nell'area compresa tra le orbite di Mercurio e Venere. Il 18 settembre ha raggiunto il massimo avvicinamento alla terra ad una distanza di 0,51 AU / 77,0 milioni di km . Il 21 ottobre la cometa si trovava a 59,0 milioni di km da Venere.
tipo di orbitalungo periodo
Eccentricità0,9970
Perielio0,489429 AU
28 ottobre 1911
Afelio326,341 UA in entrata
~307 UA in uscita
Semiasse maggiore163,41 UA entrata
159 UA uscita
Periodo orbitale~2090 anni in entrata
~1900 anni in uscita
Inclinazione del
piano orbitale
33,8095°
Argomento del perielio
Long. nodo ascendente
153,0045°
294,2071°
Velocità orbitale 
al perielio
60,2 km/sec
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. 
Secondo gli elementi orbitali, afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1911 aveva ancora un'eccentricità di circa 0,9969 e un semiasse maggiore di circa 159 UA, per cui il suo periodo orbitale era di circa 2000 anni . 
Potrebbe essere apparso nell'antichità intorno all'anno -100. 
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, specialmente passando Urano il 27 febbraio 1906 a una distanza di circa 4½ AU e da Giove il 22 agosto 1911 a una distanza di quasi 6 AU, ma in particolare a causa di un altro passaggio ravvicinato di Giove il 30 luglio 1912 a una distanza di 3 AU, la sua eccentricità orbitale rimase pressoché invariata, ma il suo semiasse maggiore fu accorciato a circa 154 UA, e il suo periodo orbitale è stato ridotto a circa 1900 anni. 
Quando intorno all'anno 2860 raggiungerà il punto di afelio, si troverà a circa 45,9 miliardi di chilometri di distanza dal sole, quasi 307 volte più della Terra e 10 volte più di Nettuno . 
La sua velocità orbitale nell'afelio è solo di circa 0,10 km/s.
Il prossimo perielio della cometa avverrà probabilmente intorno al 3800.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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LA SECONDA COMETA
del 1911 di BELJAWSKY

La C/1911 S3 (Beljawsky) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1911.
Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +1 mag.

Scoperta:
La cometa fu scoperta all'alba del 29 settembre 1911 da Sergei Ivanovich Beliawsky al Osservatorio del Simeiz sulla penisola di Crimea, quando aveva già una luminosità di +2.5 e una coda di 1°. 
Poco dopo ci furono altre scoperte indipendenti. 
La cometa fu osservata da vicino nei giorni successivi, tra gli altri da Alexandre Schaumasse a Nizza , Svante Elis Strömgren e Carl Frederick Pechüle a Copenaghen , Michel Giacobini a Parigi , Alphonse Louis Nicolas Borrelly a Marsiglia e George Van Biesbroeck a Uccle . 
Dopo la sua scoperta, la cometa si è spostata verso est nel cielo ed è stata osservata ad occhio nudo dalla fine di settembre.


Osservazioni:
Intorno al 10 ottobre, la cometa ha superato il sole a nord ed è stata visibile sia nel cielo mattutino che serale per un po' di tempo. A quel tempo poteva essere vista nel cielo occidentale insieme alla cometa C/1911 O1 (Brooks), che era stata scoperta 2 mesi prima . 
Al crepuscolo dell'11 Ottobre 1911, le due comete si sono avvicinate l'una all'altra ad una distanza di circa 20°. Da metà ottobre la cometa Beljawsky è apparsa bassa all'orizzonte occidentale al crepuscolo con una luminosità di 1 magnitudine, con una testa giallo oro e una coda lunga oltre 15° .

Alla fine di ottobre, la cometa Beljawsky è stata osservata per l'ultima volta ad occhio nudo mentre si spostava a sud-est. Fu solo alla fine di gennaio 1912 che la cometa fu riscoperta dall'emisfero australe dopo essere passata di nuovo a sud del Sole , ma fu osservata solo poche volte dall'osservatorio di Córdoba (Argentina) e l'ultima posizione fu determinata il 17 febbraio 1912.

Valutazioni scientifiche:
Nel 1951 furono determinati per la prima volta elementi orbitali incerti che erroneamente indicavano che la cometa si stava muovendo su un'orbita iperbolica . Così, la cometa ha attirato l'interesse degli astronomi che hanno studiato la possibile origine interstellare delle comete.
In uno studio del 1978, Marsden , Sekanina ed Everhart hanno trovato 66 osservazioni in un periodo di 140 giorni per l'orbita originale prima che passasse attraverso il sistema solare interno ed aveva ancora una forma iperbolica, ma l'eccentricità orbitale era molto vicina a 1 e  l'orbita ellittica in origine, è stata considerata possibile se si fosse tenuto conto anche delle influenze non gravitazionali. Per la futura orbita della cometa, invece, è già stata determinata una forma ellittica chiusa con un periodo orbitale di circa 430.000 anni.

Sebbene alcuni astronomi sospettassero un'origine interstellare di questa cometa, Kresák arrivò alla conclusione nella sua valutazione nel 1992 che una possibile forma orbitale iperbolica per la cometa Beljawsky era basata esclusivamente sull'incertezza della determinazione dell'orbita e che non si poteva presumere un'origine interstellare.

In uno studio più recente del 2014, Królikowska e altri hanno dimostrato che le affermazioni significative sull'orbita originale e futura della cometa possono essere fatte solo se, oltre alle perturbazioni gravitazionali di tutti i pianeti , si devono prendere in considerazione influenze non gravitazionali sul calcolo. Gli elementi orbitali da essi determinati da 162 osservazioni su un periodo di 141 giorni contengono quindi anche un parametro non gravitazionale, ed i calcoli non solo confermano l'ipotesi che l'orbita della cometa fosse originariamente ellittica, ma determinano anche una caratteristica ellittica per l'orbita futura della cometa con un periodo orbitale di poche decine di migliaia di anni.

Parametri orbitali:
E' stata determinata un'orbita per la cometa che risulta essere inclinata di circa 96° rispetto al piano dell'eclittica . L'orbita della cometa è quindi quasi perpendicolare al piano dell'orbita dei pianeti. 
Nel punto dell'orbita più vicina al sole ( perielio ), che la cometa passò il 10 ottobre 1911 con una velocità di 76,5 km/s, mentre si trovava ad una distanza di circa 45,4 milioni di km dal Sole nell'area all'interno dell'orbita di Mercurio, a cui già il 30 settembre si era avvicinata fino a 23,2 milioni di km. Il 6 ottobre ha superato Venere a una distanza di 100,4 milioni di km e il giorno successivo ha fatto il passaggio il più vicino alla Terra con 0,97 AU / 145,0 milioni di km.

Le seguenti affermazioni si basano sugli elementi orbitali non gravitazionali di Królikowska et al. di conseguenza, e secondo loro la cometa non si è mai mossa su un'iperbolica, ma molto prima che si avvicinasse al sistema solare interno nel 1911 aveva un'orbita ellittica estremamente allungata con un'eccentricità orbitale di circa 0,99976 e un semiasse maggiore di circa 1250 AU. Aveva quindi un periodo orbitale dell'ordine di 45.000 anni. 
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, specialmente durante un passaggio relativamente vicino a Giove il 12 maggio 1912 a circa 3½ UA di distanza, l'eccentricità è stata ridotta ad un valore di circa 0,99969 e il semiasse maggiore a circa 960 AU. È probabile che la cometa ritorni nel sistema solare interno tra circa 30.000 anni.

( Diagramma dell'orbita al passaggio al perielio in data 11/10/1911 - JPL ).
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LA COMETA del 1917
P/1917 F1 (MELLISH)

La C/1917 F1 (Mellish) è una cometa periodica appartenente al gruppo delle comete di tipo Halley, ed anche un oggetto NEO, osservabile ad occhio nudo nella primavera dell'anno 1917.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di circa +3,8 mag.

Scoperta:
Questa cometa fu scoperta da John E. Mellish il 20 marzo 1917, all'Osservatorio Yerkes a Williams Bay in Wisconsin (USA).

Piogge di meteore:
I Monocerotidi di dicembre e gli Orionidi di novembre sono deboli piogge meteoriche ma annualmente stabili, attive per tutto novembre e dicembre. L'analisi ad alta qualità del database video meteor SonotaCo mostra che la distribuzione degli elementi orbitali, velocità geocentrica e anche l'evoluzione orbitale delle meteore e il potenziale corpo genitore potrebbe implicare un'origine comune per l'arrivo di queste meteore dalla cometa madre C/1917 F1 Mellish. Lo conferma anche le proprietà fisiche e le attività di questi meteoriti. Un presunto rilascio di meteoroidi al perielio della cometa in passato e alla distribuzione radiante del piano celeste rivelano che il flusso Monocerotide di dicembre potrebbe essere più giovane di quello di novembre delle Orionidi. Un meteoroide componente trasversale della velocità di espulsione al perielio deve essere maggiore di 100 m/s.

Altri studi:

Dati:
Parametri fisici:                                                                                                                                                     
ParameterSymbolValueUnitsSigmaReferenceNotes
comet total magnitudeM111.0 0.722 parameter fit from 4 observations
comet total magnitude slopeK116. n/a2autocmod 2.9c

Osservazioni:
Date (UT)J2000 ARJ2000 DecMagnLocalitàRef
1917 03 24.7977702 12 05.76+16 06 20.37 T020 – NiceJO 02
1917 03 25.7822202 11 16.99+16 26 58.0 531 – Collegio Romano, RomeJO 02
1917 03 27.7600702 09 10.51+17 07 56.5 531 – Collegio Romano, RomeJO 02
1917 03 27.8272402 09 05.38+17 09 26.7 008 – Algiers-BouzareahJO 01
1917 03 28.7931802 07 45.11+17 28 21.9 008 – Algiers-BouzareahJO 01
1917 03 29.7562302 06 12.78+17 47 05.7 531 – Collegio Romano, RomeJO 02
1917 03 30.7632602 04 17.90+18 05 17.9 531 – Collegio Romano, RomeJO 02
1917 03 30.8078902 04 12.24+18 06 01.7 008 – Algiers-BouzareahJO 01
1917 03 31.8085702 01 56.02+18 22 17.8 008 – Algiers-BouzareahJO 01
1917 04 02.7676501 56 12.59+18 46 26.64 T531 – Collegio Romano, RomeJO 02
1917 04 19.1734400 45 27.6-00 13 48 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 04 19.8227000 46 25.26-00 52 32.73 N907 – MelbourneJO 02
1917 04 21.1745000 48 45.9-02 03 42 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 04 23.1718600 52 47.8-03 30 38 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 04 23.8250600 54 11.39-03 55 19.06.1 T907 – MelbourneJO 02
1917 04 25.1740300 57 10.1-04 41 26 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 04 26.1730200 59 25.3-05 11 57 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 04 28.1758701 03 58.1-06 05 40 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 04 29.1738301 06 14.7-06 29 17 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 01.1770301 10 44.8-07 11 49 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 01.8198401 12 10.87-07 24 14.89.5 T907 – MelbourneJO 02
1917 05 02.1770701 12 57.9-07 30 54 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 06.1758501 21 36.9-08 36 44 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 08.1714101 25 45.1-09 04 47 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 09.1686901 27 46.9-09 17 51 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 11.1483601 31 42.2-09 42 28 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 11.1668801 31 44.3-09 42 15 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 14.1657901 37 28.1-10 16 47 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 14.1774001 37 28.8-10 16 52 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 15.1710201 39 18.9-10 27 38 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 16.1705801 41 08.0-10 38 07 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 16.1830701 41 08.2-10 38 02 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 17.1723501 42 55.1-10 48 25 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 18.1717001 44 40.7-10 58 35 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 28.1284502 00 38.3-12 33 40 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 28.1852402 00 43.3-12 34 26 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 29.1797902 02 10.3-12 43 47 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 05 30.1825802 03 31.5-12 52 43 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 06 03.1784802 09 02.9-13 31 11 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 06 04.1843402 10 21.1-13 41 04 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 06 17.1488402 25 00.9-15 54 51 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02
1917 06 20.1323202 27 49.1-16 28 15 051 – Royal Observatory, Cape of Good HopeJO 02

( Diagramma dell'orbita al momento del perielio - 11/04/1917 - JPL ).

Parametri orbitali:
L'orbita della cometa C/1917 F1 (Mellish) ha la forma di un'ellisse molto allungata con un'eccentricità di 0,993. Il suo perielio è a soli 0,19 UA, e l'afelio e 55,1 UA dal Sole . 
Il suo periodo orbitale attorno alla nostra stella è di 145,0 anni, la sua inclinazione rispetto all'eclittica è di 32,68˚.

( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 1927
C/1927 X1 (SKJELLERUP-MARISTANI)

La cometa C/1927 X1 (Skjellerup-Maristany), nota anche come Cometa Skjellerup-Maristany e la Grande Cometa del 1927, è una cometa di lungo periodo, che è stata osservata tra la fine del novembre del 1927 e il 28 aprile 1928.
La particolare configurazione geometrica tra la Terra, la cometa e il Sole che si realizzò tra il 15 ed il 16 dicembre 1927, rese la cometa particolarmente spettacolare: più brillante di Venere, si avvicinò ad una magnitudine compresa tra -8 e -9 e gli osservatori che schermavano il Sole riuscivano ad osservarla facilmente anche durante il giorno.

Una delle rare immagini della cometa ).

Scoperta:
La cometa si manifestò nel cielo australe verso la fine del novembre del 1927. Sembrerebbe che sia stata osservata indipendentemente da una decina di osservatori, tra il 28 novembre e il 4 dicembre. 
C. O'Connell l'osservò la sera del 28 novembre da Marton, in Nuova Zelanda, ma la sua comunicazione non venne notata se non successivamente. 
Due giorni dopo fu osservata ad occhio nudo dall'astrofilo Thomas Knox da Melbourne, che tenne la notizia per sé per alcuni giorni, pensando che una cometa così luminosa dovesse essere già stata scoperta da altri. 
Con l'annuncio della scoperta il 5 dicembre emerse che la notte precedente la cometa era stata osservata da numerosi osservatori in Australia e Nuova Zelanda. Tra questi, l'esperto cercatore di comete Frank Skjellerup, che contava la scoperta di 6 comete. Svegliato in piena notte dal proprio gatto, decise di sfruttare l'occasione per eseguire delle osservazioni non programmate con il proprio telescopio rifrattore da 7,6 cm di diametro. Individuò così la cometa come un oggetto della terza magnitudine, né calcolò la posizione e la comunicò all'osservatorio di Melbourne.

A Skjellerup andò il riconoscimento ufficiale della scoperta, perché fu apparentemente il primo a determinare una posizione abbastanza accurata della cometa e a comunicarla al principale osservatorio del proprio distretto, utilizzando le parole dell'astronomo britannico Andrew Crommelin. Ciononostante, la questione della paternità della scoperta fu molto dibattuta sui giornali locali, perché furono in molti ad individuare la cometa la sera del 4 dicembre. Quando la Donovan Astronomical Trust di Sydney assegnò la medaglia Donovan per tale risultato, furono premiati sia Frank Skjellerup, sia Thomas Knox.

Le scoperte indipendenti continuarono nei giorni seguenti: il 5 dicembre fu scoperta da Rhind da New Plymouth, in Nuova Zelanda, e il 6 dicembre ad occhio nudo dall'Osservatorio di La Plata, in Argentina, da Edmundo Maristany, il cui nome è stato successivamente aggiunto a quello di Skjellerup nella denominazione ufficiale.
Andrew Crommelin ha successivamente criticato questa scelta, ritenendo la comunicazione di Maristany tardiva perché meritasse un simile riconoscimento. 
Il 6 dicembre la cometa aveva raggiunto la seconda magnitudine.

Altre osservazioni:
La cometa si presentava molto vicina al Sole e risultava difficile registrarne la posizione al crepuscolo. 
La luminosità della cometa, di colore dorato, continuò ad aumentare, mentre essa raggiungeva declinazioni più settentrionali. 
Il 15 dicembre, Frank Skjellerup l'osservò a meno di due gradi dal Sole, tra le 12:55 e le 13:15, in pieno giorno, schermando la vista diretta del Sole con un comignolo. Incredulo lui stesso, pensò addirittura che non sarebbe stato creduto se l'avesse raccontato. 
Tuttavia, quel giorno Chidambara Ayyar eseguiva osservazioni solari presso l'osservatorio solare di Kodaikanal. Vide quella che credette essere una nuvola molto luminosa in prossimità del Sole, che tuttavia conservò posizione e luminosità più di quanto avrebbe fatto una semplice nuvola. 
Individuò così anche lui la cometa e la seguì per tre giorni, descrivendola come «una massa nebulosa con un nucleo estremamente brillante da cui partivano due braccia curve e luminose». In quei giorni ci furono nuove scoperte dall'emisfero boreale, anche diurne.

Sebbene le misure della luminosità raggiunta dalla cometa tra il 15 e il 16 dicembre non siano state accuratissime, David Seargent ritiene che possa aver raggiunto una magnitudine compresa tra -8 e -9. Andrew Crommelin la stimò addirittura in -10 mag.
La spiegazione di questo fenomeno è stata fornita da Joseph N. Marcus nel 2007: la particolare configurazione geometrica delle posizioni della Terra, del Sole e della cometa, fece sì che questa dirigesse parte della luce incidente sulla sua chioma direttamente verso la Terra. Il fenomeno si è poi ripetuto con la cometa C/2006 P1 (McNaught).
Già il 17 dicembre la cometa era molto meno luminosa, il 18 dicembre transitò per il perielio e il 20 fu registrata l'ultima osservazione diurna da Vienna.
Il 3 gennaio 1928 fu registrata l'ultima osservazione ad occhio nudo; ad inizio febbraio la cometa aveva perso tre magnitudini - risultando della nona magnitudine - ed un'altra la perse entro la fine del mese. Il giorno della sua ultima osservazione fu il 28 aprile 1928.



Osservazioni ad infrarossi e spettrali:
Rimarchevolmente va precisato che, Carl O. Lampland osservò la cometa nell'infrarosso dall'Osservatorio Lowell dal 16 al 19 dicembre, rilevando la presenza di sodio, ma questo primato è stato a lungo dimenticato.
A causa della forte dispersione in avanti della luce solare nella polvere dell'involucro della cometa durante il tempo in cui la cometa è passata tra il sole e la terra, il continuum nello spettro della cometa copriva tutte le linee di emissione che avrebbero potuto essere viste. 
Questo comportamento spettroscopico era simile a quello della cometa C / 1910 A1 di gennaio, e come in questo caso, alcuni giorni dopo si potevano vedere forti linee di sodio.



Orbita:
Una delle prime orbite calcolate, suggerì che potesse trattarsi del ritorno della cometa 122P/de Vico; l'associazione tuttavia risultò errata.
Brian Marsden fu in grado di determinare un'orbita ellittica estremamente allungata, dai dati di 34 osservazioni in un periodo di 115 giorni , risulta che è inclinata di circa 85° rispetto al piano dell'eclittica . 
La cometa corre quindi in un'orbita che è quasi perpendicolare al piano dei pianeti. 
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che è stato attraversato dalla cometa il 18 dicembre, si trovava a una distanza di circa 26,4 milioni di km dal sole, ben all'interno dell'orbita di Mercurio . Già il 12 dicembre, effettuò l'approccio più vicino alla Terra a 0,75 UA/ 112,1 milioni di km di distanza e il 14 dicembre aveva raggiunto la minima distanza da Venere con 97,5 milioni di km . 
Il 31 dicembre, la cometa ha poi superato Mercurio a una distanza di 38,6 milioni di km e il 6 febbraio 1928 ha avvicinato Marte in modo straordinariamente vicino a una distanza di soli 28,6 milioni di km.

Secondo gli elementi orbitali affetti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1927 aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99970 e un semiasse maggiore di circa 600 UA, così che il suo periodo orbitale era di circa 15.000 anni. 
A causa dell'attrazione gravitazionale dei vari pianeti durante l'ultimo passaggio, la sua eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 0,99984 e il suo semiasse maggiore a oltre 1100 UA, in modo che il suo tempo orbitale sia più che raddoppiato. Di conseguenza, potrebbe non tornare nel sistema solare interno se non tra 36.500 anni.

Parametri orbitali
(all'epoca 26 dicembre 1927)
Semiasse maggiore1100,981 UA
164.704.413.271 km
Perielio0,176 UA
26.329.225 km
Afelio2201,786 UA
329.382.497.317 km
Periodo orbitalecirca 36.600 anni
Inclinazione orbitale85,1126°
Eccentricità0,999840
Longitudine del
nodo ascendente
78,2436°
Argomento del perielio47,1588°
Diagramma dell'orbita - JPL ).
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LA COMETA del 1941

La C/1941 B2 (de Kock-Paraskevopoulos) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1941, soprattutto nell'emisfero australe , ed è considerata da alcuni una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di 2 mag.

Scoperta:
L'astronomo dilettante Reginald Purdon de Kock voleva osservare una stella variabile a Paarl (Sudafrica) la mattina del 15 gennaio 1941 , quando scoprì questa cometa. La testa della cometa era cospicua e la coda già sviluppata ad una lunghezza di ½° . La luminosità era di circa +6 mag. de Kock informò l'Osservatorio Reale al Capo di Buona Speranza , dove la scoperta potè essere confermata nei giorni successivi.

A causa della sua luminosità, ci sono state scoperte indipendenti anche in Australia il 20 e 21 gennaio , tra cui di John Francis Skjellerup , tanto che la cometa era già lì conosciuta con il nome di "Barnes-Skjellerup". Anche John Stefanos Paraskevopoulos, un astronomo di Bloemfontein, scoprì indipendentemente la cometa il 23 gennaio con una coda lunga 5° e riportò la sua scoperta all'Harvard College Observatory negli Stati Uniti, e così che li la cometa era conosciuta sotto il nome di "Comet Paraskevopoulos". A causa delle turbolenze della guerra, la notizia della prima scoperta di de Kock inizialmente non aveva raggiunto nessun paese al di fuori dell'Europa. 
Altre scoperte indipendenti sono state fatte in Sud America e Nuova Zelanda il 23 e 24 gennaio.


Osservazioni:
La cometa si avvicinò rapidamente al sole e alla terra , così che la sua luminosità continuò ad aumentare. Il 27 gennaio la cometa ha raggiunto la sua massima declinazione meridionale . 
Due giorni dopo la cometa ha raggiunto il suo massimo avvicinamento alla terra ed è apparsa nei giorni successivi con una luminosità fino a +2 mag con una lunghezza della coda di ancora 5°.
All'inizio di febbraio la cometa si è di nuovo allontanata dal sole e dalla terra, ma la luminosità è diminuita solo lentamente, a metà del mese era ancora di +5 mag. Quando la cometa non poteva più essere vista ad occhio nudo verso la fine del mese, la lunghezza della coda era ancora di 1-2°. 

La cometa ha continuato ad essere osservata telescopicamente e fotograficamente mentre si avvicinava al Sole. La sera del 29 marzo, George Van Biesbroeck ha effettuato l'ultima osservazione allo Yerkes Observatory a bassa quota sopra l'orizzonte.
Dopo che la cometa ha superato il Sole la mattina del 28 aprile a una distanza di soli 0,6°, è stata osservata solo in quattro occasioni in luglio e settembre. L'ultima osservazione al Lick Observatory è avvenuta il 17 settembre con una luminosità di +17 mag

Parametri orbitali:
Per la cometa, Brian Marsden è stato in grado di determinare un'orbita ellittica allungata con una precisione limitata da 130 dati di osservazione su un periodo di 241 giorni, risulta che è inclinata di circa 168° rispetto all'eclittica . 
La cometa quindi corre nella direzione opposta (retrograda) rispetto ai pianeti attraverso la sua orbita. 
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha passato il 27 gennaio 1941, si trovava a una distanza di 118,2 milioni di km dal Sole nell'area dell'orbita di Venere . 
Il 7 dicembre 1940 era da una distanza di circa 63,7 milioni di km da Marte e ha superato Venere il 21 dicembre a una distanza di circa 55,0 milioni di km. 
Due giorni dopo il perielio, il 29 gennaio 1941 fu raggiunto il massimo avvicinamento alla Terra con solo circa 0,27 AU / 39,7 milioni di km . Questo passaggio relativamente vicino era la ragione della sua luminosità osservata.

( Diagramma orbitale - JPL ).

Evoluzione orbitale:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Dopo un precedente tentativo di George Van Biesbroeck di determinare l'orbita futura della cometa, Marsden, Sekanina ed Everhart hanno esaminato la situazione passata e lo sviluppo futuro dell'orbita della cometa. 
Secondo gli elementi orbitali, afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1941 aveva un'eccentricità di circa 0,9984 e un semiasse maggiore di circa 495 UA, per cui il suo periodo orbitaleera circa 11.000 anni fa. 
Ma a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto a causa del passaggio relativamente vicino di Giove il 17 maggio 1941 a una distanza di circa 3 AU, l'eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 0,9991 e il semiasse maggiore a circa 890 AU , in modo che il suo periodo orbitale risulti aumentato a circa 26.500 anni.
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LA GRANDE COMETA del 1947

La C/1947 X1 è una cometa osservata ad occhio nudo sul finire del 1947.
E' annoverata tra le ''Grandi Comete'' per la sua eccezionale spettacolarità.
Massima lunghezza della coda, circa 25 gradi.


Relazione:
Vi riportiamo integralmente, il testo tradotto di un articolo di ISABEL M. LEWIS pubblicato su Nature Magazine, nel marzo del 1948:
Nell'ultimo mese del 1947 apparve improvvisamente, vicino al Sole al tramonto, una cometa veramente grande, la più luminosa da osservare da quando la cometa di Halley fece il suo ultimo spettacolare ritorno al perielio nel 1910. Così tante persone videro la nuova cometa allo stesso tempo che nessun osservatore avrebbe potuto accreditare la sua scoperta. 
Seguendo la pratica di nominare le comete in ordine alfabetico in ordine di scoperta nell'anno in corso, la nuova cometa ricevette presto il nome di 1947n. Come indicava il nome, era la quattordicesima e, come si è scoperto, l'ultima cometa ad essere scoperta nel 1947. Si ritiene che questo stabilisca un record per il numero di comete scoperte in un anno qualsiasi. Alcune di queste erano comete periodiche che tornavano al perielio nel 1947, tra cui la famosa cometa di breve periodo di Encke (1947i), che raggiunse la massima luminosità alla fine di novembre, quando era solo al limite della visibilità senza ausilio telescopico. La maggior parte delle comete del 1947 erano visibili solo nei più grandi telescopi.

Alla stazione di Boyden dell'Harvard College Observatory a Bloemfontein, in Sud Africa, la cometa 1947n fu vista per la prima volta la sera dell'8 dicembre e fu descritta come avente un nucleo luminoso e una coda che si estendeva a una distanza di 30 o 35 gradi. All'Harvard College Observatory, che è una stanza di compensazione per le notizie astronomiche in questo paese, sono giunti numerosi rapporti di osservazioni della cometa da tutto l'emisfero meridionale. 
Gli osservatori in Sud Africa, Sud America e Australia hanno inviato posizioni determinate con precisione. Il 12 dicembre, una nave nel Pacifico, a nord-est della Nuova Guinea, riferì che era stata avvistata una grande cometa, chiaramente visibile ad occhio nudo, a circa 8 gradi sopra l'orizzonte con una coda lunga circa 5 gradi. Era allora nella costellazione del Sagittario.

Tre osservazioni sono tutto ciò che è necessario per ottenere un'orbita approssimativa per l'oggetto appena scoperto. Si presume, in un primo momento, che si stia muovendo in un'orbita parabolica e facendo una sola visita al sole. Solo quando l'oggetto non è stato osservato su un arco della sua orbita di notevole lunghezza è possibile determinare se si sta muovendo in un'orbita parabolica o in un'ellisse allungata. In quest'ultimo caso la cometa tornerà di nuovo al sole, sebbene l'orbita ellittica possa essere talmente allungata che il suo periodo potrebbe essere lungo migliaia di anni.

Entro pochi giorni dalla sua scoperta erano disponibili un certo numero di orbite della cometa calcolate in modo indipendente ei risultati dei calcoli furono pubblicati sulle Harvard Announcement Cards. Questi erano in buon accordo e mostravano che la cometa aveva superato il perielio il 2 dicembre, prima di essere osservata, e la sua distanza approssimativa dal sole in quella data era di circa dieci milioni di miglia. Il suo movimento era retrogrado, quindi si muoveva in direzione da ovest a est, il che è contrario alla normale direzione di movimento dei membri del sistema solare. 
Le comete, tuttavia, non si conformano alle abitudini dei membri meglio regolati della famiglia del Sole, e il più delle volte, si muovono in senso contrario alla normale direzione del movimento orbitale. L'orbita può essere sia notevolmente allungata che inclinata con un angolo di oltre 90 gradi rispetto all'eclittica.

In questo momento è troppo presto per dire se la grande cometa del 1947 tornerà al Sole alla fine, o è ora diretta verso lo spazio interstellare. La cometa sarà seguita da grandi telescopi molto tempo dopo che sarà scomparsa dalla vista in piccoli telescopi. Tra il 15 e il 20 dicembre sono state ottenute osservazioni presso il Lowell Observatory a Flagstaff, in Arizona, e il McDonald Observatory, un ramo dell'Osservatorio Yerkes sul Monte Locke, in Texas. A questo punto la cometa aveva perso gran parte del suo primo splendore. Era così a sud, nei giorni immediatamente successivi alla sua scoperta, che gli osservatori alle medie latitudini di questo emisfero aspettavano invano di vederla, nel sud-ovest dopo il tramonto. Quando finalmente apparve sopra l'orizzonte sud-occidentale, era già sbiadito fino alla 4a magnitudine, e prima della fine dell'anno era visibile solo telescopicamente. 
Ciò non significa, tuttavia, che non sia possibile ottenere molte informazioni dall'osservazione spettroscopica dei cambiamenti che possono avvenire nel corpo e nella sua composizione fisica. 
Gli spettrogrammi presi al McDonald mostrano già bande a causa della presenza di ammoniaca. 
Le prime osservazioni hanno mostrato una spaccatura nel nucleo luminoso del corpo, come se si stesse dividendo fisicamente in due parti, o se la testa fosse composta da più di una massa. 
Le prime osservazioni furono confermate da osservazioni successive fatte in questo paese e anche negli osservatori dell'emisfero meridionale. 
La cometa si è mossa così rapidamente da quando è apparsa per la prima volta in modo spettacolare nelle immediate vicinanze del sole, che entro il 15 gennaio stava passando dal Capricorno all'Acquario e si trovava a più di 130 milioni di miglia dalla terra. 

Tra non molto, ci si può aspettare, verranno pubblicate orbite meglio determinate della cometa e un'effemeride, o posizioni giornaliere, dell'oggetto nei cieli a beneficio di coloro che desiderano seguirne il percorso attraverso il cieli mentre si allontana dal Sole e dalla Terra. 
Per una grande cometa lo splendore di questa del 1947 è stato di brevissima durata, e la sua posizione sfavorevole rispetto agli osservatori settentrionali quando era al suo massimo è stata per loro eccezionalmente deludente.


Frammentazione:
Inoltre, a partire dal 10 dicembre 1947, fu osservata una divisione del nucleo in due parti. La quantità di polvere rilasciata era molto probabilmente anche responsabile dell'elevata luminosità iniziale dell'oggetto.

Orbita:
I calcoli dell'orbita hanno mostrato che C/1947 X1 aveva superato il suo perielio il 2 dicembre 1947 a una distanza di 0,11 UA dal sole.
Passaggio più vicino alla Terra: 7 dicembre 1947, a 0,85 UA.

DATI del frammento C/1947 X1-A:
Eccentricità orbitale 0,999842.
Semiasse-maggiore 698,2933 UA.
Perielio 0,11 UA.
Afelio 1396,47 UA.
Periodo di rivoluzione 18.452,92 anni.
Inclinazione dell'orbita rispetto all'orbita terrestre di 138,511°.
Argomento del perielio 196,182°
Longitudine del nodo ascendente 337,311°

( Diagramma dell'orbita al momento della scoperta - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 1948
C/1948 V1 (dell'Eclisse)

C/1948 V1 (Cometa dell'eclisse) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1948 . Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".


Scoperta:
Questa cometa si stava avvicinando da dietro il Sole se vista dalla Terra e quindi non poteva essere vista nella fase del suo avvicinamento. Già il 16 ottobre 1948 aveva passato il Sole inosservata dalla Terra a una distanza inferiore a 1° e il 27 ottobre aveva attraversato il punto della sua orbita più vicino al Sole, prima di essere visto una seconda volta in ottobre 31.

Il 1° novembre 1948, si verificò un'eclissi totale , iniziò all'alba in Africa centrale e il percorso della totalità iniziò prima dal Congo belga , poi dall'Uganda e dal Kenya e andò sull'Oceano Indiano, infine raggiunse la Nuova Zelanda e li finì al tramonto . Durante L'eclissi di sole, durata al massimo 45 secondi, a Nairobi è apparsa improvvisamente ai numerosi osservatori lì riuniti una cometa luminosa a meno di 2° a destra sopra il sole, con una coda fortemente ricurva di almeno 4° di lunghezza che andava oltre il Sole eclissato. 
Numerose fotografie dell'evento sono state scattate lì, oltre che da osservatori a Mombasa ed a bordo di un aereo della Royal Air Force sul Kenya. La cometa potrebbe anche essere osservata per un breve periodo durante la successiva fase di eclissi parziale, ma è stata presto persa di nuovo quando il cielo si è schiarito.

Ulteriori osservazioni:
Fu solo il 4 novembre che la cometa fu scoperta di nuovo dal pilota di un aereo commerciale vicino a Kingston (Giamaica) . Nei giorni che seguirono, ci furono scoperte indipendenti in Australia e Sud Africa . La luminosità della cometa è stata data da vari osservatori in questo momento di 1–2 magnitudine con una lunghezza della coda di 15–20°. 
Dalla metà del mese la luminosità della cometa ha cominciato a diminuire e anche la lunghezza della coda è diminuita. All'inizio di dicembre sono state descritte luminosità di circa +5 mag e lunghezze della coda di 6°. Il 6 dicembre la cometa ha raggiunto la sua declinazione più meridionale e il 20 dicembre la luminosità era scesa al di sotto della soglia di visibilità ad occhio nudo.
La cometa è stata ancora osservata intensamente telescopicamente e fotograficamente con un'ulteriore diminuzione della luminosità e l'ultima osservazione è stata fatta il 3 aprile 1949 a circa +17 mag.



Fu solo una quarantina di anni dopo che un breve articolo apparve sulla rivista di una società astronomica australiana in cui lo scrittore riferisce che un pomeriggio di fine ottobre 1948 stava guardando il sole al tramonto e scoprì una cometa luminosa con una coda vicino al sole . 
Dal momento che pensava che un oggetto così luminoso sarebbe stato certamente noto agli astronomi, all'epoca non ne fece alcun rapporto. Le circostanze esatte di questa osservazione non possono più essere dedotte, ma il rapporto su di esso sembra essere autentico e probabilmente si è verificato già la sera del 31 ottobre.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di -2 mag.



Orbita:
Per la cometa, un'orbita ellittica precisa e limitata potrebbe essere determinata da 147 dati di osservazione su un periodo di 146 giorni , e risulta che è inclinata di circa 23° rispetto all'eclittica . 
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), passato dalla cometa il 27 ottobre 1948 ad una velocità di 114,5 km/s, mentre si trovava a circa 20,3 milioni di km dal sole, ben all'interno dell'orbita di Mercurio . 
Il 31 ottobre ha superato Mercurio a una distanza di circa 42,5 milioni di km e il 7 novembre ha superato Venere in circa 98,0 milioni di km . Il 24 novembre, c'è stato l'approccio più vicino alla Terra mentre era a circa 0,56 UA / 83,1 milioni di km.

La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima di questo passaggio aveva un'eccentricità di circa 0,99982 e un semiasse maggiore di circa 775 UA , cosicché la sua orbita aveva un periodo di circa 21.500 anni. 
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto a causa dei passaggi relativamente vicini a Saturno il 28 giugno 1947 e a Giove il 22 ottobre 1948 a una distanza di circa 5 UA, l'eccentricità orbitale fu aumentata a circa 0,999913995 e il semiasse maggiore a circa 1574,78 UA, così che il suo periodo orbitale aumentò a circa 62.500 anni.

( Diagramma dell'orbita al passaggio del perielio il 27 ottobre 1948 - JPL ).
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LA PRIMA GRANDE COMETA 
del 1957
C/1956 R1 (AREND-ROLAND)

Introduzione:
La cometa Arend-Roland (designata C/1956 R1 - 1956h - 1957 III), è stata una cometa visibile ad occhio nudo nel corso dell'anno 1957, essa non tornerà più nel sistema solare, in quanto si trova su una traiettoria iperbolica di espulsione.
L'abbiamo annoverata tra le ''Grandi Comete'' per la sua luminosità e per l'estensione della sua coda.


Scoperta:
Sylvain Arend e Georges Roland (Royal Observatory, Uccle, Belgio) hanno scoperto questa cometa durante un'esposizione di 50 minuti di rilevamento di pianeti minori ottenuta con il doppio astrografo da 40 cm f / 5 il 1956 novembre 8.93. Arend e Roland hanno stimato la magnitudine come 10 e hanno detto che la cometa era diffusa, con una condensazione centrale. La cometa è stata trovata anche su un'esposizione di 61 minuti e 30 secondi ottenuta con lo stesso telescopio l'8,94 novembre. 
Il movimento giornaliero è stato dato come -2m 18s in AR e -0° 18' in DEC. 
Queste immagini non sono state trovate fino a oltre una settimana dopo che le fotografie erano state esposte e non è stato possibile ottenere la conferma fino al 20.83 novembre, quando Arend ha ottenuto un'esposizione di 10 minuti con il doppio astrografo. Arend ha stimato la magnitudo come 12,0.
In seguito, S. Kaho (Osservatorio di Tokyo, stazione Konko) ha trovato un'immagine precedente alla scoperta della cometa su una lastra che aveva esposto per le stelle variabili il 7 novembre.
In Belgio, il 28 maggio 1966, fu emesso un francobollo speciale da 6 franchi per celebrare il decimo anniversario della scoperta della cometa.

Osservazioni:
Dopo l'annuncio della scoperta della cometa, le osservazioni sono iniziate altrove il 21 novembre. 
Le stime di magnitudo per il resto dell'anno sono cambiate lentamente, con stime intorno a 11 durante il resto di novembre e intorno a 10 entro la fine di dicembre. La coda sembra essere stata rilevata per la prima volta il 27 novembre, quando Max Beyer (Amburgo-Bergedorf, Germania) l'ha rilevata visivamente e ha detto che era lunga 4 minuti d'arco, mentre K.Wenske (Amburgo-Rahlstedt, Germania) ha fotografato la cometa con un Schmidt da 190 mm e ha detto che la coda era lunga 2 minuti d'arco. Alla fine di dicembre la coda si estendeva per almeno 8 minuti d'arco. Il 28 novembre, Potter (Goethe Link Observatory, Indiana University, Indiana, USA) ha descritto la cometa come diffusa, con una condensa. Durante il mese di dicembre sono state effettuate numerose determinazioni di magnitudo del nucleo.

In foto l'evidente Anti-Coda ).

La cometa era di circa magnitudine 10 all'inizio del gennaio 1957. Ha continuato a brillare lentamente con il progredire di questo mese ed era leggermente più luminoso di 9 alla fine del mese. 
La maggior parte degli osservatori ha indicato che la lunghezza della coda è rimasta vicino a 10 minuti d'arco per l'intero mese. Il coma è rimasto diffuso e ha un diametro di circa 1 minuto d'arco. 
Conteneva un nucleo stellare che si è lentamente illuminato alla magnitudine 12,3 entro la fine del mese. Il 26 gennaio, RL Waterfield ha commentato: "La coda può essere tracciata per almeno mezzo grado in PA 50° ed è leggermente a forma di ventaglio". Ha aggiunto che il coma era fortemente condensato in modo che un coma interno fosse di 30 secondi d'arco e un coma esterno fosse di 1 minuto d'arco.


La cometa si era costantemente allontanata dalla Terra sin dalla sua scoperta e aveva raggiunto la sua massima distanza il 4 febbraio (1,9432 UA). La cometa era ancora di magnitudine 9 quando il mese è iniziato, ma con le distanze dal sole e dalla Terra in diminuzione dopo il 4°, ha iniziato a schiarirsi rapidamente ed era effettivamente di magnitudine 7,5 circa l'ultima volta che è stata vista a bassa quota il 28 febbraio. il diametro della chioma è stato apparentemente realizzato durante il mese, ma il nucleo stellare si è schiarito a 11,5. La lunghezza della coda fotografica era costantemente prossima a 30 minuti d'arco, mentre gli osservatori visivi vedevano ancora una lunghezza di soli 5-10 minuti d'arco.
L'ultima osservazione di febbraio, quando la cometa era a soli 25 gradi dal sole, è stata anche l'ultima osservazione della cometa prima della sua prima congiunzione con il sole. La cometa è passata a soli 13,7 gradi dal sole il 20 marzo. All'inizio di aprile il moto della cometa è passato da un forte movimento verso sud a un forte movimento verso nord in circa 3 giorni. È stato finalmente recuperato il 2,7 aprile, quando John Graham Gow (Nuova Zelanda) ha descritto la cometa come "poco, se non nessuna, più luminosa di Beta Ceti", che secondo Karl August Thernoe indicava una magnitudine di circa 2,0. La cometa era quindi a 18 gradi dal sole.

Gli astronomi dell'emisfero meridionale si affrettarono a osservare la cometa a questo punto, poiché esisteva una finestra molto piccola con cui vedere la cometa prima che si perdesse di nuovo nel bagliore del sole prima della sua seconda congiunzione con il sole. 
Una spedizione antartica francese ad Adelie Land ha visto la cometa il 6 aprile e ha detto che la coda si estendeva di 3-5 gradi. È interessante notare che K. Gottlieb e Antoni Przybylski (Osservatorio del Monte Stromlo, Canberra, Australia) hanno ottenuto una fotografia su larga scala il 10 aprile, che suggeriva che il nucleo fosse doppio con una separazione di circa 9 secondi d'arco. 
La cometa è stata rilevata l'ultima volta prima della sua seconda congiunzione con il sole il 13 aprile, quando Gottlieb e Przybylski hanno stimato la magnitudine come non più luminosa di 1. 
La cometa si trovava quindi a circa 10 gradi dal sole ed è passata a soli 5,2 gradi di distanza il 16 aprile. 
La cometa è passata più vicina alla Terra (0,5691 UA) il 20 aprile ed è stata recuperata uscendo dal crepuscolo il 21 aprile, quando era a 21 gradi dal sole. Josef Hopmann e A. Purgathofer (University Observatory, Vienna) hanno quindi stimato la magnitudo come 2, mentre Beyer l'ha determinata come 1.00. Gli osservatori di Vienna hanno aggiunto che il nucleo aveva un diametro di 8 secondi d'arco, mentre il coma era di oltre 3 minuti d'arco. Beyer ha detto che la coda si estendeva di 2,5 gradi.


La cometa è stata ben osservata mentre usciva dal crepuscolo serale e si è spostata verso nord. Le stime di magnitudo sono scese da circa 1,5 il 22 aprile a 2,7 entro il 30. Il nucleo era brillante con stime di magnitudo comprese tra 4,5 e 6. Gli osservatori hanno riferito che la cometa e il nucleo erano nettamente giallastri. Il più notevole era l'aspetto di una brillante anti-coda (coda che punta verso il sole) oltre alla sua coda normale. 
Il 22 aprile, R. Fogelquist (Osservatorio di Uppsala, Svezia) ha fotografato una coda principale che si estende per circa 25 gradi e una coda verso il sole che si estende per 13 gradi. Il 23 aprile Beyer ha detto che la coda principale era lunga 15 gradi, mentre l'anti-coda si estendeva di 8 gradi. 
Dal 25 Fogelquist disse che la coda verso il sole aveva un aspetto simile a una lancia, ma "era circondata in modo asimmetrico da un involucro ellissoidale di una larghezza massima di quasi 3 gradi". Ad occhio nudo la coda verso il sole era lunga circa 15 gradi, mentre la coda principale era lunga circa 30 gradi. Entro il 26, diversi osservatori hanno osservato lo sbiadimento o addirittura la totale scomparsa dell'anti-coda. Beyer ha detto che l'anti-coda è diventata più debole, mentre Fogelquist ha osservato senza ausilio ottico e ha detto che l'anti-coda non era più visibile. 

Alla fine del mese, coloro che ancora osservavano l'anti-coda l'hanno vista estendersi per meno di mezzo grado. È interessante notare che il 27 Dommanget ha detto che il nucleo sembrava una doppia stella molto vicina, allungata verso PA 110 gradi e la "distanza di separazione" di 2,2 secondi d'arco. Beyer ha detto che l'anti-coda è diventata più debole, mentre Fogelquist ha osservato senza ausilio ottico e ha detto che l'anti-coda non era più visibile. Alla fine del mese, coloro che ancora osservavano l'anti-coda l'hanno vista estendersi per meno di mezzo grado. 

Foto del 5 maggio 1957 ).

La cometa è partita vicino alla terza magnitudine all'inizio di maggio, ma è scesa a 7,2 entro la fine del mese. Questa rapida dissolvenza è stata provocata da un movimento costante lontano sia dal sole che dalla Terra. Tracce dell'anti-coda sono state segnalate ancora da Caprioli e Gialanella il 2 maggio, ma a quanto pare non sono state rilevate in seguito. Il nucleo è sbiadito dalla magnitudine 7 a quasi 11 con il progredire del mese. La coda principale si era ridotta a soli 7 gradi dal 3° e ha continuato a diminuire in seguito. A metà mese numerosi osservatori ne stimavano la lunghezza da 2 a 3 gradi, mentre le stime alla fine del mese erano di circa un grado. Inoltre, il 15 maggio il movimento verso nord della cometa ha raggiunto il picco di + 64°, e poi ha iniziato un leggerissimo movimento verso sud.

Partendo vicino alla magnitudine 7.2 all'inizio di giugno, la cometa è svanita a 12 a metà agosto. 
La lunghezza della coda era ancora di un grado circa all'inizio di giugno, ma alla fine di agosto era scesa a 4 minuti d'arco. Il nucleo era leggermente più debole dell'11 all'inizio di giugno ed è stato rilevato visivamente l'ultima volta il 20 giugno da Beyer quando era sceso alla magnitudine 12,7. Fotograficamente, il nucleo è stato rilevato a magnitudine 14 da Elizabeth Roemer (US Naval Observatory, stazione di Flagstaff) il 2 luglio. Il lento movimento verso sud della cometa si è concluso il 19 agosto, quando la declinazione ha raggiunto + 57°.

Durante l'ultima metà di settembre, le magnitudini totale e nucleare della cometa sono state stimate rispettivamente in 13 e 18, mentre la coda era inferiore a due minuti d'arco. Il 30 novembre Roemer ha ottenuto due esposizioni di 60 minuti della cometa con il riflettore Ritchey Chrétien da 40 pollici f / 6.8 e ha notato un nucleo fortemente condensato di magnitudine 18,8 situato all'interno di una debole coma circolare di 0,2 minuti d'arco di diametro.

All'inizio del 1958, le stime di magnitudo erano comprese tra 18,5 e 19. 
Il coma diffuso era stimato in 8 secondi d'arco e non c'era più traccia di una coda. 
La cometa ha raggiunto la sua declinazione più settentrionale di + 89,5° il 12 febbraio. 
Roemer ha ottenuto un'esposizione di 70 minuti il ​​10 marzo. 
Ha commentato che in condizioni di scarsa visibilità "l'immagine sospetta della cometa [era] molto debole".
La cometa è stata rilevata l'ultima volta l'11 aprile 20 e l'11 aprile 27, quando Roemer ha ottenuto esposizioni di 90 e 85 minuti, rispettivamente, con il riflettore da 40 pollici. 
A quel tempo si trovava a 5,51 UA dalla Terra e 5,36 AU dal sole. Roemer ha detto che le "immagini abbastanza ben condensate ma deboli" erano di magnitudine 21,0 circa.

Curiosità:
In Belgio, a Pasqua 1957, H. de Thier ha utilizzato un Fairchild C-119 della Air Force per osservare la cometa. Solo al di sopra dei 3000 m la copertura nuvolosa poteva essere sfondata e la cometa poteva quindi essere osservata. Nella stessa sera è stato effettuato un secondo volo di 90 minuti, al quale ha preso parte , oltre al re belga Baldovino , anche il co-scopritore Georges Roland.
Max Frisch ha rivisto la versione originale del suo romanzo Homo faber prima che fosse pubblicato nel 1957 per includere l'aspetto della cometa nella trama.
L'astronomo Carl Sagan riporta un aneddoto a pagina 80 del suo libro del 1980 Cosmos, di quando era in servizio in un osservatorio vicino a Chicago nel 1957, dove ricevette una telefonata a tarda notte da un uomo ubriaco che ha chiesto quale fosse la "cosa sfocata" che stavano vedendo nel cielo . Sagan ha detto all'uomo che si trattava di una cometa (Arend-Roland). L'uomo ha chiesto che cosa fosse una cometa, e Sagan ha risposto che era "una palla di neve, larga un miglio". Dopo una lunga pausa, l'uomo ha detto, citando Sagan: "Fammi parlare con un vero 'shtronomer!' ".
La cometa è stata segnalata in molti giornali e riviste in tutto il mondo. Il 4 aprile 1957 il settimanale tedesco “Die Zeit” pubblicò un articolo dettagliato sulla cometa Arend-Roland e sullo stato della ricerca sulle comete in generale. Anche programmi televisivi come la nuova serie della BBC " The Sky at Night " di Patrick Moore, hanno contribuito notevolmente alla popolarità della cometa.

Dati fisici:
Al perielio, la cometa emetteva circa 7,5 × 10E4 kg/s (75 tonnellate/s) di polvere e rilasciava circa 1,5×10E30 molecole di gas al secondo. 
Si ritiene che un'esplosione di polvere sia avvenuta il 2 aprile, sei giorni prima del perielio. 
L'anticoda è stata formata da particelle rilasciate tra il 6 febbraio e il 1 marzo 1957. 
Le stime della quantità totale di polvere che è stata rilasciata nella nuvola zodiacale variano da 3×10E8 a 5x10E10 kg .
Numerosi spettrogrammi sono stati ottenuti dalla cometa ed hanno mostrato un'estrema variabilità dello spettro e un'intensità anormalmente elevata e variabile della doppia linea del sodio. 
Dalla forza del continuo diffuso dalla coda, è stato possibile stimare una dimensione media delle particelle di polvere da 0,5 a 4 µm e una massa della coda visibile dell'ordine di 10E11 kg. 
Per la prima volta sono stati effettuati tentativi per rilevare la cometa alle frequenze radio, tuttavia, questi sforzi non hanno avuto successo.

Orbita:
Stava viaggiando su un'orbita iperbolica in modo retrogrado , cioè viaggiava abbastanza velocemente da fuggire completamente dal Sistema Solare, quindi implica che non sarà mai più visto dagli osservatori terrestri. Le osservazioni della cometa per un periodo di 520 giorni hanno permesso di calcolare precisi elementi orbitali. Tuttavia, la distribuzione degli elementi orbitali mostrava un andamento ondulato che suggeriva un'influenza non gravitazionale. In alternativa, la cometa potrebbe aver avuto origine dallo spazio interstellare piuttosto che dalla nube di Oort . 
Quando viene calcolata una soluzione orbitale che include forze non gravitazionali che variano come il quadrato inverso della distanza eliocentrica, vengono derivati ​​valori leggermente diversi.
(vedere la colonna di Marsden (1970) nella tabella seguente).
Elemento orbitaleSekanina (1968) Marsden (1970) 
Epoca del 
perielio
 (T)
1957 aprile 8.03232 ET1957 aprile 8.03201 ET
Distanza del 
perielio ( 
q )
0,3160540 ± 0,0000008 AU0,3160361 ± 0,0000024 UA
Semiasse maggiore 
inverso 
(1 / 
a )
−0.0007886 ± 0.0000045 AU−1−0.0006377 ± 0.0000213 AU−1
Eccentricità ( e )1.0002492 ± 0.00000141.0002015 ± 0.0000067
Inclinazione ( i )119,94936 ° ± 0,00005 °119,94930 ° ± 0,00006 °
Argomento del
perielio (ω)
307,78084 ° ± 0,00004 °308,77725 ° ± 0,00048 °
Longitudine del nodo
ascendente (Ω)
215,15900 ° ± 0,00006 °215,15968 ° ± 0,00008 °

Diagramma dell'orbita iperbolica - JPL ).
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LA SECONDA GRANDE COMETA 
del 1957
C/1957 P1 (MRKOS)

La C/1957 P1 (Mrkos) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1957.
Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +1 mag.

Scoperta:
Antonín Mrkos , un esperto scopritore di asteroidi e comete, trovò questa cometa ad occhio nudo la mattina presto del 2 agosto 1957 da Lomnický štít in Slovacchia . 
Egli stimò che la luminosità fosse di +3 mag e osservò una coda lunga 1° . 
La scoperta è stata confermata da un osservatore in Danimarca la sera dello stesso giorno . 
Ulteriori rapporti di scoperte indipendenti sono stati ricevuti dopo che la scoperta è stata annunciata ufficialmente. La prima osservazione della cometa era però avvenuta la sera del 29 luglio da S. Kuragano a Yokohama, ma il suo rapporto è stato inoltrato solo dopo 2 settimane. 
Il 31 luglio la cometa è stata vista anche dal pilota di un aereo di linea sopra il Colorado, ed anche la sua segnalazione è arrivata anche al sito ufficiale con un ritardo di quasi una settimana. 
Nei giorni che seguirono vi furono ancora numerose scoperte in Inghilterra , Stati Uniti e Canada .


Osservazioni:
La cometa si era avvicinata dalla direzione del Sole senza essere notata dagli osservatori sulla Terra ed è stata scoperta solo quando si era allontanata sufficientemente dal Sole in prospettiva. 
Di conseguenza, a questo punto aveva una luminosità insolitamente elevata e una coda ben sviluppata per una cometa appena scoperta.

L'8 agosto la cometa raggiunse la sua massima declinazione verso nord e la sua luminosità era aumentata a 1-2 magnitudini. 
Al momento della sua scoperta, era un oggetto nel cielo mattutino , e successivamente poteva essere osservata nel cielo serale , ma quando era abbastanza buio era sempre e solo vicino all'orizzonte. 
La cometa è stata descritta l'11 agosto con un nucleo giallo-arancio molto brillante e una coda lunga 4°. La coda mostrava una struttura straordinariamente complessa e dinamica con numerosi raggi dritti e un'ampia porzione curva. 
La coda di ioni diritta mostrava un movimento turbolento che cambiava il suo aspetto di ora in ora, mentre la coda di polvere curva più corta mostrava il fenomeno delle strie parallele, che era stato raramente osservato prima (ad esempio con la cometa C/1743 X1 ) . 
Dalla metà del mese, la brillantezza e la lunghezza della coda diminuirono lentamente. 
Alla fine di agosto la luminosità era di circa 3-4 mag e la lunghezza della coda era di 2°.

Da circa la metà di settembre la cometa non era più visibile ad occhio nudo, ma è stata inizialmente osservata telescopicamente e fotograficamente fino all'inizio di ottobre. 
Il 1° dicembre la cometa ha superato il Sole con un'elongazione di circa 3,5° dalla Terra. 
Dalla fine di gennaio 1958 si potevano nuovamente ottenere immagini fotografiche della cometa. L'ultima osservazione fu fatta il 9 luglio 1958 da Elizabeth Roemer a Flagstaff .

Valutazione scientifica:
Nella prima metà di agosto 1957, all'Osservatorio di Palomar e all'Observatoire de Haute-Provence avvennero diverse osservazioni spettrografiche della cometa . 
Per la prima volta sono stati registrati spettri ad alta risoluzione di una cometa. 
Gli spettrogrammi hanno mostrato righe di emissione tipiche delle comete, tra le altre di NH2 , C2 e CN, ma anche le righe "proibite" dell'ossigeno neutro , nonché le linee D del sodio fortemente pronunciate , che erano la causa della colorazione gialla della testa della cometa.
La luce della cometa è stata esaminata anche per quanto riguarda la sua polarizzazione, sia per la luce totale e solo per determinati intervalli di lunghezze d'onda, sia per quanto riguarda il suo colore.

Parametri orbitali:
Zdenek Sekanina fu in grado di determinare un'orbita ellittica per la cometa, dai dati di 108 osservazioni in un periodo di 338 giorni, risulta che è inclinati di circa 94° rispetto al piano dell'eclittica . L'orbita della cometa è quindi quasi perpendicolare al piano dei pianeti. 
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha passato il 1 agosto 1957, si trovava a circa 53,1 milioni di km dal sole nell'area dell'orbita di Mercurio . 
Il 13 agosto ha raggiunto il punto più vicino alla Terra con circa 1,06 AU / 159,3 milioni di km, mentre il 17 agosto ha superato Mercurio a una distanza di circa 88,6 milioni di km e il 2 settembre ha passato Venere a una distanza di 81,3 milioni di km .

La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1957 aveva ancora un'eccentricità di circa 0,9993 e un semiasse maggiore di circa 500 AU, per cui il suo periodo orbitale era circa 11.200 anni. 
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa di due passaggi relativamente ravvicinati di Giove il 13 giugno 1957 a circa 5 UA e il 2 dicembre 1958 a poco meno di 3 UA, nonché di Saturno il 17 gennaio 1959 ad una distanza di circa 5 AU, l'eccentricità orbitale si ridusse a circa 0,9989 e il semiasse maggiore a circa 325 AU, cosicché il suo periodo orbitale fu accorciato a circa 5845 anni. 
Quando intorno all'anno 4880 raggiungerà il punto dell'afelio, disterà dal Sole circa 97 miliardi di km, quasi 650 volte la Terra e quasi 22 volte Nettuno . 
La sua velocità orbitale nell'afelio è solo di circa 0,04 km/s. 
Il prossimo passaggio al perielio della cometa avverrà probabilmente intorno all'anno 7800.

( Diagramma dell'orbita al perielio - JPL ).
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LA COMETA del 1961
C/1061 O1 (WILSON-HUBBARD)

La C/1961 O1 (Wilson-Hubbard) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1961.
Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +3 mag.

Scoperta:
La cometa era ancora inosservata dalle 5:53 alle 8:56 del 18 luglio 1961 TU dalla Terra posta di fronte al Sole, ma circa cinque giorni dopo, il pilota A. Stewart Wilson l'ha avvistata la mattina del 23 luglio (ora locale) a bordo di un Boeing 707 in volo da Honolulu a Portland (Oregon) da un'altitudine di 8.800 m. Riconobbe una debole striscia di luce verticale all'orizzonte e paragonò il suo aspetto a un faro distante, mentre i suoi colleghi in cabina di pilotaggio la scambiavano per un'aurora boreale. Wilson continuò a guardarla con il binocolo e alla fine la riconobbe come una cometa. 
Ha stimato che la sua luminosità fosse di +3,5 mag. 
Nello stesso periodo, William B. Hubbard, uno studente dell'Osservatorio McDonald in Texas, scoprì la coda della cometa mentre osservava un satellite artificiale nel cielo orientale. 
Ha stimato che la luminosità fosse di +3 mag.
Ma la prima persona che presumibilmente aveva visto la cometa, però, era stata Anna Ras, una hostess che aveva già visto la coda della cometa a una lunghezza di 15° durante un volo sulla Libia prima dell'alba del 23 luglio (ora locale) e quindi circa 8 ore prima che Wilson e Hubbard se ne fossero accorti.


Osservazioni:
Il giorno dopo vi furono ancora numerose scoperte indipendenti, una in Spagna da terra e altre tre da parte di piloti di aerei commerciali negli Stati Uniti . 
Allo stesso tempo, la scoperta è stata confermata anche da astronomi, tra cui Kōichirō Tomita e George Van Biesbroeck. Le notizie sulla cometa si sono diffuse rapidamente a causa delle numerose scoperte. La cometa è stata osservata da vicino durante il resto di luglio. 
Intorno al 25 luglio, diversi osservatori hanno descritto la coda della cometa, lunga fino a 25°, così come una controcoda lunga 2-3°. 
La luminosità della cometa diminuì rapidamente e alla fine del mese era solo di 4-5 magnitudini. 
Si potè vedere ad occhio nudo per l'ultima volta nei primi giorni di agosto ed a metà di agosto la coda era quasi scomparsa e la luminosità della cometa era scesa a soli 11-12 mag.
La cometa potè essere fotografata solo poche volte a settembre e ottobre. 
L'ultima osservazione è stata fatta il 9 novembre 1961 da Tomita a Tokyo.

Valutazioni scientifiche:
Nell'ultima settimana di luglio, sono state effettuate osservazioni spettrografiche della cometa all'Observatoire de Haute-Provence e al Portage Lake Observatory nel Michigan . 
Gli spettrogrammi mostrato nella cometa tipiche righe di emissione di CN, C2 e NH2 (ma senza CH o C3 ), e anche forti linee D del sodio .

Determinazione dell'orbita:
Dopo una determinazione preliminare del orbita da Michael Philip Candy nel 1961 Branham deriva elementi di un ellittica dell'orbita della cometa da 38 osservazioni per un periodo di 107 giorni in uno studio 1968 . Marsden , Sekanina ed Everhart usarono questi elementi orbitali per i calcoli dei valori originali e futuri dell'asse maggiore semiassiale dell'orbita.

Diciassette anni dopo i suoi calcoli dell'orbita, Branham era insoddisfatto dei suoi calcoli precedenti, poiché erano basati su metodi matematici che ora erano obsoleti e prendevano solo parzialmente in considerazione le varie cause dei disturbi orbitali . Pertanto, ha ripetuto ancora una volta la sua indagine, includendo 84 osservazioni in un periodo di 107 giorni, nonché tenendo conto dell'influenza gravitazionale di tutti i pianeti e degli effetti relativistici quando la cometa ha volato vicino al Sole. Questi elementi differiscono numericamente solo leggermente da quelli precedentemente determinati, ma le differenze hanno effetti significativi sull'estrapolazione dell'orbita della cometa nel passato o nel futuro. Pertanto, Everhart e Marsden hanno anche loro eseguito nuovi calcoli del valore originale e futuro del semiasse maggiore dell'orbita con i nuovi elementi orbitali.

Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica è stata determinata da 84 dati di osservazione su un periodo di 107 giorni, risulta che è inclinata di circa 24° rispetto al piano dell'eclittica . 
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), passato dalla cometa il 17 luglio 1961, si trovava a soli 7,6 raggi solari sopra la sua superficie cioè a circa 6,0 milioni di km dal sole . 
Il 22 luglio ha superato Mercurio ad una distanza di 27,6 milioni di km e il 30 luglio ha superato Venere ad una distanza di 56,5 milioni di km . 
Il 14 agosto ha raggiunto il punto più vicino alla Terra con 0,79 UA / 118,3 milioni di km.

( Diagramma dell'orbita al momento del perielio - JPL ).

La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1961 aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99996 e un semiasse maggiore di circa 1270 UA, per cui il suo periodo orbitale era circa 45.000 anni. 
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa del passaggio relativamente vicino di Giove il 22 agosto 1962 a una distanza di circa 4½ UA, l'eccentricità orbitale si è ridotta a circa 0,99991 e il semiasse maggiore a circa 444 AU , cosicché il suo periodo orbitale si è ridotto a circa 9.345 anni.

( Diagramma orbitale luglio 2021 - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 1962
C/1962 C1 (SEKI-LINES)

La C/1962 C1 (Seki-Lines) è una cometa del tipo radenti al Sole (sungrazer), che poteva essere vista ad occhio nudo, durante l'anno 1962 . 
Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di -2,5 mag.

Scoperta:
Questa cometa fu scoperta per la prima volta da Richard D. Lines la sera del 3 febbraio 1962 (ora locale). Aveva guidato nel deserto a circa 50 km a est di Phoenix, in Arizona, per osservare il cielo con un telescopio, quando ha trovato un punto nebbioso sconosciuto nella Via Lattea meridionale.
Stava per consultare una mappa stellare quando sua moglie e alcuni amici vennero a fargli compagnia. Tutti potevano vedere l'oggetto attraverso il telescopio e sua moglie notò che sembrava una cometa. Quando le mappe stellari non mostravano alcun oggetto, tornarono tutti velocemente a Phoenix per informare l'Osservatorio Lowell .

Circa sette ore dopo, poco prima della mezzanotte in Giappone , Tsutomu Seki , che aveva già scoperto un'altra cometa quattro mesi prima, stava scrutando anche lui la Via Lattea meridionale con un telescopio quando anche lui trovò un punto sfocato con una luminosità di circa 9 magnitudini. All'inizio pensò a una cometa, ma poi pensò che fosse un ammasso stellaree terminò le sue osservazioni. La faccenda lo lasciò pensieroso, e tornò al suo telescopio per controllare il suo avvistamento. Ora poteva confermare di persona che si trattava di una cometa. 
Per essere più sicuro, voleva confermare il suo avvistamento la sera successiva prima di riferire. Dapprima non riuscì a trovare la cometa e già pensava ad un inganno, ma poi la ritrovò in un luogo diverso, dove la cometa si era mossa nel tempo trascorso. 
Il suo rapporto di avvistamento è stato finalmente ricevuto dal sito ufficiale prima di Lines. 
Poiché Lines non aveva fornito informazioni sufficientemente dettagliate sul suo avvistamento, gli fu ufficialmente riconosciuta la conferma dall'Osservatorio Lowell il giorno dopo la sua prima scoperta,

Osservazioni:
La cometa è stata osservata da vicino più avanti nel mese, sia da Robert Burnham, Jr. in Arizona e anche da John Caister Bennett in Sud Africa , e fu anche fotografata, tra l'altro da George Van Biesbroeck allo Yerkes Observatory e di Elizabeth Roemer a Flagstaff . 
A metà febbraio la cometa aveva raggiunto la sua massima declinazione meridionale , la sua luminosità è aumentata a circa 5 magnitudine entro la fine del mese e ha cominciato a formarsi una piccola coda .


Dal 9 marzo la cometa poteva essere osservata ad occhio nudo. La sua luminosità ha continuato ad aumentare rapidamente e alla fine del mese ha già raggiunto -1 magnitudini, la testa della cometa è apparsa di colore giallo chiaro e la coda era lunga 2-3° . 
Il 1 aprile, la cometa è passata a circa 1,5° di distanza a ovest del Sole sopra, ma non si è riuscita a osservarla durante il giorno . Solo pochi giorni dopo la cometa poté tornare all'imbrunire ed essere ritrovata. Nel mese di aprile è stata osservata da numerosi osservatori in tutto il mondo. 
A metà del mese la luminosità era rapidamente scesa a +3 mag e alla fine del mese era già scesa a +7 mag. La lunghezza della coda, invece, era aumentata fino a 15–20° nella prima metà di aprile prima di essere quasi scomparsa di nuovo entro la fine del mese. 
Come per la cometa C/1957 P1 (Mrkos), apparsa qualche anno prima, si poteva osservare anche il fenomeno delle strisce parallele ( strie ).

Alla fine di aprile la cometa aveva raggiunto la sua massima declinazione settentrionale e pochi giorni dopo aveva ripreso ad avvicinarsi al Sole visto dalla Terra. Fino alla fine di maggio poteva essere inizialmente osservata visivamente e poi fotograficamente. 
Il 27 luglio, visto dalla Terra, ha passato di nuovo il sole a nord ad una distanza di 0,75°. 
Le ultime osservazioni furono infine fatte il 25 gennaio 1963 da E. Roemer.

Valutazioni scientifiche:
Nel marzo e nell'aprile 1962 furono effettuate osservazioni spettrografiche della cometa presso osservatori in Sud Africa, Francia e Italia . 
Sono stati ottenuti spettrogrammi ad alta risoluzione che mostravano righe di emissione tipiche delle comete di C2 , C3 , Na, O, NH, NH2 , CN e CH.

Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita iperbolica (temporanea) fu determinata da 92 dati di osservazione su un periodo di 352 giorni da Marsden, risulta che ha un'inclinane di circa 65° rispetto al piano dell'eclittica.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), è stato passato dalla cometa il 1 aprile 1962, mentre si trovava a soli 5 raggi solari sopra la sua superficie ad una distanza di 4,70 milioni di km dal Sole. Già il 26 febbraio aveva effettuato l'approccio più vicino alla Terra a circa 0,62 AU / 92,5 milioni di km. Il 4 aprile c'è stato un secondo avvicinamento alla Terra, questa volta a circa 1,01 AU / 151,2 milioni di km e il 30 aprile la cometa è passata ad una distanza di circa 70,6 milioni di km da Venere.

Marsden, Sekanina ed Everhart hanno anche studiato la situazione passata e l'evoluzione futura dell'orbita della cometa. Tenendo conto delle influenze gravitazionali di tutti i pianeti, hanno scoperto che la cometa si era già mossa su un'orbita ellittica estremamente allungata intorno al sole prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1962. 
Secondo questo studio, la sua orbita aveva un'eccentricità molto vicina (ma inferiore a) 1 e un semiasse maggiore di circa 40.000 UA, per cui la sua orbita era di circa 8 milioni di anni. 
Era forse una nuova cometa "dinamica" che dalla nuvola di Oort si è avvicinata al Sole solo poche volte prima di allora. A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto passando per Urano il 31 gennaio 1957 ad una distanza di circa 5 ⅓ AU e su Giove il 1 aprile 1962 a circa 5 AU, l'eccentricità orbitale si è ridotta a circa 0,999988 e il semiasse maggiore è calato a circa 2840 UA in modo che il suo periodo orbitale sia ora nell'intervallo di circa 150.000 anni.

( Diagramma dell'orbita e posizioni al perielio del 1 aprile 1962 - JPL ).
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LA COMETA del 1963
C/1963 R1 (PEREYRA)

La C/1963 R1 (Pereyra) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1963 . 
Appartiene al gruppo Kreutz di comete che passano radenti al Sole.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +2 mag.

Scoperta:
ZM Pereyra (Osservatorio di Cordoba) ha scoperto questa cometa il 14 settembre 1963, nella costellazione dell'Idra. Descrisse la cometa di magnitudine +2, con una chioma condensata al centro e con una coda lunga più di 1 grado . 
La cometa è stata poi confermata da McClure (Hollywood, California) il 16, ed ha stimato la magnitudo come +6 e ha anche detto che una debole coda diritta si estendeva di 10,5 gradi verso ovest. Questa coda era stretta al coma, ma allargata a 0,75 gradi alla fine. 
Il coma è stato descritto come "relativamente piccolo con una forte condensazione centrale".

( Foto di McClure - California 16/09/1963 ).

Osservazioni:
La cometa è stata ampiamente osservata nell'emisfero australe dal 17 settembre. La luminosità della cometa è stata costantemente stimata tra 6 e 6,5. La lunghezza della coda visiva più grande riportata era di 3 gradi , mentre le fotografie delle stazioni di rilevamento dell'Harvard College Observatory in Sud Africa e Australia mostravano la coda tra i 6 ei 10 gradi . Le descrizioni di Stephanus C. Venter (Sud Africa) in quella data indicavano che la testa della cometa era piccola e irregolare e ipotizzò di vedere solo la condensazione centrale a causa della bassa quota della cometa. 
Aggiunse che nessun nucleo era visibile e la coda si apriva leggermente a ventaglio verso la fine.
      Il pensiero di Venter che solo la condensazione della cometa fosse visibile a bassa quota sembrava dimostrato nei giorni successivi. Dal 18 al 21 settembre gli osservatori dell'emisfero australe hanno continuato a stimare la luminosità della cometa tra magnitudine 6 e 6.5. Una delle magnitudini più deboli durante quel periodo era una magnitudine 7 di Giclas (Lowell Observatory, Arizona) il 19, ma questo osservatore dell'emisfero settentrionale stava vedendo la cometa a una quota molto bassa. 
Un altro osservatore dell'emisfero settentrionale, de Vaucouleurs (McDonald Observatory), ha visto la cometa il 20. Anche se ha stimato la magnitudine della testa come 6.0 a bassa quota, ha suggerito che la magnitudine integrata potrebbe essere stata vicina a 3. 
Attraverso il binocolo ha stimato che il coma fosse di 15 minuti d'arco. 
Il 18 Venter disse che la testa della cometa era simile a una stella e mostrava una coda stretta lunga 6 gradi, mentre C. Capen (Wrightwood, California) ha stimato la lunghezza della coda di 18 gradi il 21.
      Le osservazioni degli ultimi nove giorni di settembre hanno indicato che la cometa stava svanendo costantemente. Gli osservatori che hanno visto la cometa prima del 21 e prima, riportavano magnitudini comprese tra 6,5 ​​e 7 il 22 e tra 7 e 7,5 entro il 30. 
Sebbene Capen abbia riportato di nuovo una coda lunga 18 gradi il 22, le continue osservazioni visive di Venter e altri hanno indicato che la coda era di soli 5 o 6 gradi nella stessa data. 
Le continue osservazioni di Venter indicavano che la coda era quasi invisibile il 24, anche se si potevano ancora distinguere quasi 1,5 gradi , mentre il 25 era "molto, molto debole" e lunga solo 1 grado. Vari osservatori hanno riportato lunghezze della coda da 0,5 a 2 gradi il 27 e circa 1 grado il 29. Venter ha affermato che la condensazione centrale si trovava verso l'estremo bordo sud-occidentale della cometa il 22 ed è stata stimata di magnitudo 7,0. Notò che durante i giorni successivi divenne più diffuso e irregolare. Anche durante questo periodo la cometa è stata osservata in diversi osservatori dell'emisfero settentrionale negli Stati Uniti, in Giappone e in Cecoslovacchia.
      All'inizio di ottobre, le stime di magnitudo erano per lo più comprese tra 7,5 e 8. 
Il continuo sbiadimento della cometa ha causato un calo delle osservazioni con il progredire del mese e solo pochi giorni dopo aver raggiunto la magnitudine 9 il 14 gli osservatori sudafricani Venter e JC Bennett, che aveva seguito fedelmente la cometa dal 17 settembre, non riusciva più a vedere la cometa. La stima della lunghezza della coda insolitamente lunga di 4 gradi di Venter il 1 ottobre è stata l'ultima lunghezza della coda riportata da qualsiasi osservatore e la stima del diametro del coma di Bennett di 3 arcmin il 15 è stata l'ultima stima della dimensione visiva di questa caratteristica.
      La cometa è diventata un oggetto fotografico dopo la metà di ottobre, il che significa che la magnitudine totale della cometa sembrava essere diminuita improvvisamente. In realtà, tuttavia, ciò accadeva solo perché le fotografie tendevano a essere abbastanza lunghe da rilevare la condensazione centrale della cometa per le misurazioni della posizione. Freimut Börngen (Osservatorio Karl-Schwarzschild, Tautenburg) ha fotografato la cometa il 23 ottobre e ha stimato la magnitudine di 14. Ha anche detto che il coma aveva un diametro di 20 secondi d'arco ed era diffuso, con una condensazione. Il 31 ottobre, Borngen non è riuscito a rilevare la cometa su due esposizioni fotografiche.
      La cometa si era affievolita abbastanza a novembre in modo che solo due osservatori fossero in grado di continuare le osservazioni. Elizabeth Roemer (Osservatorio navale degli Stati Uniti, Flagstaff) ha fotografato la cometa il 9 novembre e ha rivelato un nucleo di magnitudine 17,2, oltre a una debole coda. È interessante notare che ha detto che c'era un possibile nucleo secondario a 0,1 minuti d'arco. Sebbene questa abbia segnato l'unica data in cui questo nucleo secondario è stato visto, molti astronomi lo considerano reale. L'altro astronomo che è stato in grado di continuare le osservazioni fino a novembre è stato Tomita (Dodaira, Giappone). È stato in grado di fotografare la cometa sia il 16 che il 26 novembre.
      Roemer ha ottenuto le ultime due osservazioni della cometa. Fotografata il 14 e il 18 dicembre, il nucleo della cometa era sbiadito fino a raggiungere la magnitudine 18,2 entro quest'ultima data.

Parametri orbitali:
I primi elementi orbitali utili per la cometa sotto forma di orbite paraboliche furono calcolati da Michael Philip Candy e Leland E. Cunningham nell'ottobre 1963. Cunningham fu il primo a riconoscere la somiglianza dell'orbita con quella di altre comete che sfiorano il Sole. 
Negli anni successivi, soprattutto da Zdenek Sekanina e Brian Marsden, furono calcolate orbite ellittiche per la cometa. Marsden, Sekanina ed Everhart determinarono anche le orbite originali e future. Già nel XIX secolo erano apparse diverse grandi comete , che passavano vicino al sole come la cometa Pereyra.

Per la cometa, Marsden è stato in grado di determinare elementi orbitali da 33 dati di osservazione per un periodo di 94 giorni, tenendo conto dei disturbi orbitali causati da tutti i pianeti. 
Quindi la cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata, e risulta che è inclinata di circa 145° rispetto all'eclittica . La cometa quindi corre nella direzione opposta (retrograda) attraverso la sua orbita. 
Nel punto dell'orbita più vicina al sole ( perielio ), che la cometa ha passato il 23 agosto 1963, era solo circa 1/10 del raggio solare ad una distanza di circa 758.000 km dalla superficie del Sole. 
Già il 6 agosto aveva superato Venere a circa 83,8 milioni di km e 1 ora e mezza prima del suo perielio aveva raggiunto la sua massima vicinanza alla Terra con una distanza di 1,00 AU / 150,1 milioni di km. Il 29 agosto c'è stato un altro avvicinamento a Venere fino a una distanza di circa 84,5 milioni di km.

( Diagramma dell'orbita e posizione dei pianeti al momento del perielio - JPL ).

Secondo recenti ricerche, la cometa è probabilmente un frammento di una cometa non osservata apparsa all'inizio del XII secolo. Da questa condizione, Sekanina determinò su base teorica elementi orbitali ("Computed Elements"), che differiscono solo minimamente dagli elementi orbitali che Marsden aveva determinato sulla base delle osservazioni della cometa. 
Secondo questo, qualche tempo prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1963 , la sua orbita aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99993 e un semiasse maggiore di circa 90 UA, per cui il suo periodo orbitale era di circa 856 anni. 
Dall'attrazione dei pianeti, specialmente passando davanti ad Urano il 27 maggio 1957 ad una distanza di circa 14 UA e su Giove il 17 agosto 1963 a circa 5 AU, l'eccentricità orbitale si è ridotta a circa 0,99991 e il semiasse maggiore a circa 82,5 AU, così che il suo periodo orbitale si riduce accorciato a circa 750 anni. Se la cometa continua invariata, raggiungerà il punto più lontano dal sole ( afelio ) della sua orbita intorno all'anno 2336 , sarà quindi a circa 24,7 miliardi di km dal sole, 171 UA e quasi 6 volte la distanza di Nettuno . Il successivo perielio della cometa potrebbe quindi avvenire intorno all'anno 2713. A causa della storia passata, tuttavia, si può presumere che un altro processo di decadimento spontaneo possa aver luogo per la cometa in qualsiasi momento.
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LA GRANDE COMETA del 1965
C/1965 S1 (IKEYA-SEKI)

La C/1965 S1 (Ikeya-Seki) ( giapponese: 池 谷 ・ 関 彗星 Ikeya-Seki-suisei ) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo durante il giorno nel 1965 . È stata la cometa più brillante del XX secolo ed è annoverata tra le " Grandi Comete " per la sua straordinaria luminosità .

La cometa Ikeya Seki fotografata il 30 ottobre 1965 da James W. Young - TMO/JPL/NASA ).

Scoperta:
Kaoru Ikeya e Tsutomu Seki hanno scoperto indipendentemente questa cometa il 18 settembre 1965, a circa 15 minuti l'uno dall'altro. Era appena ad ovest di Alpha Hydrae. La magnitudine è stata stimata pari a +8 e la cometa è stata descritta come diffusa, con condensazione. 
La prima conferma è stata ottenuta il 19 settembre 79, quando la stazione dell'Osservatorio Astrofisico Smithsonian di Woomera, in Australia, ha ottenuto una fotografia che mostrava la cometa di magnitudine +8.

Osservazioni:
La luminosità della cometa aumentava di giorno in giorno e il 26 settembre è stata fotografata per la prima volta una coda di 1,5° di lunghezza. Dalla fine di settembre la cometa poteva essere osservata anche ad occhio nudo. Dall'inizio alla metà di ottobre la luminosità era già aumentata da circa +6 mag a circa +1 mag e la lunghezza della coda ha raggiunto i 5°.
La cometa ha raggiunto una magnitudine di +2 mag il 14 ottobre 1965 . 
Il 20 ottobre la cometa fu vista per la prima volta ad occhio nudo durante il giorno. 
Gérard-Henri de Vaucouleurs è stato in grado di vederla in un osservatorio in Texas a mezzogiorno a soli 2° vicino al sole con una luminosità di -10 magnitudini e una lunghezza di 1-2° della coda. Elizabeth Roemer a Flagstaff e altri osservatori nel New Mexico hanno confermato questa informazione.

Questa foto è stata scattata da F. Moriyama e T. Hirayama (Tokyo Astronomical Observatory, Mitaka, Giappone) stazione di Norikura il 21 ottobre 1965. Hanno usato un coronografo da 12 cm e lastre Fuji Panchroprocess dietro un filtro a colori Mazda VG1B. Con un'esposizione di 4 sec. ).

Mentre la cometa continuava a tendere verso il suo punto più vicino al sole, è stata osservata da numerosi osservatori in tutto il mondo nel cielo diurno, molti sono stati in grado di fotografarla con semplici macchine fotografiche purché il sole fosse coperto. 
Il 21 ottobre ha superato il sole a una distanza angolare di 0,3° vista dalla Terra e ha raggiunto la sua declinazione più settentrionale . Un giorno dopo aver superato il perielio, la cometa era ancora molto luminosa con circa -3 magnitudini.
Durante gli ultimi giorni di ottobre e i primi di novembre sono state generalmente segnalate lunghezze della coda fino a 30° (che corrispondevano ad una lunghezza reale di 0,75 UA). 
Un osservatore afferma di aver visto una coda lunga 45° anche la mattina del 28 ottobre. In questo momento, è stata osservata anche una seconda coda di plasma accanto alla coda di polvere brillante. 
Le densità (strie) nella coda di polvere gli davano una caratteristica forma a cavatappi.

Il 4 novembre è stato osservato per la prima volta un doppio nucleo cometario . Oltre al nucleo principale fu trovato un secondo nucleo più debole, che poté poi essere osservato fino al 14 gennaio 1966. È piuttosto incerto se ci fosse un terzo frammento. Zdenek Sekanina determinò successivamente il 21 ottobre come data probabile per la rottura del nucleo, nonché un rapporto di massa tra i frammenti A e B di circa 15:1.
Nell'emisfero australe la cometa si è potuta osservare ad occhio nudo per tutto il mese di novembre. Verso la fine di novembre è stata segnalata una luminosità di +3 mag e una lunghezza della coda di 30°. La cometa poi svanì molto rapidamente, la coda poteva ancora essere osservata in un primo momento, ma poi scomparve a metà dicembre. 
L'ultima osservazione visiva della cometa è avvenuta il 31 gennaio 1966 con una luminosità di 11 magnitudine, ed è stata fotografata per l'ultima volta il 12 febbraio. 
I tentativi successivi di catturare la cometa nelle immagini non hanno avuto successo.

Questa foto è stata scattata da Roger Lynds a Kitt Peak, in Arizona, la mattina del 29 ottobre 1965. Era un'esposizione di 4 minuti. Le due stelle a sinistra della testa della cometa sono Delta ed Eta Corvi (magnitudo 3.0 e 4.3, rispettivamente), mentre la stella un po' più in alto e appena a destra della coda è Gamma Corvi (magnitudine 2.6). La coda si estende nel cratere in questa immagine, con una lunghezza di circa 17° ).

Valutazioni scientifiche:
Lo spettro della cometa è stato osservato da numerosi ricercatori in tutto il mondo da fine ottobre a novembre. Oltre alle consuete righe di emissione intorno al tempo del perielio, gli spettrogrammi hanno trovato anche righe particolarmente evidenti di sodio , ferro e calcio ionizzato . 
Inoltre, sono state effettuate misurazioni dello spettro delle microonde con un radiotelescopio.
Sono state intraprese anche indagini sulla polarizzazione e sulla radiazione infrarossa della cometa. 
Dal 23 al 26 ottobre, la cometa è stata fotografata alle Hawaii e da un'altitudine di 12 km a bordo di un aereo Convair CV-990 della NASA per effettuare misurazioni alla coda.

La cometa appartiene al gruppo delle Sungrazer, che sono comete che passano molto vicino al Sole. Diverse di queste comete erano state osservate già nel XIX secolo , tra cui la Grande cometa di marzo C/1843 D1 , la grande cometa del sud C/1880 C1 , la grande cometa di settembre C/1882 R1 e la grande cometa Thome C/1887 B1 .
Brian Marsden ha esaminato le orbite delle comete precedentemente note del gruppo di Kreutz nel 1967 e ha mostrato che i loro membri possono essere divisi in due sottogruppi. 
La cometa C/1965 S1 (Ikeya-Seki) appartiene insieme a C/1882 R1 ai rappresentanti più importanti del sottogruppo II. Dalla somiglianza degli elementi orbitali con la cometa C/1882 R1 ha dedotto e dimostrato che entrambi le comete erano ancora un corpo unico quando passarono per l'ultima volta vicino al Sole nella prima metà del XII secolo. Tuttavia, non è stato possibile dimostrare se questa potesse essere la nota cometa X/1106 C1 . 
Di conseguenza, ci sono stati molti tentativi di catturare teoricamente i possibili processi di decadimento e le risultanti traiettorie delle strisce solari, in particolare da Zdenek Sekanina e altri.
Sekanina e Paul W. Chodas hanno studiato il possibile processo di decadimento della cometa del 1106 in modo più dettagliato nel 2002. 
Confrontando gli elementi orbitali delle due Sungrazer del 1882 e del 1965, sono stati in grado di confermare l'ipotesi di Marsden che hanno un'origine comune e che devono essersi divisi circa 18 giorni dopo il perielio della loro cometa originale, quando era già 0,75 UA dal sole.


Parametri orbitali:
Brian Marsden è stato in grado di calcolare gli elementi orbitali per i due frammenti della cometa dopo che si erano separati :
Afelio (Parte A): 183,2 AU (27,4 miliardi di chilometri)
Afelio (Parte B) ): 207,4 AU (31,0 miliardi di chilometri)
Perielio (A): 0,00778 AU (1,16 milioni di chilometri)
Perielio (B): 0,00778 AU (1,16 milioni di chilometri)
Semiasse maggiore ( A): 91,6 AU (13,7 miliardi di chilometri)
Semiasse maggiore (B): 103,7 AU (15,5 miliardi di chilometri)
Eccentricità (A): 0,999915
Eccentricità (B): 0,999925
Periodo orbitale (A): 876,7 anni
Periodo orbitale (B): 1056,1 anni
Inclinazione (A): 141,9 gradi
Inclinazione (B): 141,9 gradi

( Diagramma orbitale frammento A - JPL ).
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LA PRIMA GRANDE COMETA 
del 1970
C/1969 Y1 (BENNETT)

La C/1969 Y1 (Bennett) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1970 . 
Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le " Grandi Comete ". 
È stata la seconda cometa osservata da satelliti in orbita .


Scoperta:
La cometa è stata scoperta la sera del 28 dicembre 1969 dall'astronomo dilettante sudafricano John Caister Bennett con un rifrattore da 125 millimetri a Pretoria. 
La scoperta è avvenuta solo 15 minuti dopo aver avviato il suo regolare programma di ricerca delle comete, che aveva svolto per molti anni e aveva cercato invano per 333 ore negli ultimi tre anni. Bennett ha stimato la magnitudine in +8,5 mag, e l'ha descritta come piccola, diffusa e senza coda distinguibile . Riferì la sua scoperta alle autorità ufficiali e la sera successiva poté ripetere la sua osservazione della cometa.
La cometa era situata a 1,70 UA dalla Terra e 1,68 UA dal sole.

Osservazioni:
MP Candy (Perth Observatory) ha calcolato la prima orbita per questa cometa. Utilizzando più di tre posizioni accurate ottenute su un arco di 4 giorni, ha calcolato un'orbita parabolica che è stata pubblicata per la prima volta il 6 gennaio 1970. La data del perielio è stata determinata come 1970 marzo 20.30 e la distanza del perielio era 0,542 UA. Queste cifre sono cambiate solo leggermente quando le osservazioni sono state completate. Alla fine si è scoperto che l'orbita era ellittica con un periodo orbitale di circa 1700 anni.

Durante il gennaio del 1970 la cometa si è intensificata costantemente mentre si avvicinava al sole e alla Terra. Le stime di magnitudo all'inizio del mese erano generalmente intorno a 9, mentre le stime alla fine del mese erano leggermente più luminose di 7. La coda ha continuato ad essere assente fino quasi alla fine del mese, quando gli osservatori hanno iniziato a fotografare una coda di circa un grado lungo. Lo stesso Bennett ha riferito di una possibile coda vista visivamente attraverso il suo telescopio il 31 di gennaio.

La cometa si è illuminata da circa magnitudine 6 a circa 3 con il progredire di febbraio. Un ulteriore schiarimento si è verificato durante il mese di marzo quando la cometa ha continuato ad avvicinarsi sia al sole che alla Terra. La coda è diventata piuttosto sorprendente verso la metà di marzo poiché era curva e conteneva filamenti. La lunghezza era generalmente stimata tra 10 e 12 gradi. Nel frattempo, un attento esame della chioma ha rivelato brevi getti deboli che si estendevano dal lato esposto al sole del nucleo.

Cometa C/1969 Y1 Bennet em 14/03/1970 Agrupación "Amigos de Urania" Zeiss Tessar 1:2 Nelson Travnik, Observatório Flammarion - Matias Barbosa/MG, Brasil ).

La cometa è passata più vicina alla Terra il 26 marzo 1970 (0,69 UA). A quel tempo la luminosità media era intorno allo 0, mentre le stime della lunghezza della coda variavano da 5 a 10 gradi.
La cometa è stata ampiamente osservata in aprile quando la sua posizione nel cielo mattutino è migliorata. Il fatto che la cometa si stesse allontanando dal Sole e dalla Terra, e quindi stesse svanendo, non le ha impedito di essere citata nei giornali e nei notiziari televisivi. La cometa ha iniziato il mese vicino alla magnitudine 1 ed è svanita a circa 5 entro la fine del mese. Sebbene la coda fosse generalmente stimata intorno ai 10 o 12 gradi, alcune stime arrivavano fino a 25 gradi intorno a metà aprile. La coda continuava a mostrare un aspetto ricurvo e conteneva numerose stelle filanti che erano più prominenti entro circa 5 gradi dal coma.


La cometa non era più un oggetto osservabile a occhio nudo dopo i primi giorni di maggio. Ha iniziato questo mese leggermente più luminosa della magnitudine 6 e ha terminato il mese più debole della magnitudine 9. Sebbene i filamenti della coda abbiano continuato a essere segnalate per tutto il mese, la lunghezza della coda è stata ampiamente segnalata intorno ai 2,5 gradi al termine di maggio.
La cometa svanì del tutto in autunno e durante l'inverno. La coda non è stata più segnalata con il progredire di agosto e la luminosità è finalmente scesa sotto la 13 alla fine di settembre. Nel gennaio 1971 la cometa fu fotografata come un oggetto ben condensato di magnitudine +18,9. È stato rilevato l'ultima volta il 27 febbraio, quando Elizabeth Roemer lo ha fotografato al Lunar and Planetary Laboratory. La cometa era a 4,9 UA dal sole e 5,3 UA dalla Terra.


Visibilità:
La seguente tabella riporta la luminosità totale e la lunghezza della coda più lunga a determinate date; la tabella è stata impostata per mettere in rilievo i periodi durante i quali la cometa ha presentato una luminosità totale inferiore alla 4ª magnitudine, sia pre che post perielio:
Data:
giorno e mese (1970)
Magnitudine visualeLunghezza della coda
(in gradi)

10 marzo2,34
13 marzo1,77
18 marzo0,5-
19 marzo-11
20 marzo-11
21 marzo0,5-
22 marzo-0,512
26 marzo0-
28 marzo0,5-
1 aprile0,8-
4 aprile1,2-
5 aprile1,412
6 aprile1,412
8 aprile1,9-
11 aprile1,925
12 aprile-20
14 aprile2-
16 aprile3-
25 aprile4-
Questa immagine è stata ottenuta da David Strange la mattina del 7 aprile 1970 ).

Valutazione scientifica:
Subito dopo che i primi elementi orbitali potevano essere calcolati, si presumeva che la cometa sarebbe diventata "un oggetto luminoso per l'osservazione ad occhio nudo". Si è scoperto che combinava tre proprietà favorevoli che la rendevano una cometa straordinaria per l'osservazione: una breve distanza del perielio, una breve distanza dalla Terra e un alto livello di luminosità, sono stati quindi avviati una serie di progetti di ricerca, in modo che la cometa Bennett venisse fotografata, per essere la cometa più approfonditamente studiata, e lo è stata nel suo tempo.

Ultravioletti:
Qualche anno prima si sospettava che le comete fossero circondate da un involucro di gas fatto di idrogeno , che poteva essere rilevato dalle osservazioni alla luce ultravioletta della linea Lyman α a 121,5 nm. Questa osservazione non è possibile da terra, tuttavia, perché la luce ultravioletta non penetra nell'atmosfera . La prima osservazione di una cometa nell'ultravioletto avvenne nel gennaio 1970 quando l'Orbiting Astronomical Observatory (OAO-2) misurò lo spettro della cometa C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) registrarono e dimostrarono l'inviluppo del gas previsto. Quando la cometa Bennett raggiunse una posizione favorevole per l'osservazione dallo spazio nel febbraio dello stesso anno, fu sistematicamente osservata da metà marzo a metà aprile, anche con OAO-2, al fine di seguire i cambiamenti temporali e spaziali nella chioma della cometa . Oltre alla riga Lyman α, è stato possibile misurare anche le righe di emissione di OH, NH e CN.

Dai dati fotometrici ottenuti con OAO-2, è stato possibile ricavare il tasso di produzione di OH e H, nonché la loro dipendenza dalla distanza dal sole della cometa. I risultati hanno confermato l'ipotesi che la produzione di gas da parte delle comete a piccole distanze dal Sole sia determinata dall'evaporazione dell'acqua dal nucleo . La perdita totale di acqua durante il suo passaggio attraverso il sistema solare interno è stata stimata in circa 200 milioni di tonnellate .

L'1 e il 2 aprile la cometa è stata osservata per la prima volta anche dall'Orbiting Geophysical Observatory (OGO-5). Con un fotometro più sensibile rispetto all'OAO-2, le emissioni di atomi di idrogeno potrebbero essere rilevate fino a una distanza di diversi milioni di km dal nucleo della cometa. La massa di questo idrogeno potrebbe essere derivata dalle misurazioni per essere di circa 2 milioni di tonnellate . Dopo queste prime misurazioni di successo, si è deciso di continuare l'osservazione della cometa con gli strumenti a bordo di OGO-5 e sono state ottenute un totale di dodici mappe di intensità dell'emissione Lyman-α della cometa entro il 30 aprile. Le mappe mostrano lo sviluppo dell'involucro dell'idrogeno nel corso di un mese. Il 1 aprile, quando la cometa si trovava a circa 0,6 UA dal Sole, l'involucro dell'idrogeno aveva un'area di 20 milioni di km × 15 milioni di km, dopodiché divenne lentamente più piccolo. Il tasso di produzione dedotto di atomi di idrogeno era paragonabile al valore ottenuto dalle osservazioni OAO-2. 
In ulteriori indagini, sono stati fatti tentativi per sostenere teoricamente i risultati delle misurazioni con maggiore accordo e per fornire modelli raffinati per la formazione dei gusci di idrogeno.

Luce visibile: 
Al Goddard Space Flight Center nel Maryland dal 28 marzo al 18 aprile 1970, le immagini della cometa sono state realizzate con filtri di interferenza a varie lunghezze d'onda nelle regioni viola, blu, verde e gialla dello spettro. In particolare sono state valutate le righe di emissione di CN, C2 , CO+ e Na. Mappe della chioma della cometa con linee di uguale luminosità (isofotiche) fino a una distanza di 150.000 km dal nucleo sono state create da queste e altre immagini, che sono state scattate in luce bianca all'osservatorio di Amburgo l'8 e il 9 aprile . 
Una ricerca simile è stata condotta anche dal 31 marzo al 27 aprile presso l'Hume Cronyn Memorial Observatory della University of Western Ontario in Canada . Anche lì, le immagini della cometa sono state realizzate con filtri di interferenza a diverse lunghezze d'onda nelle regioni viola, blu e verde dello spettro. In particolare, sono state misurate le linee di emissione di CN e C2 e sono stati valutati i loro gradienti di intensità in direzioni parallele e perpendicolari alla coda della cometa e presentati sotto forma di isofoti.

Dal 30 marzo al 7 maggio 1970, gli esami spettrografici della cometa furono effettuati presso l'osservatorio dell'Università di Toledo in Ohio . In questo modo sono stati ottenuti profili di luminosità delle righe di emissione di C2 e CN fino a distanze di 100.000 km dal nucleo della cometa. 
Un profilo di luminosità della linea di emissione "proibita" dell'atomo di ossigeno a 630 nm è stato anche creato dalle immagini scattate il 18 aprile . È stato suggerito che questi atomi derivino dal decadimento della CO2 e che la CO2 della cometa Bennett fosse più abbondante dell'acqua. 
Le stesse registrazioni sono state utilizzate anche per creare un profilo di luminosità dello ione H2O+ fino ad una distanza di circa 100.000 km dal nucleo e per determinarne la velocità di produzione. 
I risultati sono stati rivisti in seguito migliorando la preparazione dei dati. Tuttavia, l'esatto processo di formazione dei radicali nella chioma della cometa rimane poco chiaro.
La quantità di radicale OH, però non può essere spiegata unicamente dal decadimento dell'acqua che evapora dal nucleo.

Dal 7 al 18 marzo, le immagini della cometa sono state scattate all'Osservatorio Interamericano Cerro Tololo in Cile , in cui la coda della cometa non mostrava disturbi evidenti, si potevano osservare solo raggi laterali pronunciati. Ciò suggerisce che durante questo periodo si siano verificate interazioni relativamente calme tra il vento solare ed i campi magnetici associati e la cometa.

Le registrazioni effettuate da fine marzo a fine maggio presso l'Osservatorio Astrofisico di Asiago in Italia potrebbero essere valutate per quanto riguarda la distribuzione di gas e polveri nella coda della cometa Bennett. 
Il 3/4 Ad aprile si è potuto osservare che la coda di gas della cometa è stata strappata dalla chioma.
Gli spettri dell'involucro del gas neutro hanno mostrato le linee di emissione di CN, C2 , C3 , CH, NH2 e Na. La coda del gas mostrava un'intensità e una struttura fluttuanti giornaliere, che indicavano una produzione molto irregolare di CO+ . 
In particolare, sono stati fatti tentativi per correlare un notevole nodo osservato nella coda di gas della cometa il 4 aprile con misurazioni simultanee dell'attività solare e del vento solare. A tale scopo sono stati utilizzati dati di misura forniti contemporaneamente dalle sonde spaziali OGO-5, Vela 5 , HEOS-1 e Pioneer 8 , nonché dall'esperimento ALSEP installato dall'Apollo 12 sulla superficie lunare . 
In una prima indagine, non sono stati trovati eventi nella dinamica misurata del vento solare che potrebbero spiegare la deformazione della coda della cometa. 
Tuttavia, ulteriori indagini hanno concluso che, in primo luogo, le dinamiche del vento solare misurate vicino alla Terra erano probabilmente diverse da quelle vicino alla cometa e, in secondo luogo, il monitoraggio del vento solare era irregolare nella posizione e nel tempo, in modo che le deformazioni della coda della cometa può ancora essere fatta risalire agli eventi del vento solare.

Tre immagini della cometa in luce rossa, che sono state scattate dal 5 all'8 maggio presso l'Osservatorio di Stato della Turingia a Tautenburg , quando la Terra era quasi nel piano dell'orbita della cometa, hanno mostrato due strutture anomale nella coda della cometa: una struttura radiale e una breve punta rivolta verso il sole, probabilmente causata dalla polvere della cometa. 
La successiva valutazione di queste osservazioni ha fornito la prova della particolarità di una "struttura della linea del collo" (NLS) nella coda di polvere di una cometa, che è stata teoricamente derivata solo nel 1977.

Infrarossi:
Le osservazioni dello sviluppo della luminosità della cometa nell'infrarosso sono state effettuate dalla fine di marzo alla metà di aprile 1970 presso il Lunar and Planetary Laboratory in Arizona. Inoltre, il 31 marzo 1970, furono effettuate osservazioni con un telescopio a infrarossi a bordo di un Learjet .

Il 4 aprile del 1970, la cometa Bennett è stata fotometricamente misurata al O'Brien Osservatorio della Università del Minnesota nel prossimo e medio infrarosso a 2-20 micron di lunghezza d'onda. Oltre al continuo di un corpo nero di circa 500 K a lunghezze d'onda corte, è stata trovata anche una linea di emissione a 10 µm , che è stata ricondotta a grani di silicato nella polvere della cometa. 
Il risultato della misurazione è stato confermato da un'altra misurazione il 21 aprile presso il Kitt Peak National Observatory in Arizona.

Microonde:
Con il radiotelescopio dell'Osservatorio Green Bank in West Virginia , si è cercato su sei giorni a metà marzo 1970 di rilevare l'emissione di formaldeide a 4,83 GHz. 
In quattro giorni alla fine di marzo 1970 fu fatto anche un tentativo con il radiotelescopio del Laboratorio di ricerca navale degli Stati Uniti nel Maryland per rilevare l'emissione di molecole d'acqua a 22,2 GHz. 
In entrambi i casi non è stato possibile rilevare tali emissioni.

Questa immagine è stata ottenuta da John M. Flanigan la mattina del 1970 marzo 26.7. La cometa si trovava quindi in Pegasus vicino al confine Pegasus-Aquarius e nel cielo mattutino. La foto è stata ottenuta utilizzando una Nikon F2, un obiettivo da 50 mm f / 1.4 e una pellicola Kodachrome 100. L'esposizione era di 4 minuti e non guidata. Flanagan dovette guadare la laguna per vedere oltre le palme. L'esposizione è stata effettuata in acque profonde fino alle ginocchia, con le onde che lambivano sia le sue gambe che le gambe del treppiede durante l'esposizione ).

Curiosità:
Anche la cometa Bennett era stata inserita nel programma di osservazione degli astronauti a bordo dell'Apollo 13 . Dopo che la cometa poteva già essere fotografata il 13 aprile 1970, doveva essere registrata di nuovo il 14 aprile, dopo che la sua trasmissione televisiva quotidiana era stata completata. Durante la manovra con cui l'astronave doveva essere allineata per queste registrazioni, una delle bombole di ossigeno è esplosa e le successive misure di soccorso hanno impedito ogni ulteriore programma scientifico, rammentando a tutti che le comete sono state considerate per millenni come portatrici di sventura.

Implicazioni:
Nel 1973, Delsemme e Rud tentarono per la prima volta di determinare il raggio e l'albedo di diverse comete, inclusa la cometa Bennett, dalle misurazioni della luminosità a grandi distanze dal Sole e dalla produzione di gas osservata a brevi distanze dal Sole. Supponendo che il nucleo della cometa sia costituito essenzialmente da ghiaccio d'acqua e che l'intera superficie sia completamente ricoperta di neve , che sublima man mano che si avvicina al sole, un albedo di circa 0,66 potrebbe essere derivato per il nucleo della cometa. Questo valore è significativamente più alto dei valori che sono stati successivamente trovati per le superfici delle comete, probabilmente a causa di ipotesi inammissibili e misurazioni errate della luminosità della cometa. 
Tuttavia, il loro metodo di calcolo è stato rivoluzionario per la ricerca successiva.


Orbita:
Favorito dalla reciproca posizione della cometa e della Terra (Elongazione sempre maggiore di 32°) si è potuta osservare ininterrottamente dalla sua scoperta nel cielo meridionale fino ai suoi avvistamenti a metà settembre 1970 in prossimità del polo nord celeste . 
Per la cometa, Marsden è stato in grado di determinare un'orbita ellittica che è inclinata di circa 90° rispetto all'eclittica da 391 dati di osservazione per un periodo di circa 10 mesi . 
La sua orbita è quindi perpendicolare alle orbite dei pianeti . Nel punto dell'orbita più vicino al sole (perielio), che la cometa ha attraversato l'ultima volta il 20 marzo 1970, si trovava a una distanza di circa 80,4 milioni di km dal Sole. 
Il 26 marzo si è avvicinato alla Terra a circa 0,69 UA / 103,0 milioni di km.

Già nel 1973 Marsden, Sekanina e Yeomans avevano dimostrato che l'orbita della cometa può essere meglio descritta anche fuori dall'ambito gravitazionale ed i parametri non-gravitazionali sono da prendere in considerazione nel calcolo delle forze. 
Per l'orbita originale della cometa prima dell'approccio al sistema solare interno, hanno determinato un'ellisse con un valore per il semiasse maggiore di circa 135 UA, che corrisponde a un periodo orbitale di circa 1570 anni. 
In uno studio più recente del 1978 Marsden, Sekanina ed Everhart hanno fornito nuovi valori per il semiasse originale e futuro. 
Tuttavia, questo calcolo ha preso in considerazione solo le forze gravitazionali.

Secondo le ultime indagini di Królikowska, in cui sono state prese in considerazione 548 osservazioni per un periodo di circa 10 mesi e anche forze non-gravitazionali, si applica quanto segue: 
 - La cometa si muove su un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. 
 - Secondo gli elementi orbitali affetti da una certa incertezza e tenendo conto delle forze non gravitazionali, qualche tempo prima del passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1970, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,9960 e un semiasse-maggiore di circa 135,5 UA, così che il suo periodo orbitale era di circa 1575 anni. 
 - La cometa potrebbe quindi essere apparsa l'ultima volta nell'antichità intorno all'anno 395 dC. 
 - Dall'attrazione dei pianeti, specialmente orbitando oltre Saturno il 24 agosto 1968 a circa 5 UA e il 2 novembre 1971 a circa 6,25 UA, e con Giove il 23 marzo 1970 a circa 5 UA, l'eccentricità orbitale è stata leggermente aumentata a circa 0,9962 e il semiasse-maggiore ingrandito a circa 140 UA, così che il suo periodo orbitale è aumentato a circa 1660 anni. 
 - Quando raggiungerà il punto della sua orbita più lontano dal sole ( afelio ) intorno all'anno 2800 , sarà a circa 42 miliardi di km dal sole, quasi 290 volte più lontano dalla Terra e oltre 9 volte rispetto a Nettuno . La sua velocità orbitale nell'afelio sarà solo di circa 0,11 km/s. 
Il prossimo perielio della cometa dovrebbe verificarsi intorno all'inizio dell'anno 3717.

Parametri orbitali
(all'epoca 2440680,5
4 aprile 1970)
Semiasse maggiore145,03933 UA
Perielio0,537620 UA
Afelio289,54105 UA
Periodo orbitale1746,77 anni
Inclinazione orbitale90,0398°
Eccentricità0,996293
Longitudine del
nodo ascendente
224,6576°
Argomento del perielio354,1491°
( Diagramma dell'orbita al passaggio al perielio del 20 marzo 1970 - JPL ).

Ipotesi:
In uno studio di Hasegawa (1979) , la cometa Bennett era stata indicata come candidata per una possibile corrispondenza con una cometa osservata in Cina e in Europa nel settembre 363 dC, ma questa ipotesi non è stata confermata in modo specifico, anzi attualmente riteniamo che il passaggio sia stato fatto intorno agli anni dal 393 al 397 dC, e non esistono resoconti corrispondenti in questi anni.
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LA SECONDA GRANDE COMETA 
del 1970
C/1970 K1 (WHITE-ORTIZ-BOLELLI)

La C/1970 K1 (White-Ortiz-Bolelli) è una cometa che nel 1970 poteva essere vista ad occhio nudo dall'emisfero australe. Appartiene al gruppo di Kreutz delle comete radenti al sole ed è considerata da alcuni come una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +0,5 mag.

Scoperta:
Questa cometa era, a mezzogiorno del 14 maggio 1970 vista dalla Terra, in uno stretto arco a soli 0,36° di elongazione dal Sole che passò e poi si allontanò rapidamente ad est di esso. 
Graeme Lindsay White , allora ancora studentessa, avvistò per la prima volta la cometa con un binocolo vicino a Shellharbour City ( Nuovo Galles del Sud - Australia ) al tramonto del 18 maggio 1970 (ora locale). Ella stimò che la sua luminosità fosse di 1-2 mag e riconobbe una coda lunga 1°. 
Il giorno dopo volle comunicare la sua scoperta all'Osservatorio di Sydney, ma non fu possibile vedere la cometa a causa delle luci della città. Il giorno dopo riuscì a trovare la cometa con il binocolo oltre che ad occhio nudo, la coda ora era lunga 10°.

Poche ore dopo che il rapporto di White era stato ricevuto dall'agenzia ufficiale, è arrivato un altro rapporto di avvistamento dal Madagascar , dove Emilio Ortiz, il copilota di un aereo di linea Boeing 707 sul volo da St. Denis (Réunion) ad Antananarivo (Madagascar) la sera del 21 maggio, avvistò la cometa (Ortiz fu anche uno dei primi osservatori della cometa C/1961 O1 (Wilson-Hubbard)). 
Ortiz stimò che la luminosità fosse 0,5-1 mag e la lunghezza della coda 5-8°. 
Diversi astronomi hanno quindi cercato la cometa il 22 maggio, ma non sono riusciti a vederla. 
Fu solo due giorni dopo che Carlos Bolelli ricevette un rapporto tardivo di avvistamenti della cometa la sera del 21 e 22 maggio all'Osservatorio interamericano di Cerro Tololo in Cile . 
Poteva osservare una luminosità di +1 mag e una lunghezza della coda di 10°.

( Foto di HM Maitzen, A. Moffat e HE Schuster (La Silla, Cile) ).

Osservazioni:
In seguito sono state ricevute segnalazioni di numerose scoperte indipendenti avvenute tra il 19 e il 24 maggio in Australia , Sud Africa, Cile, Argentina, Nuova Zelanda e Uruguay:
 - Alberto O. Bernhardt (uno studente di Lucas González, Argentina) ha trovato accidentalmente la cometa il 22,9 maggio e ha notato una coda stretta.
 - HM Maitzen e Hans-Emil Schuster (European Southern Observatory) hanno scoperto la cometa il 22 maggio 96, poi hanno appreso che F. Gomez (un tecnico incaricato delle osservazioni meteorologiche presso l'osservatorio) ha osservato la coda della cometa il 21 maggio.
 - Stewart (110 km a nord di Wellington) ha scoperto la cometa il 23 maggio. Ha detto che la coda si estendeva di almeno 10 gradi.
 - FW Gerber (Lucas González, Argentina) ha scoperto la cometa il 23 maggio. Ha detto che la coda si estendeva di 15 gradi.
 - H. Potter (Osservatorio Nazionale, Santiago) ha scoperto la cometa il 23 maggio 95. Pochi minuti dopo stimò la magnitudine come 4 e disse che la coda si estendeva di oltre un grado.
 - Una scoperta indipendente è stata fatta da Jorge Balseiro Savio (Mercedes, Uruguay) il 23 maggio 96. Ha stimato la magnitudine come 3-4 e ha detto che una coda si estendeva da 15 a 20 gradi.
 - GN Sprott (stazione dell'Osservatorio Astrofisico Smithsonian a Woomera, Australia Meridionale) ha scoperto la cometa il 24 maggio 38. Ha detto che la sua fotografia ha rivelato una testa stellare di magnitudine 4 e due code, quella meridionale luminosa e dritta e quella settentrionale molto più debole e curva a nord. Sprott ha detto che la coda è stata stimata visivamente come lunga 12 gradi.
 - Kellie (Port Hedland, Western Australia) ha scoperto la cometa il 24 maggio.
In tutti i casi la cometa era visibile solo subito dopo il tramonto.

Numerose osservazioni sono state ottenute il 24 maggio. Sebbene la maggior parte degli osservatori fosse d'accordo sul fatto che la coda della cometa fosse lunga da 12 a 15 gradi, le stime della luminosità variavano da 1 a 4, probabilmente a causa dell'altitudine relativamente bassa. La coda è stata descritta come stretta vicino al coma, ma diventando leggermente più larga e diffusa verso la fine. C'era un nucleo a forma di stella all'interno del coma.
La luminosità della cometa è diminuita rapidamente a circa +5 magnitudini entro la fine del mese, mentre la coda inizialmente è aumentata in lunghezza, raggiungendo la sua massima lunghezza di circa 15° intorno al 25 maggio, e intorno a 5° entro la fine del mese. 
A giugno la cometa poteva essere osservata solo telescopicamente e fotograficamente.
All'inizio di giugno, la cometa ha continuato a dissolversi e si è diffusa maggiormente. Le stime di magnitudo variavano da 6 a 8 il 1° e il 2, a 7 a 8,5 il 6. La lunghezza della coda potrebbe essere stata di 7 gradi il primo, ma è scesa a poco più di 2 gradi il 6. Parte della diminuzione della luminosità e della lunghezza della coda era dovuta alla crescente luce lunare. Successivamente, la cometa è stata rilevata l'ultima volta il 7,34 giugno da MV Jones. Lo descrisse come una nebulosità debole e mal definita. L'osservazione è stata fatta con un riflettore di 20 cm in buone condizioni osservative, anche se c'era qualche interferenza da luce lunare.
L'8 luglio, la cometa ha passato il Sole ancora una volta a sud della Terra, e i tentativi di trovare la cometa nel cielo mattutino non hanno avuto successo, sebbene siano durati fino all'inizio di ottobre.

Valutazioni scientifiche:
Subito dopo i primi rapporti di osservazione, Brian Marsden sospettava che la cometa potrebbe essere un membro del del gruppo Kreutz. Questa ipotesi è stata confermata subito dopo la determinazione degli elementi orbitali di un'orbita parabolica preliminare.
Dopo che Marsden nel 1970 fu in grado di calcolare un'orbita parabolica relativamente imprecisa solo da sei osservazioni della cometa in un periodo di 14 giorni, in un nuovo studio in Nel 2002, Sekanina e Chodas hanno determinato elementi orbitali migliorati per la cometa utilizzando metodi matematici moderni e tenendo conto dell'influenza gravitazionale di tutti i pianeti e degli effetti relativistici quando la cometa vola vicino al Sole. 
Calcolarono una soluzione generale secondo la quale la cometa si muove definitivamente su un'orbita ellittica con un tempo orbitale che si trova in un intervallo di circa 300-1130 anni. 
Inoltre, hanno calcolato un insieme ottimizzato di elementi orbitali ("Soluzione forzata") per un periodo orbitale di 951 anni, che numericamente differisce solo leggermente da quelli della soluzione generale e può servire come riferimento per analisi sull'origine della cometa.
La cometa White-Ortiz-Bolelli si è probabilmente formata intorno al 1749 durante un processo di decadimento e frammentazione dovuto alle intense forze mareali che agiscono sulla cometa oltre al fortissimo irraggiamento.
Si ritiene che si possa trattare di un frammento abbastanza grande, visto che l'osservazione della cometa da Terra, pur essendo stata molto luminosa, era nella posizione più sfavorevole possibile, se fosse avvenuta 6 mesi prima o dopo, lo spettacolo sarebbe stato impressionante.

Parametri Orbitali:
Le seguenti informazioni si basano sul calcolo dell'orbita di Sekanina e Chodas. 
La cometa si muove su un'orbita ellittica estremamente allungata, che risulta essere inclinata di circa 139° rispetto al piano dell'eclittica . La cometa quindi corre nella direzione opposta (retrograda) rispetto ai pianeti attraverso la sua orbita. 
Nel punto dell'orbita più vicino al Sole ( perielio ), che la cometa ha passato il 14 maggio 1970, a una distanza di 1,33 milioni di km dal Sole, era ad appena un raggio solare sopra la sua superficie. 
Il 13 marzo si trovava a circa 152,0 milioni di km da Marte e il 30 aprile a circa 72,8 milioni di km da Venere. Quasi 2 ore e mezza dopo aver attraversato il perielio, ha raggiunto la sua massima vicinanza alla Terra con una distanza di 1,00 AU / 149,7 milioni di km. Il 23 maggio c'è stato un ulteriore avvicinamento a Venere con una distanza di circa 63,2 milioni di km e il 24 giugno a Marte con una distanza di circa 131,2 milioni di km.

Secondo recenti ricerche, la cometa è probabilmente un frammento di una cometa non osservata apparsa all'inizio del XII secolo. Secondo gli elementi orbitali determinati da Sekanina sotto l'assunzione di tale origine ("soluzione forzata"), la sua orbita aveva forse un'eccentricità di circa 0,99988 e un semiasse maggiore di circa 90 AU qualche tempo prima del passaggio attraverso il sistema solare interno sistema nel 1970 , quindi il suo tempo di rivoluzione era di circa 860 anni. L'eccentricità orbitale non è stata modificata in modo significativo dall'attrazione gravitazionale dei pianeti, ma il semiasse maggiore è stato allargato a circa 96 AU, così che il suo periodo orbitale è aumentato a circa 935 anni. In base a queste ipotesi, il prossimo passaggio al perielio della cometa potrebbe avvenire intorno all'anno 2900. 
A causa del suo passato, tuttavia, si può presumere che un altro processo di decadimento spontaneo possa aver luogo per la cometa in qualsiasi momento.

( Diagramma orbitale con le posizioni al 17 maggio 1970 - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 1973
C/1973 E1 (KOHOUTEK)

La cometa Kohoutek , formalmente designata C/1973 E1 , 1973 XII e 1973f , è una cometa osservabile ad occhio nudo nell'inverno del 1973/74, è annoverata tra le grandi comete, anche se ha deluso un po' le aspettative.

Cometa Kohoutek l'11 gennaio 1974 ).

Scoperta:
Fu avvistata per la prima volta il 7 marzo 1973 dall'astronomo ceco Luboš Kohoutek
Il 18 marzo 1973, scoprì un punto nebbioso con una luminosità di circa 16 mag che si muoveva su due immagini che aveva scattato il 7 e 9 marzo mentre cercava l'asteroide (8606) 1971 UG . 
Ha riferito la sua osservazione al Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT) il 19 marzo ed è stato in grado di localizzare la cometa il 21 marzo a una luminosità di +15 mag.
Kohoutek riuscì successivamente anche a trovarla su una lastra fotografica che aveva già scattato il 28 gennaio.
Al momento della sua scoperta, la cometa era a 5,2  UA dal Sole e 4,2 UA dalla Terra , che era la distanza più grande dal Sole per la scoperta di una cometa in quel momento. 
Raggiunse il perielio il 28 dicembre dello stesso anno.

Valutazioni Scientifiche:
A causa del suo percorso, gli scienziati hanno teorizzato che Kohoutek fosse un oggetto della nuvola di Oort . In quanto tale, si credeva che questa fosse la prima visita della cometa nel Sistema Solare interno , che avrebbe provocato una spettacolare manifestazione di degassamento. Studi a infrarossi e telescopici visivi hanno portato molti scienziati a concludere, in retrospettiva, che Kohoutek è in realtà un oggetto della cintura di Edgeworth / Kuiper, il che spiegherebbe il suo apparente trucco roccioso e la mancanza di degassamento.


Osservazioni:
Prima del suo avvicinamento ravvicinato, Kohoutek è stato promosso dai media come la "cometa del secolo". Tuttavia, l'esibizione di Kohoutek è stata considerata deludente, probabilmente a causa della parziale disintegrazione quando la cometa si è avvicinata al Sole prima del suo sorvolo della Terra. 
Siccome ritenevano che questa era probabilmente la prima visita della cometa nel Sistema Solare interno, avrebbe comunque contenuto grandi quantità di volatili congelati sin dalla sua formazione, ma ciò si è rivelato inesatto, ma anche se non è riuscita a raggiungere i livelli attesi, era comunque un oggetto ben visibile a occhio nudo. 
La sua massima magnitudine visiva era -3, quando era al perielio. 

Durante i mesi successivi alla scoperta, tuttavia, la cometa inizialmente poteva essere osservata solo fotograficamente. Alla fine di aprile la sua luminosità era salita a +14,5 mag e poteva essere osservata visivamente attraverso un telescopio da Elizabeth Roemer in Arizona per la prima volta . Le ultime osservazioni sono state fatte in Argentina alla fine di maggio , prima che la cometa si avvicinasse troppo al Sole per gli osservatori sulla Terra. A fine settembre la cometa potrebbe essere fotografata di nuovo per la prima volta da Tsutomu Seki in Giappone , nel frattempo si era avvicinata al sole fino a 2.2 UA. In ottobre, la sua luminosità era di circa 10 mag, ma continuava a salire, in modo che la cometa potesse essere osservata visivamente da molti osservatori con telescopi e binocoli dalla seconda metà di ottobre , e raggiunse +8 mag all'inizio di novembre. Anche una coda aveva iniziato a svilupparsi e alla fine di novembre aveva raggiunto una lunghezza di 1°.

All'inizio di dicembre, la cometa in Florida è stata osservata per la prima volta ad occhio nudo con una luminosità di 5,5 mag. Si stava avvicinando sempre di più al sole, il che rendeva difficile l'osservazione all'alba. A metà del mese la luminosità era salita a circa 4 mag e la lunghezza della coda era di 12-15°. La cometa è stata mai spostata nel cielo meridionale ed è stata la sua congiunzione con il sole per l'ultima volta il 22 dicembre a una luminosità di circa 2,5 mag da un osservatore in Australia e John Bennett Caister in Sud Africa.


La sua migliore visione è stata nel cielo notturno dopo al perielio, quando si era oscurato alla quarta magnitudine . La cometa sfoggiava anche una coda lunga fino a 25°, insieme a un'anti-coda.

La cometa è stata osservata più intensamente nel gennaio 1974. Ora potrebbe essere visto al crepuscolo e dopo aver stimato la luminosità intorno a 0 mag all'inizio del mese, i valori sono scesi inaspettatamente rapidamente tornando a +4 mag intorno al 10 gennaio e sotto i +6 mag entro la fine del mese. La lunghezza della coda era diminuita da 3–5° a circa 1°. Alla stessa distanza dal sole, la luminosità dopo il perielio era di circa +1,5 mag inferiore a quella prima del perielio. La cometa è stata ancora osservata molte volte a febbraio, prima con il binocolo e poi con i telescopi. La coda opposta potrebbe essere osservata per tutto il mese. A marzo non sono state più possibili osservazioni visive, a metà mese la luminosità della cometa era ancora di +9 mag, la cometa appariva come una nube grande, molto debole e diffusa

Kohoutek è stato osservato dagli equipaggi di Skylab 4 e Soyuz 13 e divenne così la prima cometa ad essere osservata da un veicolo spaziale con equipaggio, poiché le osservazioni pianificate dall'Apollo 13 della prominente cometa Bennett ad occhio nudo erano state interrotte dall'esplosione del serbatoio di ossigeno del velivolo legato alla Luna.

Immagine a falsi colori della cometa del 25 dicembre 1973, ripresa nel lontano ultravioletto a bordo dello Skylab ).

L'attrezzatura tecnica dello Skylab ha consentito ampie osservazioni della cometa. Era possibile utilizzare dispositivi di misurazione già a bordo, come l'Apollo Telescope Mount (ATM), uno spettroeliografo per l'ultravioletto estremo , uno spettrografo ultravioletto , uno scanner fotoelettrico , un coronografo, rilevatori di raggi X o una fotocamera da 35 mm . Inoltre, una fotocamera elettrografica per il lontano ultravioletto dell'Apollo 16 è stata presa dall'ultima missione e riutilizzata. L'astronauta scientifico Edward George Gibson ha fatto schizzi della cometa e della sua coda a mano per dieci giorni.

La cometa Kohoutek fotografata da un astronauta a bordo dello Skylab ).

Dati Fisici:
L'intensa fotometria fotoelettrica e infrarossa della cometa ha mostrato che il nucleo della cometa aveva un diametro di 10-15 km e che la cometa conteneva relativamente poca polvere. Ciò ha fornito nuove informazioni sulle proprietà dei granuli di polvere di cometa.
Durante un periodo di 60 giorni intorno al periodo in cui il satellite HEOS 2 ha attraversato il piano orbitale della cometa, è stato rilevato un grande aumento di micrometeoriti con i suoi rivelatori di particelle . È stato dimostrato che provenivano dalla cometa Kohoutek e che erano stati rilasciati dal Sole a una distanza di oltre 3,8 UA. È stato possibile stimare la loro massa, velocità di produzione e velocità di emissione.

Dalle numerose indagini della cometa in diverse lunghezze d'onda, è stato possibile determinare i tassi di produzione delle singole sostanze. Una combinazione di tutti questi risultati di ricerca ha permesso di stimare la perdita di massa totale della cometa in acqua, polvere e altre molecole . 
I tassi di produzione si sono appiattiti circa un mese prima del perielio, hanno raggiunto il picco durante il perielio e poi sono scesi rapidamente a livelli inferiori rispetto a quando si stava avvicinando al sole. La perdita di acqua è stata stimata in 64 milioni di tonnellate, e la perdita di massa totale a 100 milioni di tonnelate. 

Studi fotometrici, spettroscopici e radiografici:
FOTOMETRIA:
L. Kohoutek ha osservato la cometa con il telescopio da 50 cm all'Osservatorio di La Silla nella seconda metà di gennaio 1974 e ha effettuato misure fotometriche con filtri per diverse lunghezze d'onda di sostanze caratteristiche nelle comete (CN, CO+ , C2 , Na ). 
Venti anni dopo aver effettuato queste misurazioni fotometriche della cometa, furono determinati i tassi di produzione di CN e C2 nonché il rapporto gas / polvere. È stato possibile calcolare una perdita di massa media di gas e polvere.
L. Kohoutek ha anche compilato i risultati delle misurazioni di migliaia di osservazioni visive e fotoelettriche e da esse ha creato una curva di luce della cometa. Ha mostrato una chiara diminuzione della luminosità dopo il passaggio del perielio. Prima del perielio, il coma era molto più ricco di gas che dopo di esso. Un lavoro analogo era già stato svolto presso l'osservatorio di Skalnaté Pleso .

SPETTROSCOPIA;
Numerose osservazioni spettrografiche della cometa hanno mostrato le tipiche righe di emissione di CN, C3 e C2 osservate nelle comete , come ad esempio gli spettrogrammi presi con un telescopio da 91 cm al Goddard Optical Research Facility (GORF) nel Maryland tra novembre 1973 e febbraio 1974 o gli spettrogrammi, che furono fatti all'Osservatorio Astrofisico Abastumani in Georgia prima e dopo il passaggio del perielio. 
È stata anche determinata la loro intensità in relazione al continuum e in base alla distanza dal sole della cometa. I tassi di produzione di C2 e CN e la loro relazione reciproca potrebbero essere derivati da spettrogrammi registrati al telescopio da 91 cm dell'Osservatorio Astrofisico di Okayama in Giappone alla fine di novembre 1973 . Il 25 novembre è stato possibile osservare un aumento delle emissioni di gas di entrambe le sostanze.

Nella prima metà di dicembre 1973, gli spettrogrammi della cometa nel campo visibile furono registrati con un telescopio da 52 cm all'Osservatorio statale dell'Uttar Pradesh in India . 
Oltre alle tipiche linee di emissione di CN, C3 , CH e C2, mostravano anche le doppie linee di sodio (Na). Questi potevano essere determinati dal 7 dicembre e sono diventati costantemente più forti quando la cometa si avvicinava al sole, così come le linee di C3 e C2 . Al contrario, l'intensità della linea CN è diminuita costantemente. Con il telescopio da 152 cm dell'Osservatorio di La Silla, nella prima metà di gennaio 1974 furono registrati spettrogrammi della cometa dopo il suo perielio. 
Sono state scoperte linee di C2 , C3 , CH, CO+ , NH2 e ossigeno atomico . Le linee di Na erano molto forti vicino al Sole e in seguito si indebolirono in modo significativo.

Gli spettri ad alta risoluzione della cometa furono ottenuti al Kitt Peak National Observatory all'inizio di gennaio 1974. È stato possibile determinare le intensità delle linee di Hα, He e Na. 
L'8 gennaio 1974, telescopi e spettrografi furono trasportati con un razzo a un'altitudine di 200 km sulla White Sands Missile Range nel New Mexico e furono scoperte le linee di emissione di ossigeno atomico e carbonio atomico . È stato possibile determinare i tassi di produzione di questi atomi, il carbonio è stato identificato come un componente essenziale della cometa, mentre l'ossigeno era circa il più del doppio del comune.

Il rapporto tra metano (CH4) e monossido di carbonio (CO) in una chioma cometaria consente di trarre conclusioni sulle condizioni di formazione della cometa. Entrambe le sostanze, tuttavia, sono molto volatili e quindi ci si può aspettare in quantità misurabili solo nelle comete che si avvicinano al sole per la prima volta. La cometa Kohoutek ha quindi offerto l'opportunità di testare tale misurazione. 
A tal fine è stata sviluppata una procedura speciale per poter osservare le righe di emissione di CH4 . Questo è stato possibile solo da un aereo o dallo spazio a causa dell'atmosfera terrestre compromesso questa osservazione. Dopo il perielio della cometa, la chioma della cometa è stata osservata nella prima metà di gennaio 1974 sui voli del Convair CV-990 ("Galileo II") della NASA con un interferometro Fabry-Pérot su un telescopio da 30 cm e le linee di emissione di CH4 negli Infrarossi registrati. L'aereo ha volato da Los Angeles a Vancouver a un'altitudine di 12 km . Le osservazioni hanno rappresentato un test per il metodo e gli strumenti utilizzati. Le misurazioni dell'8 gennaio sono diventate un limite superiore per il tasso di produzione di CH4 derivato e confrontato con i tassi di produzione di CO ottenuti da altre misurazioni. Entrambi i tassi erano significativamente inferiori a quanto inizialmente previsto; questo è stato interpretato nel senso che la maggior parte dei gas volatili era già evaporata a una distanza maggiore dal sole e quindi ha contribuito alla luminosità della cometa quando è stata scoperta. Allo stesso tempo, questo è stato visto come un'indicazione che il nucleo della cometa aveva una struttura molto porosa.

I rapporti degli isotopi 12 C / 13 C erano già stati determinati dagli spettrogrammi per le comete C/1963 A1 (Ikeya) e C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) . Questi valori erano paragonabili a quelli osservati altrove nel sistema solare . La comparsa di una nuova cometa luminosa ha fornito l'opportunità di studiare ulteriormente questo rapporto isotopico. 
Un certo numero di spettrogrammi della cometa sono stati registrati con il telescopio da 272 cm all'Osservatorio McDonald in Texas nel gennaio 1974. La loro valutazione ha prodotto valori per il rapporto isotopico confrontabili con il valore corrispondente sulla terra. È stato anche valutato uno spettrogramma ottenuto a metà gennaio 1974 con il telescopio da 188 cm dell'Osservatorio Astrofisico di Okayama in Giappone dalla cometa Kohoutek ed è stato trovato un valore per il rapporto isotopico paragonabile ai risultati precedenti.

Per la cometa C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) la linea Lyman-α dell'idrogeno nell'ultravioletto fu osservata per la prima volta nel 1970. L'apparizione della cometa Kohoutek ha offerto l'opportunità di intraprendere uno studio dettagliato del profilo di questa emissione, poiché strumenti ad alta risoluzione sono stati ora utilizzati da un lato da uno spettrografo sull'Apollo Telescope Mount (ATM) sullo Skylab e dall'altro a bordo del satellite Orbiting Astronomical Observatory 3 ("Copernicus") erano pronti per l'uso. Con lo spettrografo a bordo dello Skylab, la cometa fu osservata nel periodo dal 18 dicembre 1973 al 7 gennaio 1974 La linea Lyman-α è stata trovata solo poco dopo il passaggio del perielio dal 29 al 31 dicembre. La cometa è stata osservata dalla fine di gennaio 1974 utilizzando il telescopio e lo spettrometro a bordo dell'OAO-3. Il tasso di emissione di idrogeno e il tasso di produzione di acqua potrebbero essere derivati dal profilo di emissione della linea Lyman-α . 
Non è stato possibile osservare righe di emissione da OH e D. 


Fino al 1973 non era stato previsto che le linee di emissione dell'acqua ionizzata (H2O+) potevano essere osservate negli spettri delle code delle comete. Poco dopo, lo spettro di H2O+ è stato visualizzato per la prima volta in laboratorio . Quando alla fine di ottobre 1973 furono effettuate le osservazioni spettroscopiche della cometa con il telescopio da 122 cm presso l'Osservatorio Astrofisico di Asiago in Italia, oltre alle tipiche righe di emissione di CN, C3 e C2 , si potevano trovare righe non identificate. Successivamente è stato confermato da ulteriori misurazioni che queste sono probabilmente le linee di H2O+. Inoltre, è stato possibile trovare anche le linee di CO+ e ossigeno atomico. Per garantire l'identificazione dello spettro di H2O+ , ulteriori osservazioni furono effettuate nel novembre 1973 e gennaio 1974 con il telescopio da 1 m al Wise Observatory in Israele e con il telescopio da 3 m al Lick Observatory in California con il quale questa ipotesi è stata confermata. Quando la cometa C/1974 C1 (Bradfield) fu scoperta poco dopo , le linee di H2O+ potevano essere rilevate anche qui. I tassi di produzione di acqua ionizzata potrebbero essere determinati per entrambe le comete. Osservando lo spettro di H2O+ , fu possibile dimostrare per la prima volta l'esistenza di acqua nelle comete, il che fu una conferma della teoria della "palla di neve sporca" di Fred Whipple per la struttura dei nuclei cometari. 

RADIOMETRIA:
La cometa Kohoutek è stata la prima cometa osservata con il grande radiotelescopio dell'Osservatorio Nançay in Francia . Ad una lunghezza d'onda di 18 cm, le linee del radicale idrossile (OH) sono state osservate dalla fine di novembre 1973 alla metà di febbraio 1974. Mentre le linee di assorbimento sono state trovate a dicembre, le linee di emissione sono state osservate da metà gennaio.
I radicali CN, CO+ , CH, NH, OH e molti altri che sono stati rilevati nel campo ottico tramite le loro linee di emissione sono prodotti di decadimento di composti più complessi nel nucleo della cometa, che non possono essere rilevati nel campo ottico, ma solo nella gamma delle onde radio. 
Sulla cometa Kohoutek, il CH3CN è stato rilevato per la prima volta a una lunghezza d'onda di 2,7 cm. Ma non è stato possibile rilevare CN o CO in questo intervallo di lunghezze d'onda.

Con il radiotelescopio da 11 m del Kitt Peak National Observatory, la cometa è stata osservata a metà dicembre 1973 (prima del perielio) e all'inizio di gennaio 1974 (dopo il perielio) a una lunghezza d'onda di 3 mm. Sono state trovate linee di HCN , CH3 CN, HNC, HNCO , CH3C2H , HC3N , SiO e una sostanza non identificata. Da ciò sono stati determinati i tassi di produzione delle sostanze.
Con il radiotelescopio da 100 m di Effelsberg , nella prima metà di gennaio 1974 sono state effettuate osservazioni ad una lunghezza d'onda di 1,3 cm e sono state cercate le righe di emissione di H2O, NH3 e CH3OH , ma non è stato possibile rilevarle, da cui è stato possibile derivare solo i limiti massimi per le concentrazioni esistenti di queste sostanze. 
L'H2O è stata trovata solo più tardi sulla cometa C/1974 C1 (Bradfield).

Orbita:
La cometa Kohoutek è una cometa di lungo periodo ; la sua precedente apparizione risale a circa 150.000 anni fa e la sua prossima apparizione avverrà tra circa 78.000 anni. Alla sua apparizione nel 1973, aveva una traiettoria iperbolica ( e > 1) dovuta alle perturbazioni gravitazionali dei pianeti giganti.
Ha effettuato il passaggio al perielio a 0,14 UA (21.000.000 km) dal Sole . 
La sua inclinazione orbitale è di 14,3°, quindi con un'orbita prograda.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare avvicinandosi a Saturno il 23 marzo 1973 a circa 7,5 UA, a Giove il 30 dicembre 1973 a poco meno di 5 UA, e un'altra volta a Saturno il 21 agosto 1975 a circa 2,5 UA di distanza, la sua eccentricità orbitale è stata ridotta a circa 0,999922 e il suo semiasse maggiore a circa 1830 UA, in modo che il suo periodo orbitale sia ridotto a circa 78.000 anni.

( Diagrammi orbitali, sopra è la posizione attuale, sotto è il passaggio al perielio 28/12/1973 ).

Comete con nomi simili:
C / 1973 E1 non deve essere confuso con la cometa periodica 75D/Kohoutek , che può anch'essa essere chiamata "Cometa Kohoutek". Inoltre, ci sono altre due comete di lungo periodo , C/1969 O1-A e C/1973 D1 scoperte da Luboš Kohoutek.
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LA GRANDE COMETA del 1976
C/1975 V1 (WEST)

La C/1975 V1 (West) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo durante il giorno nel 1976 . Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le " Grandi Comete ". È stata più brillante dalla Ikeya-Seki del 1965 ed è considerata la cometa più spettacolare del XX° secolo .


Scoperta:
L'Osservatorio europeo meridionale di La Silla, in Cile, faceva parte del progetto Southern Sky Atlas durante la metà degli anni '70. Gli astronomi usavano il telescopio Schmidt da 100 cm per fare lunghe esposizioni del cielo. Dopo le esposizioni, le lastre sarebbero state raccolte e spedite a Ginevra, in Svizzera, dove sarebbero state successivamente esaminate da altri astronomi. 
Durante l'esame di un lotto di lastre il 5 novembre 1975, Richard M. West ha trovato la traccia di una cometa su un'esposizione di 60 minuti ottenuta da Guido Pizarro il 24 settembre 1975. La cometa era quindi all'interno della costellazione del Microscopio e calcoli successivi hanno rivelato che si trovava a 2,36 UA dalla Terra e 2,98 AU dal sole. 
West ha stimato la magnitudine come 14 o 15 e ha descritto la cometa come diffusa, con una testa di 2-3 secondi d'arco di diametro e una coda che si estende per 10 secondi d'arco verso nord. West ha notato che la cometa si muoveva piuttosto lentamente e quando ha iniziato a guardare altre placche della regione ha successivamente trovato una cometa all'interno della costellazione della Gru su piastre esposte da Oscar Pizarro il 10,21 agosto e da Guido Pizarro il 13,19 agosto. 
Questa cometa mostrava anche una scia diffusa con una possibile coda debole che si estendeva verso nord. Ha stimato la magnitudine totale come 16 o 17 per la prima data e 16 per la seconda.
West ha preso le tre lastre e ha misurato l'inizio e la fine delle osservazioni e ha inviato i tempi e le posizioni a Brian G. Marsden. 
Marsden non era del tutto sicuro che le sei posizioni appartenessero tutte alla stessa cometa, ma scoprì che erano ben rappresentate da un'orbita parabolica con una data del perielio del 24 febbraio 1976 e una preliminare distanza del perielio di circa 0,200 UA. Successivamente, sulla circolare IAU 2860 (datata 6 novembre 1975), Marsden annunciò la scoperta di West e scrisse: 
" la cometa dovrebbe essere convenientemente posizionata per l'osservazione nell'emisfero settentrionale nel cielo mattutino a [una magnitudine di circa] 5 a metà marzo 1976 ". 
Le osservazioni nei giorni successivi all'annuncio hanno confermato la generale correttezza dell'orbita di Marsden.



Osservazioni:
La cometa era inizialmente un oggetto dell'emisfero meridionale. Le osservazioni di vari astronomi dilettanti e professionisti hanno tipicamente posto la magnitudine tra 12,5 e 14 durante la seconda metà di novembre. Ma la cometa si stava dirigendo verso nord e, sebbene sia un oggetto difficile, è stata rilevata dagli osservatori dell'emisfero settentrionale Tsutomu Seki (Osservatorio di Kochi, stazione di Geisei, Giappone) il 1° dicembre e Henry L. Giclas (Osservatorio di Lowell, Arizona, USA) il 6 dicembre. Seki ha stimato la magnitudine come 12,5. La luna piena del 18 dicembre terminò le osservazioni per oltre una settimana e quando i cieli bui furono tornati gli osservatori dell'emisfero meridionale avevano scoperto che la cometa si era notevolmente illuminata. Durante gli ultimi due giorni di dicembre la cometa aveva appena superato la magnitudine 9.

All'inizio del 1976, la cometa era diventata un oggetto impossibile per gli osservatori dell'emisfero settentrionale, ma veniva ancora seguita nell'emisfero meridionale. La cometa ha raggiunto la magnitudine 8 a metà gennaio, la magnitudine 6 all'inizio di febbraio ed era alla magnitudine 4 entro il 13 febbraio. Durante il periodo dal 13 al 19 febbraio, la cometa si è rapidamente illuminata fino alla magnitudine 1! La prima osservazione di una coda è avvenuta a metà gennaio quando GF Morrisby (Salisbury, Rhodesia) l'ha individuata in un rifrattore di 10 cm. La coda era lunga 1° verso la metà di febbraio.


Marsden ha rivisto l'orbita per questa cometa il 12 febbraio. Usando 28 posizioni ottenute tra il 10 agosto 1975 e il 27 gennaio 1976, ha calcolato un'orbita ellittica con una data del perielio del 25,22 febbraio, una distanza del perielio di 0,197 UA e un periodo orbitale di circa 254 mila anni. E. Everhart (Università di Denver, Colorado) ha preso questa orbita, ha applicato le perturbazioni di tutti e nove i pianeti e ha fatto scorrere la cometa all'indietro fino a un punto precedente al suo ingresso nel sistema solare e ha concluso che la cometa non era fresca dalla nube di cometa di Oort.

La luminosità della cometa stava diventando molto impressionante durante gli ultimi giorni di febbraio. Charles e Peggy Townsend (Oxnard, California, USA) hanno visto la cometa il 22, appena 23 minuti dopo il tramonto. Si trovava quindi a poco meno di 4 ° sopra l'Oceano Pacifico e il binocolo 7x50 lo rivelava come una "forma a goccia" di circa 25 minuti d'arco e di magnitudine 1,0 circa. 
Il 22 è stato anche il primo giorno in cui la cometa è stata osservata ad occhio nudo, con diversi osservatori che indicavano magnitudini fino a -1. La cometa si era spostata entro 12° dal sole entro il 23 febbraio, ed è stata poi vista da John E. Bortle (Stormville, New York, USA) con un binocolo 10x50 subito dopo il tramonto. Determinò la magnitudine come -1,6 e notò che la coda si estendeva per 20-30 minuti d'arco verso PA 100°. La sera del 24 febbraio, Bortle ha determinato la magnitudine come -1,9 con lo stesso binocolo, mentre Peter L. Collins (Harvard College Observatory, Cambridge, Massachusetts, USA) l'ha vista dieci minuti dopo il tramonto con un mirino da 6 cm e ha stimato la magnitudine come -0,5. Collins ha aggiunto che sembrava quasi stellare nel mirino, ma ellittico in un rifrattore Clark da 23 cm a 100x.

La cometa ha attraversato il perielio il 25 febbraio e poi è diventata la prima cometa dopo Ikeya-Seki ad essere osservata in pieno giorno. Stephen O'Meara (Harvard College Observatory, Cambridge, Massachusetts) è stata la prima persona a vedere la cometa alla luce del giorno, quando il 25,72 febbraio l'ha vista pochi minuti dopo mezzogiorno locale con il rifrattore Clark da 23 cm. 
L'ha descritto come magnitudine -2, con un coma senza coda leggermente allungato, molto condensato. Collins si è unito a O'Meara il 25.73 febbraio e ha visto la cometa nel cercatore di 6 cm del rifrattore Clark. Ha notato che era più facile vedere quando veniva usato un filtro rosa. 
Più tardi quel pomeriggio, O'Meara ha trovato la cometa con un binocolo 7x35 il 25.81 e il 25.92 febbraio. Notò che il rifrattore di 23 cm mostrava una coda biforcuta lunga un grado che si estendeva verso PA 100 °, mentre la chioma conteneva due getti rivolti a ovest. Dennis Milon (Harvard College Observatory) ha visto la cometa con un binocolo 7x35 il 25 febbraio 93, proprio al tramonto. Ha detto che il rifrattore Clark mostrava una testa parabolica bianca. Bortle ha trovato la cometa alla luce del giorno con il suo riflettore da 32 cm il 25 febbraio 97. Lo ha descritto come "un oggetto brillante quasi stellare" di 10-15 secondi d'arco di diametro. Era di colore bianco e simile a un pianeta con scarsa visibilità sia per nitidezza che per solidità. Un debole ventilatore parabolico era situato nella direzione antisolare con getti luminosi che si estendevano indietro verso PA 150° e 330°. 
La coda era lunga 30-40 minuti d'arco. Trentacinque minuti dopo, Bortle ha trovato la cometa con un binocolo 10x50 e ha stimato la magnitudine come -3. Ha osservato che la cometa era "brillante, come il pianeta Venere di giorno ma con una coda luminosa di 15 piedi!" Infine, appena 7 minuti prima del tramonto, Bortle ha fatto un'osservazione a occhio nudo della cometa e ha detto che era "uno spettacolo incredibile!" La cometa ha raggiunto un allungamento solare minimo di 6,4° il 26, e Townsend l'ha vista il 26 febbraio 2009, quando, subito dopo il tramonto, ha notato che la cometa era "facilmente visibile ad occhio nudo a mag. -2". 
Ulteriori osservazioni alla luce del giorno sono state fatte da Bortle il 27 febbraio 50, quando a mezzogiorno locale ha osservato la cometa con il suo riflettore da 32 cm e un binocolo 15x80, e ha stimato la magnitudine come -2,4 dopo averla confrontata con Mercurio e Venere. 

Le osservazioni diffuse sono iniziate il 29 febbraio, quando la cometa è diventata visibile in tutto il mondo nel cielo mattutino. Allora si trovava ancora a 9° dal sole, ma le stime della magnitudine totale variavano da -1,8 a -1,3. La coda era quindi lunga 1°. Ogni giorno che passava, la cometa svaniva lentamente, ma l'aumento della lunghezza della coda era drammatico quando la cometa si allontanava dal sole. Entro il 3 marzo, l'allungamento solare era aumentato a 17° e la lunghezza della coda è stata data visivamente da 10° a 15° e fotograficamente data come 25°. La luminosità era sbiadita a magnitudine 0 entro il 4 marzo. La lunghezza massima della coda visiva riportata era di circa 25° il 7 marzo, mentre la coda del gas era lunga circa 6°.


D. Willmarth (Mount Hopkins Observatory) ha fotografato la cometa il 5 marzo 50 e l'esame di Zdenek Sekanina (Center for Astrophysics) ha rivelato che la coda di polvere consisteva di ben 20 bande sincroniche nell'area tra PA 310° e PA 357°, con il massimo la lunghezza della coda è di circa 25°. 
Ha aggiunto, "un bagliore più debole può essere rilevato anche nel nord-nord-est, che apparentemente termina a 40° PA". Sekanina ha detto che la stampa di Willmarth mostrava anche una coda di plasma che si estendeva per più di 15° in PA 300°.
Questa cometa è diventata la terza cometa nella storia ad avere lo spettro dell'OH rilevato dal radiotelescopio. JC Webber, LE Snyder, RM Crutcher e GW Swenson (Vermilion River Observatory) hanno utilizzato il radiotelescopio da 37 m durante il 12, 13 e 14 marzo per rilevare questa linea spettrale.

La cometa svanì costantemente durante il resto dell'apparizione. La magnitudo è scesa a +2 il 9 marzo, +4 il 23 marzo, +6 il 13 aprile, +9 all'inizio di agosto e +11,5 all'inizio di settembre. Molti osservatori hanno riferito che la chioma è diventata più grande e più diffusa dopo giugno, con molte stime di diametro durante luglio e agosto comprese nell'intervallo di 10-12 minuti d'arco.
La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 25 settembre, quando Shao ha detto che il nucleo B era situato a 33,2 secondi d'arco verso PA 334° dal nucleo A, e il nucleo D era situato a 17,6 secondi d'arco verso PA 338° dal nucleo A. La cometa era quindi situata a 3,78 AU dalla Terra e 3,74 UA dal sole.

Frammentazione:
All'inizio di marzo 1976 si è potuto determinare per la prima volta che il nucleo della cometa avesse assunto una forma allungata. Il 5 marzo è stata trovata una netta divisione in due parti. Altri due frammenti sono stati osservati una settimana dopo.
Nuclei extra: Edward H. Geyer e M. Hoffmann (Hoher List Observatory) hanno osservato visivamente la cometa con un riflettore di 36 cm (250x) il 5,23 marzo e hanno notato un nucleo secondario separato dal primario di 3 secondi d'arco verso PA 50°. 
La differenza di grandezza era 0,5. Entro il 9 marzo, gli osservatori hanno riferito che erano presenti due nuclei aggiuntivi. I quattro nuclei sono stati etichettati come "A", "B", "C" e "D", con "A" come primario. Sebbene "C" non sia stato visto dopo il 27 marzo, i rimanenti tre nuclei sono rimasti visibili fino alla fine dell'apparizione della cometa.

Valutazioni scientifiche:
La cometa West è stata la prima cometa ad essere sottoposta a estesi studi spettroscopici ultravioletti . 
I dispositivi di misurazione per registrare lo spettro ultravioletto della cometa nell'intervallo di lunghezze d'onda 120-320 nm furono trasportati nella ionosfera il 5 marzo 1976 da un razzo Aerobee 200 . Sono state intraprese anche indagini sulla polarizzazione della radiazione cometa.


La coda di polvere particolarmente pronunciata della cometa è stata esaminata più in dettaglio per quanto riguarda la sua dinamica e morfologia. 
Sono state ricavate anche stime della massa totale della cometa persa durante il passaggio del perielio e del tasso di produzione di polvere.

La cometa ha ricevuto un'attenzione speciale quando è stato notato che stava iniziando a dividersi. Questo processo è ancora un processo poco compreso, che era stato osservato visivamente più volte dalla metà del XIX secolo , ma solo raramente fotograficamente o fotometricamente . 
Tali studi sono stati svolti , tra gli altri, dall'Università di Lecce.

Orbita:
Per il frammento A della cometa, Brian Marsden ha potuto purtroppo calcolare solo elementi orbitali relativamente imprecisi da 218 dati di osservazione su un periodo di 13 mesi e mezzo . 
Gli elementi orbitali potrebbero anche essere determinati per i frammenti B e D. 
La cometa si muove su un'orbita ellittica prograda estremamente allungata , ed è inclinata di circa 43° rispetto all'eclittica . Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha superato il 25 febbraio 1976, era di circa 29,4 milioni di km dal sole nell'area all'interno dell'orbita di Mercurio . 
Il 29 febbraio ha raggiunto l'approccio più vicino alla Terra a 0,79 UA / 118,8 milioni di km e il 9 marzo ha superato Venere a una distanza di 111,5 milioni di km.

La cometa si è mossa in un'orbita ellittica molto allungata prima di avvicinarsi al sistema solare interno. Secondo gli elementi orbitali del frammento A, che sono affetti da una certa incertezza, la sua orbita aveva precedentemente un'eccentricità di circa 0,99969 e un semiasse-maggiore di circa 637 UA, tanto che il suo periodo di rivoluzione era di circa 16.000 anni. 
Questo valore è stato fornito anche da Marsden, Sekanina e E. Everhart, che hanno calcolato la sua orbita originale e futura. A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, tuttavia, la sua eccentricità orbitale è stata aumentata a un valore molto vicino a 1, in modo che il suo punto più lontano dal Sole ( afelio ) sia ora nei pressi della nuvola di Oort. Marsden, Sekanina ed Everhart hanno calcolato un periodo orbitale di 6,4 milioni di anni per questo frammento, ma il sito del JPL riporta un'eccentricità maggiore a 1, quindi su traiettoria iperbolica di espulsione dal sistema solare.
Quando in seguito ritornerà nel sistema solare interno, apparirà falsamente come se fosse una "nuova cometa", sebbene a causa della sua tendenza a decadere potrebbe già essere la sua ultima visita vicino al sole. Per i frammenti B e D probabilmente non ci sarà un ritorno al sistema solare interno, poiché Syuichi Nakano ha derivato elementi orbitali con eccentricità >1 per entrambi, e che quindi ora probabilmente lasceranno il sistema solare su orbite iperboliche .

( Animazione dell'orbita ).
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LA COMETA del 1983
C/1983 H1 (IRAS-ARAKI-ALCOCK)

La C/1983 H1 (IRAS-Araki-Alcock) è una cometa osservata ad occhio nudo nella primavera del 1983. Si è avvicinata alla Terra più di qualsiasi altra cometa nei precedenti 200 anni.

Questa fotografia è stata ottenuta da Gary W. Kronk il 10 maggio 1983, con una fotocamera Minolta 35mm. La fotocamera era dotata di un obiettivo da 50 mm ed era montata su un Criterion Dynascope da 15 cm. Il film era Kodak 1000 ASA ).

Scoperta:
C'è stato molta confusione su questa cometa in relazione alla sua scoperta. 
L' Infrared Astronomical Satellite (IRAS), lanciato all'inizio del 1983, avrebbe dovuto facilitare la scoperta di asteroidi , quindi è stato istituito un centro di ricerca presso l'Università di Leicester per poter valutare rapidamente le immagini dell'IRAS con speciali software . 
Il 26 aprile 1983, J. Davies, SF Green e B. Stewart esaminarono le immagini scattate dall'IRAS il giorno prima. In tal modo, hanno scoperto un oggetto che credevano fosse un asteroide in rapido movimento. Hanno informato altri osservatorie ha chiesto che la loro osservazione fosse confermata, ma nessuno ha segnalato la loro scoperta al Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT). 
Un astronomo presso l'osservatorio Kvistaberg in Svezia è stato in grado di confermare la loro scoperta il 27 aprile, e le sue immagini ha mostrato chiaramente che si trattava di una cometa.

Nel frattempo, il CBAT aveva già appreso della scoperta da altre fonti. Un astronomo dell'Osservatorio di Uppsala in Svezia aveva lasciato un messaggio poco chiaro sulla segreteria telefonica del CBAT e JB Gibson dell'Osservatorio di Palomar in California aveva scattato foto della regione del cielo ma non erano ancora state sviluppate .
G. Alcock, un astronomo dilettante inglese,  che aveva già scoperto quattro comete e quattro novae, il 3 maggio 1983 volle effettuare nuovamente la sua ricerca di routine di Novae, osservò il cielo con il binocolo attraverso una finestra chiusa della sua casa di Peterborough e scoprì un oggetto diffuso nella costellazione del Drago . 
Ha informato diversi astrofili britannici, uno dei quali ha notificato il CBAT tramite un intermediario. Un altro è stato in grado di riferire ad Alcock che era anche in grado di osservare la cometa e ha stimato che la sua luminosità fosse di +6,2 mag.
Al CBAT si avevano adesso notizie di due scoperte di comete: quella di Alcock nella costellazione del Drago e quella dell'IRAS, dalla quale però non è stata trasmessa alcuna posizione. 
Brian Marsden sospettò che fosse la stessa cometa e cercò di ottenere maggiori informazioni da Gibson. Nel frattempo aveva sviluppato le sue immagini ed era stato in grado di confermare che su di esse si poteva vedere una cometa. 
Mentre Marsden stava cercando di contattare Davies per ottenere da lui le immagini IRAS originali, è stato ricevuto un altro messaggio dall'Osservatorio Astronomico di Tokyo, che ha riferito che G. Araki a Yuzawa - Niigata, che l'aveva osservata circa 8 ore prima che Alcock avesse fatto la sua scoperta a una luminosità di +7 mag.

Fotografo: Russell E. Milton; Pellicola: Kodacolor 400; Obiettivo: Pentax 200mm f/4; Esposizione: 35 minuti; Inseguimento: telescopio Celestron-5 ).

Osservazioni:
In retrospettiva, la cometa è stata rilevata in fotografie che erano già state scattate il 20 aprile in Giappone e anche il 17 aprile con una luminosità di +12 mag all'osservatorio di Sonneberg . 
Al momento della sua osservazione da parte dell'IRAS, la cometa era ancora a circa 1,1 UA dal Sole e 0,39 UA dalla Terra.
Nei giorni successivi la cometa fu osservata più volte, la sua luminosità aumentò rapidamente e anche le dimensioni della sua chioma aumentarono man mano che si avvicinava al Sole e più che altro alla Terra. Il 6 maggio la cometa era già più luminosa di +6 mag e si poteva vedere per la prima volta ad occhio nudo. L'8 maggio la luminosità ha raggiunto quasi la magnitudine +4 e con il binocolo si è potuta osservare una coda .

Il 10 maggio la cometa ha raggiunto la sua posizione più settentrionale nel cielo, era già più luminosa di +3 magnitudine e aveva una coda lunga 1°. 
Il giorno seguente, la cometa si è avvicinata al punto più prossimo alla Terra e quindi si è mossa rapidamente nel cielo, oltre 44 gradi in un giorno. 
La sua luminosità ha raggiunto quasi +2 mag il 12 maggio e il suo chioma era di quasi 3° di diametro, e la coda era altrettanto lunga.
Il 13 maggio la luminosità è scesa di nuovo e ci sono state meno osservazioni ad occhio nudo. 
L'ultima si è svolta il 18 maggio in Australia , quando la luminosità della cometa era già scesa sotto i +5 mag. Alla fine del mese era già sotto +8 mag. 
Dall'inizio di giugno la cometa si è spostata a sud nel cielo e presto potrebbe essere osservata solo dall'emisfero australe . 
A luglio ci sono state solo poche osservazioni visive, intorno al 12 luglio la luminosità era ancora a +16 mag. L'ultima osservazione è stata infine fatta il 4 ottobre in Nuova Zelanda a +18,6 mag.

Valutazioni scientifiche:
La vicinanza insolitamente ravvicinata alla Terra ha offerto l'opportunità di studiare la cometa con un'elevata risoluzione spaziale. Di solito il nucleo e i suoi immediati dintorni sono troppo piccoli per essere osservati dalla Terra. In questo caso, tuttavia, si poteva ottenere una risoluzione spaziale di 10-20 km alla sua massima approssimazione.
All'Osservatorio di La Silla in Cile , la cometa è stata osservata con tre strumenti: gli spettri sono stati registrati con il telescopio ESO da 3,6 m e il telescopio da 1,52 m e le registrazioni fotografiche sono state effettuate con il telescopio danese da 1,5 m.
Con il telescopio da 61 cm al Fred-Lawrence-Whipple Observatory in Arizona , dal 6 all'11 Nel maggio 1983 sono state scattate un totale di 116 immagini della cometa, che mostrano un coma a ventaglio con tre raggi. I tre raggi provenivano da aree vicino al polo sud del nucleo della cometa e ruotavano in senso orario. Probabilmente si poteva vedere anche una precessione del nucleo. 
Il 9-10 settembre Maggio è stato osservato un'esplosione di luminosità.


Tra il 7 e l'11 maggio 1983, 29 fotografie della cometa furono scattate con il telescopio Schmidt da 50 cm presso l'Osservatorio Dodaira dell'Osservatorio Astronomico Nazionale del Giappone , e il 12 maggio furono scattate altre due fotografie con il telescopio Schmidt da 105 cm al Kiso Osservatorio. Le immagini mostrano i cambiamenti fortemente asimmetrici nel coma della cometa nel tempo. 
Da ciò si è concluso che la superficie del nucleo della cometa è piuttosto disomogenea e presenta diverse zone attive, è stato derivato un periodo di rotazione compreso tra 18 e 170 ore, nonché un orientamento spaziale dell'asse di rotazione . 
Il 9 maggio è stata osservata anche una debole coda di ioni.
Sempre il 9 maggio 1983, le immagini fotografiche e spettrografiche nel visibile realizzate in luce infrarossa con il telescopio Schmidt da 90 cm e il telescopio da 182 cm dell'Osservatorio Astrofisico di Asiago in Italia si è determinato in parte il periodo di rotazione del nucleo della cometa, dall'altra parte, nelle foto spettrografiche, oltre alle righe note, per la prima volta in un oggetto astronomico, si potevano chiaramente rilevare nello spettro anche le righe di HCO e H2S+ . Altre linee presumibilmente provenivano da H2CO , DCO, S2 e NH4 ma questo ha richiesto ulteriori indagini. Questi composti appena scoperti potrebbero suggerire un'origine insolita per la cometa.

La cometa è stata anche osservata con il satellite IRAS nel periodo in cui era più vicina alla terra nell'infrarosso . Un'ampia coda di polvere era molto evidente, per la quale non c'erano segnalazioni da osservazioni visive. È stato calcolato un tasso di produzione di polvere di 200 kg/s, le particelle di polvere avevano una dimensione media di 5-30 µm.
Le registrazioni degli spettri nell'ultravioletto con l'International Ultraviolet Explorer (IUE) quando la cometa si trovava a soli 0,032 AU dalla Terra hanno mostrato forti righe di emissione da S2
Questa molecola è stata rilevata per la prima volta in un oggetto astronomico. 
Ha avuto origine direttamente dal nucleo e potrebbe essere determinato un tasso di produzione, così come il rapporto tra i tassi di produzione di S2 e CS e OH approssimativamente altrettanto frequenti. 
Il radicale idrossile è un prodotto di decadimento dell'acqua e può fornire una misura della distribuzione dell'acqua nelle immediate vicinanze del nucleo della cometa se può essere osservato con una risoluzione spaziale così elevata come in questa cometa. 

( Analisi spettrale - International Ultraviolet Explorer ).

Il 13 maggio 1983 furono effettuate registrazioni fotografiche e spettrografiche della cometa con il telescopio danese da 1,5 m e il telescopio ESO da 3,6 m presso l' European Southern Observatory , e per quanto riguarda la distribuzione delle polveri e dei gas C2 , CN, C3 , NH2 e ossigeno atomico in prossimità del nucleo sono stati valutati. 
I dati hanno mostrato che il nucleo è circondato da un guscio di particelle solide dello spessore di circa 20 km, che a sua volta è circondato da un guscio asimmetrico di particelle solide di dimensioni inferiori. La distribuzione dell'involucro di gas indica che il lato non illuminato della cometa emette circa tre volte meno gas rispetto al lato illuminato.
Con il radiotelescopio Effelsberg la cometa è stata osservata nel momento in cui era più vicina alla Terra e sono state scoperte le righe di emissione di NH3 e acqua . 
Il tasso di produzione di ammoniaca determinato corrispondeva a circa il 6% dei gas in fuga dalla cometa. Righe di emissione di varie molecole, radicali e ioni (OH, CO , CS, HCN , HCO + , CN, CH3CN , CH3C2H , NH 3 , H2O, HC3N e CH3CH2CN ) osservati e valutati al fine di pianificare al meglio le osservazioni future.

Dati fisici:
Con il Very Large Array nel New Mexico , la cometa è stata osservata nel raggio radio a breve distanza dalla Terra . I risultati della misurazione non potevano essere messi in accordo con l'idea convenzionale di una nuvola di granelli di ghiaccio attorno al nucleo della cometa.
A metà maggio 1983, gli echi radar della cometa furono ricevuti e valutati con l'antenna di 64 m del Goldstone Deep Space Communications Complex in California . Secondo questo, il nucleo della cometa dovrebbe avere una struttura superficiale molto ruvida e una forma chiaramente non sferica con un raggio medio di 3-4 km. Durante l'osservazione, l'asse di rotazione era inclinato di almeno 45° rispetto alla linea di vista e il periodo di rotazione era di 1-2 giorni.

Dopo che i suddetti e altri risultati osservativi erano disponibili , Zdenek Sekanina ha tentato di determinare dall'eco-radar, sulla base di immagini ad alta risoluzione della cometa durante la settimana del suo massimo avvicinamento alla Terra, le proprietà rotazionali del nucleo, le sue dimensioni e forma, nonché da osservazioni nell'ultravioletto, per determinare la frazione della superficie che era attiva con degassamento, e quindi verificato il modello creato con ulteriori dati da osservazioni nelle gamme ottico, infrarosso e radio, I suoi principali risultati sono stati i seguenti:

1) - Diversi raggi a forma di ventaglio, ciascuno in una disposizione diversa, possono essere visti nelle immagini fotografiche della cometa. Sekanina è stata in grado di dimostrare che si trattava di gas e polvere che fuoriuscivano da almeno tre bocce distinte.
2) - Dalla variazione temporale dei raggi determinò il probabile periodo di rotazione e il senso di rotazione del nucleo della cometa, nonché l'orientamento spaziale dell'asse di rotazione e la posizione cometografica delle tre bocche di scoppio. Il periodo di rotazione del nucleo cometario era sinodicamente di 2,175 ± 0,014 giorni, o siderale di 51,3 ± 0,3 ore.
3) - La forma del nucleo corrispondeva approssimativamente a un ellissoide a tre assi con dimensioni di 16 km × 7,1 km × 7 km, che ruota attorno al suo asse più corto. Ciò corrisponde a una circonferenza massima di circa 38 km, una superficie di 298 km², un volume di 416 km³ e una massa stimata di circa 83 miliardi di tonn . Le dimensioni sono molto simili a quelle della cometa di Halley .
4) - Le aree di degassamento corrispondevano a 0,7–3,4 km², che corrisponde solo allo 0,2–1% della superficie totale. Nel caso della cometa di Halley, questo valore era di circa il 10%.
5) - La superficie della cometa era costituita da un materiale scuro e inerte, la temperatura superficiale era di 310 K , mentre la temperatura al di sotto della superficie era molto più bassa.

Il modello così ricavato si è conformato anche alle altre osservazioni.
In uno studio del 2010 questi risultati potrebbero essere parzialmente confermati, inoltre risultati più recenti potrebbero essere derivati ​​dalla fotometria visiva , dalla velocità di produzione dell'acqua misurata e dai cambiamenti temporali dell'attività cometaria. 


Pioggia di meteore:
Poco dopo la scoperta della cometa, JD Drummond dello Steward Observatory in Arizona ha sottolineato che la cometa potrebbe aver causato una pioggia di meteoriti intorno al 10 maggio 1983.
Diversi osservatori non hanno trovato alcuna attività particolare, ma Drummond afferma di aver osservato piogge di meteoriti a una velocità oraria zenitale di 2-5 il 9, 10 e 11 maggio.
Nel 1968 AK Terentjeva ha esaminato oltre 3700 registrazioni di meteore degli anni 1936-1967. 
Ha trovato 5 meteore che potrebbero essere correlate alla cometa IRAS-Araki-Alcock. 
In un ulteriore studio del 1991, K. Ohtsuka del Tokyo Meteor Network è stato in grado di trovare cinque meteore Eta-Liridi in oltre 5800 immagini degli anni 1953-1964. 
Probabilmente erano piccoli frammenti di pochi centimetri che si erano staccati dalla cometa durante il suo ultimo passaggio al perielio e la precedevano.
Poiché le osservazioni a infrarossi e radar hanno mostrato che la cometa era relativamente povera di polvere, questo potrebbe spiegare le poche osservazioni di meteore. A maggio 2018, in tutto il mondo si potevano osservare 543 meteore, che possono essere considerate candidate all'adesione alla corrente Eta-Liridi.
Le Eta Liridi sono uno sciame meteorico che è stato originato dalla cometa non periodica C/1983 H1 IRAS-Araki-Alcock, la loro sigla internazionale è ELY. Lo sciame è visibile dal 7 al 12 maggio, il picco capita il 10 maggio alla longitudine solare 49,1°, lo ZHR è 3 (più o meno 1).

Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica è stata determinata da 347 dati di osservazione su un periodo di 160 giorni ,e risulta che è inclinata di 73,2513786° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 192,8506889°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 49,1024575°.
L'orbita della cometa è quindi fortemente inclinata rispetto alle orbite dei pianeti . 
Nel punto più vicino al Sole ( perielio ), che la cometa ha superato il 21 maggio 1983, si trovava a circa 148,3 milioni di  km dal Sole ed era quindi proprio nel raggio dell'orbita terrestre, difatti già l'11 maggio era passata insolitamente vicino a soli 4,66 milioni di km (0,031 AU). 
Ciò corrisponde a circa 12 volte la distanza media dalla Luna. 
Il 14 maggio la cometa ha superato Mercurio a una distanza di circa 81,6 milioni di km e il 2 giugno ha raggiunto la distanza minima da Venere a circa 115,6 milioni di km . 
La cometa non si è avvicinata a Marte .
In prossimità del nodo discendente della sua orbita, la cometa si è spostata in prossimità dell'orbita terrestre, e il 12 maggio 1983, è passata una distanza di soli 873.000 km (0,006 AU) dal percorso orbitale del nostro pianeta, corrispondenti a circa 2,3 volte la distanza media dalla Luna . 
Tuttavia, la terra aveva già superato questo punto della sua orbita due giorni prima, in modo che la cometa non si fosse avvicinata alla terra più di quanto menzionato in precedenza. 
Dopo la cometa D/1770 L1 (Lexell) , che si avvicinò alla Terra il 1 luglio 1770, entro 0,015 AU, e la cometa 55P/Tempel-Tuttle , che si avvicinò alla Terra il 26 ottobre 1366, entro 0,023 UA, questo è stato il terzo approccio conosciuto più vicino di una cometa scoperta dopo il 1700.

( Diagramma orbitale al 16 maggio 1983 - JPL ).

Secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da un certo grado di incertezza, come riportato nel JPL Small-Body Database e che non tengono conto delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva ancora un'eccentricità di circa 0,98916 molto prima di aver attraversato il sistema solare interno nel 1983 e un semiasse maggiore di circa 91,2 UA, quindi il suo periodo orbitale era di circa 872 anni, e ne deriva che il precedente passaggio del perielio potrebbe essere avvenuto intorno all'anno 1112 (incertezza ± 3 a).
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, specialmente a causa dell'avvicinamento a Saturno il 22 aprile 1983 fino a circa 8 AU e a Giove il 10 maggio 1983 fino a quasi 4 ½ AU, la sua eccentricità orbitale è stata solo leggermente aumentata a circa 0.98925 e il suo semiasse maggiore si ingrandì a circa 92,1 UA, in modo che il suo periodo orbitale aumentasse a circa 884 anni. Quando l'astro raggiungerà il punto della sua orbita più lontano dal sole ( afelio ) intorno all'anno 2426 , sarà a circa 27,4 miliardi di km dal sole, oltre 183 volte la terra e 6 volte Nettuno. 
La sua velocità orbitale nell'afelio è quindi solo di circa 0,23 km/s. 
Il prossimo perielio della cometa avverrà probabilmente intorno all'anno 2866 (incertezza ± 3 a).
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LA GRANDE COMETA del 1996
C/1996 B1 (HYAKUTAKE)

Introduzione:
La C/1996 B2 (Hyakutake) è una cometa scoperta che è passata molto vicina alla Terra nel marzo dello stesso anno, facendo registrare uno degli avvicinamenti cometari più prossimi al nostro pianeta degli ultimi 200 anni. Sebbene la cometa abbia raggiunto il suo culmine di luminosità solo per pochi giorni, apparve molto luminosa nel cielo notturno e fu vista da un gran numero di persone in tutto il mondo, attirando tra l'altro su di sé l'attenzione dell'opinione pubblica. 
È stata indicata come la Grande Cometa del 1996.

( Foto di Herman Mikuz (Osservatorio Crni Vrh, Slovenia). Immagine a mosaico ad ampio campo della cometa Hyakutake, scattata il 6 aprile 1996, con l'obiettivo da 90 mm f/2.8, una camera CCD e un filtro H2O+ a banda stretta. Ogni fotogramma è stato esposto per 5 minuti, centrato alle 19:18 UT. Il campo visivo della cornice è alto 2,9° e largo 13,0° ).

Scoperta:
La cometa fu scoperta il 30 gennaio 1996 da Yuji Hyakutake, un astronomo dilettante del Giappone meridionale. Stava cercando comete da qualche anno e si era trasferito a Kagoshima anche per approfittare dei cieli scuri delle vicine aree rurali. Per scrutare il cielo, nella notte della scoperta, stava utilizzando una serie di potenti binocoli con lenti da sei pollici (125 mm).
Hyakutake aveva già scoperto una prima cometa, la C/1995 Y1, poche settimane prima, e mentre osservava nuovamente l'astro, che non divenne mai visibile ad occhio nudo dalla Terra, notò nel medesimo settore di cielo un'altra cometa, quasi nella stessa posizione della prima. 
Inizialmente non credette di aver scoperto una nuova cometa, ma riportò ugualmente l'osservazione all'Osservatorio Astronomico Nazionale Giapponese (国立天文台) la mattina seguente.
Poco più tardi, la scoperta fu confermata da osservatori indipendenti.
Al momento della scoperta la cometa era caratterizzata da una magnitudine apparente pari a +11,0, presentava una chioma di 2,5 arcominuti e si trovava a circa 2 UA dal Sole. 
A posteriori fu possibile individuare un'immagine della cometa in una fotografia scattata il 1º gennaio precedente, quando l'astro si trovava ancora a 2,4 UA dal Sole, e la sua magnitudine apparente era pari a +13,3 mag.


Osservazioni:
Il 1 febbraio diversi osservatori avevano cominciato a vedere questa cometa. È stato descritto come molto diffuso, con stime di magnitudo comprese tra 8,9 e 11,7. 
Osservatori esperti hanno stimato il coma da 2,5 a 3 minuti d'arco di diametro, con una condensazione centrale luminosa e quasi stellare. La luca lunare ha interferito per diversi giorni da allora in poi, e sono state segnalate poche osservazioni.
A metà febbraio la cometa era diventata visibile con un piccolo binocolo. La maggior parte delle stime di magnitudo variava da 8,3 a 8,6, mentre il chioma della cometa era già aumentato a 6-8 minuti d'arco. La cometa si è costantemente illuminata durante la seconda metà del mese e il 26, Terry Lovejoy (Australia) è diventata la prima persona a vedere la cometa ad occhio nudo. Entro il 29, gli osservatori riportavano stime di luminosità da 6,0 a 6,5, mentre il coma era aumentato tra 10 e 15 minuti d'arco. Una coda è stata quindi segnalata come lunga fino a un grado.
La luna era piena il 5 marzo. Gli osservatori erano in competizione con la sua luce durante questo periodo, ma la luminosità della cometa ha continuato a consentire osservazioni. 
Il coma è stato in genere riportato tra i 10 ei 15 minuti d'arco, indicando nessun aumento dalla fine di febbraio, ma la luce della luna era il deterrente più probabile. È interessante notare che Charles Morris e Terry Lovejoy hanno entrambi riferito che la magnitudine è aumentata rispettivamente a 5,0 e 5,1 entro il 6, indicando che la cometa era molto vicina alle previsioni di luminosità. Gary Kronk ha visto la cometa con un binocolo 20x80 all'inizio del 10 marzo a soli 5,6 gradi dalla luna. Entro il 13, gli osservatori hanno riportato un diametro di coma di oltre 20 minuti d'arco, con una magnitudine media a occhio nudo vicino a 4. 
Gli osservatori più esperti riportavano la magnitudine totale di circa 2,8 (occhio nudo), mentre le stime del diametro del coma erano tipicamente nell'intervallo da 40 a 55 minuti d'arco. 
La coda veniva anche osservata da alcuni senza ausilio ottico, con lunghezze stimate tra 2 e 4 gradi. 
Il 19, gli osservatori hanno stimato magnitudini che erano in media di circa 2,5. 
Il coma era decisamente più largo di un grado, o due volte la dimensione apparente della luna piena! Nel frattempo, i media avevano ripreso la cometa e il pubblico in generale riferiva che la cometa era visibile ad occhio nudo!
Le osservazioni ad occhio nudo di Kronk il 22 hanno indicato che la cometa era di magnitudine 1,4, con una chioma di circa 110 minuti d'arco e una coda lunga 15,2 gradi.

Le osservazioni del 24 hanno rivelato la cometa a circa magnitudine 0, con alcune stime fino a -0.3. 
Il coma è stato variamente stimato da 1,5 a 2 gradi (da 3 a 4 volte il diametro della luna piena). 
La maggior parte degli osservatori ha riportato una coda di 15-20 gradi di lunghezza, ma gli osservatori in cieli sereni potrebbero seguirla a una distanza di 35-45 gradi.
La cometa è passata più vicina alla Terra (0,1018 AU) il 25 marzo. Ci sono state solo altre 32 comete nella storia che sono passate più vicine. Le stime di magnitudo per il 25 erano in genere comprese tra +0,9 e -0,8, con una media vicina a +0,1. Le lunghezze della coda erano tipicamente comprese tra 40 e 50 gradi, mentre alcuni osservatori, come SJ O'Meara (Hawaii), la stimavano fino a 80 gradi.
Il 26, la coda è stata stimata lunga 100 gradi da O'Meara e JV Scotti (Arizona), mentre A. Baransky (Ucraina) l'ha trovata lunga 90 gradi. I segni dello sbiadimento della cometa con l'aumentare della sua distanza dalla Terra divennero evidenti nei giorni successivi. La magnitudo media era apparentemente vicina a +0,2 (sulla base di 18 stime) il 26, mentre il 27 era apparentemente scesa a +0,4 (sulla base di 13 stime). Nonostante questo leggero sbiadimento, Vince Star (Illinois) è stato in grado di vedere la cometa ad occhio nudo la notte del 26 a circa un miglio da Wrigley Field a Chicago. 
L'inquinamento luminoso ha impedito qualsiasi osservazione della coda, anche con un binocolo 7x35 e un cannocchiale da 500 mm in stile Schmidt. La cometa ha raggiunto la sua declinazione più settentrionale di +86,6 gradi il 27 marzo. Gli osservatori in quella data hanno variamente stimato la magnitudo da -0,2 a +1,5, con una media intorno a +0,5. Il coma era ancora di poco superiore a 1,5 gradi e le stime della coda degli osservatori del cielo scuro erano generalmente comprese tra 45 e 70 gradi. Le stime di magnitudo hanno continuato a essere sparse fino alla fine della settimana, ma sono state in media di 0,8 il 28, 1,1 il 29 e 1,5 il 30. Nell'ultima data, al chiaro di luna, le stime del diametro del coma erano generalmente vicine ai 50 minuti d'arco, mentre le lunghezze della coda variavano da 10 a 30 gradi.
Alla fine di marzo erano stati emessi rapporti che dettagliavano le osservazioni del nucleo. 
Lecacheux et al. (Pic-du-Midi) ha concluso che il periodo di rotazione era nell'intervallo di 5-9 ore, con 6,6 ore che sembravano più probabili, mentre D. Schleicher (Lowell Observatory) ha affermato che le curve di luce a picco singolo con periodi di 6,25 o 8,55 ore erano praticabili . 
Nel frattempo, l'antenna da 230 piedi presso il complesso NASA/JPL Goldstone Deep Space Communication ha osservato il nucleo e ha concluso che era largo meno di 2 miglia. Ancora più notizie sul nucleo sono arrivate a partire dalle osservazioni del 23 marzo che hanno rivelato che nodi di materiale si erano separati dal nucleo. La migliore fotografia di questi nodi è stata ottenuta dal telescopio spaziale Hubble il 26 marzo (sotto). HA Weaver ha ripreso la cometa e ha rivelato tre oggetti separati. È stato suggerito dal team dell'HST che questi oggetti sono "composti da polvere a grana grossa", perché "Grandi frammenti del nucleo non sarebbero accelerati nella coda". 
Nel frattempo, sulla circolare IAU 6360, Zdenek Sekanina (Jet Propulsion Laboratory) ha commentato che una soluzione utilizzando le osservazioni disponibili del principale "blob" di materiale indicava una probabile separazione dal nucleo principale il 21 marzo. Ha indicato che la vita tipica per tali nuclei sarebbe da 10 a 20 giorni se la cometa fosse situata a una UA dal sole. 
La cometa è ovviamente più vicina di quella distanza e decrescente.


Il chiaro di luna era diventato un fattore importante all'inizio di aprile, ma la cometa era ancora facilmente visibile ad occhio nudo. Le stime di magnitudo erano generalmente intorno a 2, con diametri del coma vicino a 30 minuti d'arco. La coda era ancora lunga da 10 a 15 gradi. 
C'è stata un'eclissi lunare totale durante il 3,98-4,04 aprile e diversi osservatori in Europa e negli Stati Uniti hanno visto la cometa durante quel periodo. Le stime di magnitudo variavano da 2,1 a 2,3 e RJ Bouma (Paesi Bassi) ha riportato una lunghezza della coda di 18 gradi.
Dopo l'eclissi, la brillante luce della luna ha nuovamente influito sulle osservazioni, ma non è più stato un problema entro il 7. Le stime della magnitudo a occhio nudo erano quindi generalmente nell'intervallo da 2,1 a 2,4. La maggior parte delle lunghezze della coda erano ancora comprese tra 7 e 12 gradi, anche se alcuni osservatori abbastanza fortunati da avere cieli molto scuri stavano ancora valutando lunghezze comprese tra 30 e 50 gradi. Le stime sulla luminosità sono cambiate poco l'8 e il 9, ma secondo O'Meara la coda del gas si estendeva di 60 gradi l'8 e di 90 gradi il 9. 
La cometa è passata più vicina a Venere l'11 aprile (0,2311 AU).
Il 12 Kronk stimò la magnitudo 2,5. George Gliba, osservando vicino a Marshall, in Virginia, ha affermato che la cometa sembrava più luminosa rispetto ai giorni precedenti e ha aggiunto che a occhio nudo erano visibili 20 gradi di coda.
Un cambiamento è iniziato il 14 aprile. Gliba ha notato che la condensa sembrava più luminosa di due notti prima e più giallastra che in passato. Alla fine del 15, gli osservatori europei hanno iniziato a segnalare che la magnitudo totale era aumentata tra 1,7 e 2,0. Questa luminosità è rimasta quando gli osservatori negli Stati Uniti hanno iniziato a vedere la cometa il 16. Sfortunatamente, l'esplosione sembra essere stata di breve durata e la cometa è tornata a una luminosità compresa tra 2,0 e 2,5 entro il 19. Kronk osservò la regione nucleare con ingrandimenti di 200x e 500x con un Dobson da 13,1 pollici. C'era un getto notevole che si estendeva verso nord-ovest per un paio di minuti d'arco dalla condensazione nucleare del 16. Il 17 il getto era sparito, ma fu sostituito da una nuvola che si estendeva verso nord dalla condensazione nucleare, che conferiva alla regione nucleare un aspetto ovale. Entro il 18, la nube era diventata molto debole e mal definita e si trovava a nord-est della condensazione nucleare. C'era anche un notevole picco di coda che si estendeva per 5 minuti d'arco nella coda dalla condensazione. La nuvola mal definita era più o meno centrata vicino alla base di questo picco. La maggior parte delle stime di magnitudo il 20 variava da 1,5 a 2,1.
La cometa è passata più vicina a Mercurio (0,2099 UA) il 21. Gli osservatori in cieli estremamente limpidi hanno quindi stimato magnitudo da 1,5 a 3,1. Con il passare della settimana, il numero di segnalazioni è diminuito man mano che la cometa scendeva più in profondità nel crepuscolo, facendo sì che le stime della magnitudine iniziassero a variare considerevolmente. Entro il 23, le stime di magnitudo variavano da 1,6 a 4,1 e entro il 25 da 1,3 a 3,1. Dopo il 25, le osservazioni sono diventate poche e distanti tra loro. L'ultima osservazione prima del perielio è stata apparentemente fatta da John E. Bortle (New York) che ha visto la cometa in un luminoso crepuscolo il 28 aprile. 
La cometa si trovava allora ad un'altitudine di 4 gradi. Bortle ha usato un binocolo 15x80 e ha stimato la magnitudine come 2,5-3, ma non ha notato la coda. Ha detto che la cometa era allora a 12 gradi dal Sole.

La fotografia qui a lato, è stata ottenuta dall'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO) il 1 maggio, il giorno in cui la cometa è passata più vicina al sole (0,23 UA). 
La cometa si trova nella parte superiore dell'immagine, al di sopra dell'intensa corona solare. La magnitudine della cometa potrebbe aver raggiunto lo 0 in questo momento. 
Altre fotografie sono state ottenute da SOHO il 2 e 3 maggio. 
La cometa era alla sua distanza angolare più vicina (allungamento) dal sole (5,4 gradi) il 3 maggio.
Gli osservatori dell'emisfero settentrionale erano in grave svantaggio dopo che la cometa ha superato il sole, poiché si è alzata sopra l'orizzonte nel cielo mattutino solo dopo che era presente un forte crepuscolo. D'altra parte è salito dritto nel cielo per gli osservatori nell'emisfero australe. 
Terry Lovejoy (Australia) ha cercato la cometa in un crepuscolo molto luminoso il 7 e l'8 maggio, ma non è riuscito a trovarla. Ha stimato che la magnitudine della cometa deve essere più debole di 1,0 alla prima data e 2,5 alla seconda. 
La cometa è stata finalmente rilevata da Gordon Garradd (Australia) il 9 maggio 82. Ha stimato la magnitudine come 3 e ha detto che la cometa aveva un diametro di due minuti d'arco. Nessuna coda era visibile poiché la cometa era in un luminoso crepuscolo ea bassa quota. 
La cometa era situata a 15 gradi dal sole il 10 maggio, e dall'11 G. Ballan e L. Mansilla (Argentina) poteva vedere la cometa ad occhio nudo. Hanno stimato la magnitudine come 1 e hanno detto che erano visibili due gradi di coda.
Numerosi osservatori hanno iniziato a rilevare la cometa entro il 13. Le stime di magnitudo variavano da 3,1 a 3,6 e la maggior parte degli osservatori ha riscontrato che la coda si estendeva di circa 3 gradi. Lovejoy ha trovato il coma di circa 5 minuti d'arco con un binocolo 10x50. 
Ci sono stati pochi cambiamenti il ​​14, con stime di magnitudo comprese tra 3,1 e 3,8, anche se Lovejoy ha riferito che una coda di 4 gradi poteva essere vista ad occhio nudo e con il binocolo. 
David Seargent ha visto la cometa ad occhio nudo il 15 maggio e ha stimato la magnitudine a 3,8.
La maggior parte delle stime di magnitudo variava da 3,9 a 4,5 durante il periodo dal 19 al 23 maggio, mentre le stime della lunghezza della coda variavano da 1,5 a 7 gradi. 
Con la cometa completamente fuori dal crepuscolo, divenne un facile oggetto a occhio nudo. 
Le stime di magnitudo hanno continuato a diminuire e per il periodo dal 24 al 31 maggio oscillavano tra 4,2 e 5,0. Inoltre, durante questi ultimi giorni del mese, il coma è stato stimato in modo molto coerente da 4 a 5 minuti d'arco, mentre le lunghezze della coda erano comprese tra 2 e 6 gradi.
La cometa è iniziata questo mese con una declinazione di -22 gradi ed è terminata a -57 gradi. All'aumentare della distanza della cometa dal sole e dalla Terra, la luminosità ha continuato a diminuire, con stime all'inizio del mese intorno a 5 e quelle alla fine intorno a 6.5. 
Lovejoy ha detto che la cometa era ancora un oggetto ad occhio nudo il 29. Le stime del diametro del coma erano costantemente intorno ai 4-5 minuti d'arco per l'intero mese. La coda, sebbene non vista da alcuni osservatori, è stata descritta come debole e di solito lunga 1 o 2 gradi.
Le stime sulla grandezza totale hanno continuato a diminuire durante questo mese. Gli osservatori stimavano valori compresi tra 6,5 ​​e 7,1 all'inizio del mese e tra 7,9 e 8,4 alla fine del mese. 
L'unica cosa che è rimasta costante è stato il diametro del coma, che sembrava cambiare poco dalle stime iniziali di 4-6 minuti d'arco all'inizio del mese.
La cometa è svanita molto rapidamente durante agosto, iniziando il mese a circa magnitudine 8 e finendo vicino a magnitudine 11. Anche la chioma ha subito una rapida diminuzione di dimensioni poiché gli osservatori l'hanno stimata da 3 a 5 minuti d'arco durante la prima settimana di agosto, ma solo 1 arco minuto durante l'ultima settimana.
La cometa svanì dalle 11 alle 12 durante la prima metà di settembre ed era ancora larga circa 1 minuto d'arco. Apparentemente un solo tentativo di vedere la cometa è stato fatto dopo il 16, con A. Pearce (Australia) che ha riferito di non essere riuscito a vedere la cometa con il suo riflettore di 0,20 m il 21. Ha ipotizzato che la cometa doveva essere più debole di magnitudine 12,0.
Dopo un mese di assenza di osservazioni, GJ Garradd (Nuovo Galles del Sud) ha finalmente rilevato di nuovo la cometa il 24 ottobre. Ha usato un riflettore di 0,25 m e una camera CCD e ha stimato la magnitudine a 16,8. Non è stato rilevato alcun coma.

Dati fisici:
I rilievi radar dell'Osservatorio di Arecibo indicarono che il nucleo della cometa era di circa 2 km di diametro, circondato da una nuvola di elementi di piccole dimensioni espulsi dalla cometa a pochi metri al secondo. Questa misura del nucleo corrisponde bene con quella indiretta stimata dalle emissioni nell'infrarosso e dalle osservazioni radio.
La piccola dimensione del nucleo (la Cometa di Halley è grande circa 15 km, mentre la Hale-Bopp è di circa 40 km di diametro) implica che la Hyakutake è rimasta molto attiva per essere così brillante. Molte comete sono soggette a rilascio di gas solo da una piccola parte della superficie, ma la maggior parte della superficie della Hyakutake sembrava essere attiva. 
La velocità di produzione delle polveri è stata stimata in circa 2×10³ kg/s all'inizio di marzo, innalzatasi a 3×104 kg/s con l'avvicinamento al perielio. Nello stesso periodo la velocità di eiezione è aumentata da 50 m/s a 500 m/s.
Osservazioni del materiale espulso dal nucleo hanno permesso agli astronomi di stabilirne il periodo di rotazione. Mentre la cometa si avvicinava alla Terra, è stato osservato un grande sbuffo o bolla di materiale espulso in direzione del Sole ogni 6,23 ore. Una seconda espulsione più piccola con lo stesso periodo ha confermato il valore del periodo di rotazione del nucleo.


Composizione:
Gli osservatori terrestri hanno rilevato nella Hyakutake la presenza di vari composti di carbonio, idrogeno, ossigeno, azoto e zolfo, in particolare l'acqua (H2O), il monossido di carbonio (CO), l'anione amminico (NH2-), il cianuro (CN), l'acido cianidrico (HCN) ed il mono-solfuro di carbonio (CS). 
Sono state identificate inoltre, per la prima volta in un corpo cometario, tracce di etano (C2H6) e metano (CH4). L'analisi chimica ha mostrato che etano e metano erano pressappoco presenti nella stessa proporzione, implicando che si potesse trattare di ghiacci formatisi negli spazi interstellari a grande distanza dal Sole, che avrebbe fatto evaporare le molecole volatili. 
I ghiacci della Hyakutake devono essersi formati a temperature inferiori ai 20 K, probabilmente in una nube interstellare più densa della norma.
La quantità di deuterio nel ghiaccio d'acqua presente sulla cometa è stata determinata attraverso l'analisi spettroscopica. È stato scoperto che il rapporto tra deuterio e idrogeno (noto come rapporto D/H) era di circa 3×10−4: a titolo di confronto, il rapporto D/H degli oceani terrestri è pari a 1,5×10−4. È stata avanzata l'ipotesi che le collisioni di comete con la Terra possano aver apportato parte dell'acqua degli oceani, ma l'alto rapporto D/H misurato nella Hyakutake, nella Hale-Bopp e nella Cometa di Halley hanno rimesso in discussione questa teoria.


Emissioni di raggi X:
Una delle grandi sorprese del passaggio della Hyakutake attraverso il Sistema solare interno è stata la scoperta della forte emissione di raggi X, osservata dal satellite ROSAT.
Per la prima volta è stato osservato questo tipo di comportamento in una cometa, ma gli astronomi hanno poi scoperto che quasi ogni cometa sembra emettere raggi X. Le emissioni della Hyakutake furono brillanti ed avevano la forma di una falce intorno al nucleo, con le estremità rivolte sul lato opposto al Sole.
Le cause delle emissioni di raggi X sono identificabili in una combinazione di diversi meccanismi. 
La riflessione dei raggi X provenienti dal Sole è osservata in altri oggetti del Sistema solare come la Luna, ma anche utilizzando un modello semplificato che prevede la più alta riflettività nei raggi X possibile per molecole e grani di polvere, non è sufficiente a spiegare l'intero flusso proveniente dalla Hyakutake, poiché la chioma della cometa era comunque tenue e diffusa. 
L'interazione tra il vento solare e il materiale della cometa è stato il principale contribuente al fenomeno. 
Osservazioni della Cometa C/1999 S4 (LINEAR) con il satellite Chandra nel 2000 determinarono che i raggi X osservati da quella cometa furono prodotti principalmente da collisioni tra ioni di azoto, carbonio ed ossigeno presenti nel vento solare ed atomi neutri, prevalentemente idrogeno, presenti nella chioma cometaria.


Il fortuito incontro con la sonda Ulysses:
La sonda Ulysses effettuò un passaggio inaspettato e imprevisto attraverso la coda della cometa il 1º maggio 1996. Le prove dell'avvenuto incontro non furono notate fino al 1998, quando alcuni astronomi, analizzando vecchi dati degli strumenti della Ulysses, rilevarono un calo improvviso nel numero di protoni rilevati, unito ad una variazione del campo magnetico locale. Si resero conto che ciò implicava che la sonda aveva attraversato l'area di influenza di un oggetto, probabilmente una cometa, ma non identificarono quale.
Due anni dopo, nel 2000, due gruppi di ricerca indipendenti analizzarono i dati dello stesso evento. 
Un gruppo, mediante magnetometri, stabilì che i cambiamenti del campo magnetico erano compatibili con le deformazioni presenti nella coda di ioni o plasmi di una cometa, e cercarono di individuare possibili sorgenti di interferenza; nessuna cometa nota si trovava in prossimità della sonda, e solo la Hyakutake, che al momento si trovava a circa 500 milioni di km di distanza, aveva incrociato il piano orbitale della Ulysses in tempi recenti, ovvero il 23 aprile 1996. 
Il vento solare aveva una velocità, in quella posizione, di circa 750 km/s, e avrebbe richiesto otto giorni perché la coda raggiungesse la sonda posta a 3,73 UA, circa 45 gradi al di fuori del piano dell'eclittica. L'orientamento della coda, valutato misurando le interferenze nei rilevamenti del campo magnetico, era compatibile con una sorgente posizionata sul piano orbitale della Hyakutake.
Il secondo gruppo di ricerca, lavorando con i dati dello spettrometro sulla composizione degli ioni, scoprì un improvviso picco nei livelli rilevati di particelle ionizzate; anche in questo caso, la relativa abbondanza di elementi chimici rilevati indicava che l'oggetto responsabile era senza dubbio una cometa.
Basandosi sull'incontro della Ulysses, la lunghezza della coda della cometa è stata stimata pari ad almeno 570 milioni di km (3,8 UA). 
Il valore è quasi il doppio del precedente record, segnato dalla Grande Cometa del 1843 (C/1843 D1), la cui coda dovrebbe aver raggiunto una lunghezza massima di circa 2,2 UA.

Passaggio ravvicinato:
La cometa raggiunse il massimo avvicinamento alla Terra il 25 marzo, muovendosi così rapidamente da rendere visibile in pochi minuti lo spostamento in confronto allo sfondo stellato. 
Attraversò il cielo percorrendo la distanza apparente di un diametro di luna piena ogni 30 minuti. 
Gli osservatori stimarono in 0 la sua magnitudine, e la coda arrivò ad occupare 80 gradi.
La sua chioma, ormai prossima allo zenit per gli osservatori delle medie latitudini settentrionali, si allargò fino a 1,5-2 gradi, quasi quattro volte il diametro della Luna piena, ed anche ad occhio nudo appariva distintamente verde.
Poiché la Hyakutake fu al suo massimo splendore solo per pochi giorni, non ebbe tempo per permeare l'immaginario pubblico come avrebbe fatto la cometa Hale-Bopp l'anno seguente. 
Molti osservatori europei, in particolare, non poterono osservarla a causa di condizioni meteo sfavorevoli. Tuttavia, molte persone che osservarono entrambe le comete al loro massimo considerarono la Hyakutake più impressionante.

( La cometa nella sera del suo massimo avvicinamento, il 25 marzo 1996 ).

Parametri orbitali:
La Cometa Hyakutake percorre un'orbita retrograda altamente eccentrica ed inclinata di 124,99305° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 130,175121°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 188,045132°.
L'afelio è raggiunto a migliaia di unità astronomiche dal Sole, mentre il perielio è interno all'orbita di Mercurio a 0,230223 UA. Per la quasi totalità della sua orbita, la cometa è al di sotto del piano dell'eclittica. Durante il passaggio del 1996, il nodo ascendente è stato attraversato in prossimità dell'orbita di Marte, mentre il nodo discendente pochi giorni dopo il perielio, quando la cometa si trovava ancora ad una distanza dal Sole inferiore rispetto al raggio medio dell'orbita di Mercurio.

27 marzo 1996 - JPL ).

La Hyakutake era passata nel Sistema solare interno circa diciassettemila anni prima del suo ultimo transito; l'interazione gravitazionale con i giganti gassosi durante il passaggio del 1996 ha modificato la sua orbita, allargandola, per cui il suo ritorno non è previsto prima di circa 72.000 anni.
Secondo altre stime, invece, ci sarà da attendere altri 114.000 anni.

( Diagramma orbitale, agosto 2021 - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 1997
C/1995 O1 (HALE-BOPP)

La cometa Hale-Bopp (formalmente designata C / 1995 O1 ) è una cometa che è stata forse la più ampiamente osservata del XX° secolo ed una delle più luminose osservate per molti decenni.

Aprile 1997 ).

Scoperta:
La cometa fu scoperta indipendentemente il 23 luglio 1995 da due osservatori, Alan Hale e Thomas Bopp , mentre sin trovava ancora a 7,2 UA dal sole, fatto che fece subito ipotizzare che sarebbe diventata spettacolare.
Hale aveva trascorso molte centinaia di ore alla ricerca di comete senza successo e stava seguendo le comete conosciute dal suo vialetto di casa nel New Mexico quando si imbatté in una cometa subito dopo mezzanotte. La cometa aveva una magnitudine apparente di +10,5 e giaceva vicino all'ammasso globulare M70 nella costellazione del Sagittario . Hale stabilì dapprima che non c'erano altri oggetti del cielo profondo vicino a M70, e poi consultò un elenco di comete conosciute, scoprendo che nessuna era nota per essere in quest'area del cielo. Una volta stabilito che l'oggetto si muoveva rispetto alle stelle sullo sfondo, ha inviato una e-mail all'Ufficio centrale per i telegrammi astronomici.
Bopp non possedeva un telescopio . Era fuori con degli amici vicino a Stanfield, in Arizona , ad osservare ammassi stellari e galassie quando si è imbattuto per caso nella cometa mentre era sotto l'oculare del telescopio del suo amico. Si rese conto che avrebbe potuto individuare qualcosa di nuovo quando, come Hale, controllò le sue mappe stellari per determinare se si conoscevano altri oggetti del cielo profondo vicini a M70 e scoprì che non ce n'erano. Ha allertato l'Ufficio centrale per i telegrammi astronomici tramite un telegramma della Western Union . 
Brian G. Marsden , che dirigeva l'ufficio dal 1968, rise: " Nessuno invia più telegrammi. Voglio dire, quando quel telegramma è arrivato qui, Alan Hale ci aveva già inviato tre e-mail con le coordinate aggiornate ".
La mattina seguente, è stato confermato che si trattava di una nuova cometa e le è stata assegnata la designazione C/1995 O1. La scoperta è stata annunciata nella circolare 6187 dell'Unione Astronomica Internazionale .
Si è poi trovato un'immagine precedente alla scoperta scattata all'Anglo-Australian Telescope nel 1993 che mostrava la cometa allora inosservata a circa 13 UA dal Sole, una distanza alla quale la maggior parte delle comete sono essenzialmente inosservabili, e che indicava che si trattava di un grosso oggetto.


Dati fisici:
Le analisi in seguito alla scoperta indicarono che il nucleo della cometa aveva un diametro di 60±20 chilometri, circa sei volte la dimensione della cometa di Halley.

Dati fisici
Dimensioni medie60,0 km
Massa stimata1,3x1016 kg
Densità media0,6 kg/dm3
Il tasso di produzione di polvere della cometa era molto alto (fino a 2,0 ×10E6 kg/s), il che potrebbe aver reso la chioma interna otticamente spessa . Sulla base delle proprietà dei suoi grani di polvere, cioè alta temperatura, alta albedo e forte caratteristica di emissione di silicato di 10 μm, gli astronomi hanno concluso che tali grani di polvere sono più piccoli di quanto osservato in qualsiasi altra cometa, ed è confermato dal fatto che la Hale-Bopp ha mostrato la più alta polarizzazione lineare mai rilevata per qualsiasi cometa. Tale polarizzazione è il risultato della radiazione solare che viene dispersa dalle particelle di polvere nella chioma della cometa e dipende dalla natura dei grani.
L'attività e il degassamento osservati della cometa Hale-Bopp non erano distribuiti uniformemente sul suo nucleo, ma provenivano invece da diversi getti specifici. Le osservazioni del materiale che scorre via da questi getti hanno permesso agli astronomi di misurare il periodo di rotazione della cometa, che è risultato essere di circa 11 ore e 46 minuti. Oltre a questa rotazione sono state riscontrate delle variazioni periodiche per diversi giorni; questo potrebbe implicare che la cometa ruoti su più di un asse, oppure che sia un oggetto binario.
Il Nucleo è molto scuro con stime di albedo che vanno da 0,01 a 0,07.

Ipotesi satellite:
Nel 1997 è stato pubblicato un articolo che ipotizzava l'esistenza di un nucleo binario per spiegare completamente il modello osservato dell'emissione di polvere della cometa Hale-Bopp osservato nell'ottobre 1995. 
L'articolo era basato su un'analisi teorica e non rivendicava una rilevazione osservativa della proposta di nucleo satellite, ma si stima che avrebbe un diametro di circa 30 km, con il nucleo principale di circa 70 km di diametro, e orbiterebbe in circa tre giorni a una distanza di circa 180 km. 
Questa analisi è stata confermata dalle osservazioni nel 1996 utilizzando la Wide-Field Planetary Camera 2 del telescopio spaziale Hubble che aveva ripreso le immagini della cometa che ha rivelato il satellite. 

Immagini HUBBLE del 5 ottobre 1995 ).

Sebbene le osservazioni che utilizzano l'ottica adattativa alla fine del 1997 e all'inizio del 1998 abbiano mostrato un doppio picco nella luminosità del nucleo, esiste ancora una controversia sul fatto che tali osservazioni possano essere spiegate solo da un nucleo binario. 
La scoperta del satellite non è stata confermata da altre osservazioni. 

Composizione:
DEUTERIO:
Si è scoperto che l'abbondanza di deuterio nella cometa Hale-Bopp sotto forma di acqua pesante era circa il doppio di quella degli oceani terrestri. 
Il deuterio è stato rilevato anche in molti altri composti dell'idrogeno nella cometa. È stato scoperto che il rapporto tra deuterio e idrogeno normale varia da composto a composto, cosa che gli astronomi ritengono suggerisca che i ghiacci cometari si siano formati nelle nuvole interstellari , piuttosto che nella nebulosa solare . La modellizzazione teorica della formazione di ghiaccio nelle nubi interstellari suggerisce che la cometa Hale-Bopp si sia formata a temperature di circa 25-45 kelvin.
COMPOSTI ORGANICI:
Le osservazioni spettroscopiche di Hale-Bopp hanno rivelato la presenza di molte sostanze chimiche organiche , molte delle quali non erano mai state rilevate prima nelle comete. Queste molecole complesse possono esistere all'interno del nucleo della cometa o potrebbero essere sintetizzate dalle reazioni nella cometa.
ARGON E KRYPTON:
Hale-Bopp è stata la prima cometa in cui è stato rilevato il gas nobile argon . I gas nobili sono chimicamente inerti e variano da bassa ad alta volatilità . Poiché diversi elementi nobili hanno temperature di sublimazione diverse e non interagiscono con altri elementi, possono essere utilizzati per sondare le storie di temperatura dei ghiacci cometari. Il krypton ha una temperatura di sublimazione di 16-20 K e si è scoperto che si è esaurito più di 25 volte rispetto all'abbondanza solare, mentre l'argon con la sua temperatura di sublimazione più alta è stato arricchito rispetto all'abbondanza solare. Insieme, queste osservazioni indicano che l'interno di Hale-Bopp è sempre stato più freddo di 35-40 K, ma a un certo punto è stato più caldo di 20 K. A meno che la nebulosa solare non fosse molto più fredda e più ricca di argon di quanto si creda generalmente, ciò suggerisce che la cometa si è formata oltre Nettuno nella regione della fascia di Kuiper e poi è migrata verso l'esterno verso la nube di Oort .

Grafico dello spettro della Hale-Bopp ).

La coda di sodio:
Una delle scoperte più importanti è che essa possiede tre code. Inoltre, oltre alle solite emissioni gassose e alle polveri stellari, Hale-Bopp esibisce una debole coda al sodio, visibile solo con particolari strumenti dotati di speciali filtri. Le emissioni di sodio sono state precedentemente osservate anche in altre comete, ma nessuna dalla coda. La coda al sodio consiste in atomi neutri e si estende per 50 milioni di km in lunghezza.
La sorgente del sodio sembra nascosta nella chioma interna, anche se qualcosa potrebbe trovarsi nel nucleo. Vi sono diversi possibili meccanismi per generare atomi di sodio, compresa la collisione tra grani di polvere che si trovano attorno al nucleo, e mediante "sputtering", ossia emissione di sodio ad intermittenza a causa dell'interazione dei grani di polvere con luce ultravioletta. Tuttavia non si è ancora definito un meccanismo principale responsabile.
Mentre la coda formata da polveri segue la traiettoria dell'orbita della cometa, la coda di gas punta direttamente lontano dal sole, mentre la coda di sodio si situa fra queste due. Questo implica che gli atomi di sodio sono allontanati dalla testa della cometa a causa della pressione di radiazione.

(Nell'immagine si nota una coda blu, composta di sodio, allontanata dalla pressione di radiazione).

Osservazione:
Questa cometa pur essendo stata spettacolare, non passò molto vicino alla Terra, difatti se il nostro pianeta si fosse trovato in una posizione più favorevole, la sua coda avrebbe coperto gran parte della volta celeste.

All'inizio di agosto del 1995, vari osservatori indicavano che la cometa era di magnitudine +10.5, di circa 2-3 arcmin di diametro e debolmente condensata. C'era una traccia di una coda, o un leggero allungamento della chioma, verso nord. 
Un'altra indicazione che questa cometa era più grande del normale è arrivata il 18 agosto quando lo Schmidt di 1 m a La Silla ha rivelato una coma che misura 9,2x6,0 arcmin . Alla distanza della cometa di 6,2 UA dalla Terra, ciò indicava una dimensione della chioma di 2,5x1,6 milioni di chilometri. 
La cometa si era illuminata a magnitudine +10 quando si era persa nel crepuscolo alla fine di novembre.
Dopo essere passata a circa 2° di elongazione dal Sole durante i primi giorni del gennaio 1996, la cometa è stata avvistata durante i primi giorni di febbraio a circa magnitudine +9. 
Terry Lovejoy (Australia) ha descritto la cometa come " ben condensata con una coma notevolmente a forma di ventaglio e è notevolmente più luminoso rispetto allo scorso anno ". 
La cometa è passata nel massimo della cometa C/1996 B2 (Hyakutake) nei mesi di marzo e aprile e sono state ottenute poche osservazioni. 
Tuttavia, la cometa sembra essersi illuminata a magnitudo +8.5 intorno a metà marzo ed era vicina a +8.0 verso la fine di aprile.


La cometa è finalmente diventata un oggetto a occhio nudo il 20 maggio, quando Lovejoy ne ha intravisto diversi momenti in cieli limpidi. Con un binocolo 10x50 ha determinato la magnitudine come +6,7 e ha detto che la coma era di 15 minuti d'arco . Entro la fine di maggio alcuni altri osservatori stavano segnalando la cometa visibile ad occhio nudo. Le stime di magnitudo erano quindi tipicamente vicine a +6,5, mentre il diametro della chioma era ancora nell'intervallo 10-15 arcmin.
La cometa ha continuato a brillare lentamente per tutto giugno e all'inizio di luglio aveva raggiunto una magnitudine di 5,5. Ma poi è successo qualcosa di inaspettato. Con l'avanzare di luglio, la cometa non è riuscita a diventare più luminosa. Ciò ha indotto alcuni astronomi dilettanti e professionisti a preoccuparsi che la cometa avesse iniziato a svanire. 
La situazione non è migliorata nel mese di agosto e, in effetti, le stime di magnitudo media hanno indicato che alla fine di quel mese e fino a settembre si era verificato un leggero calo di magnitudo forse 0,3. Poco dopo che la cometa si era spostata entro 3 UA dal sole, il 21 settembre, ha mostrato segni di luminosità e alla fine del mese la magnitudine era aumentata a circa 5,3. 
Nonostante il comportamento apparentemente strano della cometa durante questo periodo di tre mesi, Gli osservatori di tutto il mondo stavano raccogliendo una quantità di informazioni senza precedenti per una cometa così lontana. 
Analisi successive portarono diversi astronomi a concludere che le fluttuazioni di luminosità erano probabilmente normali per le comete così lontane dal sole, poiché diverse molecole di diversa riflettività si riscaldavano e vaporizzavano al diminuire della distanza solare. Le prove a sostegno di ciò includevano la prima rilevazione di emissioni di silicato l'8 luglio, la prima rilevazione di metil cianuro (CH3CN) durante il periodo dal 14 al 17 agosto e la prima rilevazione di cianogeno (CN) ad agosto.

Lo schiarimento è continuato in seguito. Entro la fine di ottobre gli osservatori fornivano stime di luminosità vicino a 5 e la cometa ha finalmente superato la magnitudine 4 il 12 dicembre, che ha anche segnato la data in cui la cometa si era spostata entro 2 UA dal sole. 
Le osservazioni sono diventate più difficili da allora in poi poiché il normale movimento orbitale del nostro pianeta lo ha portato sul lato del sole opposto a quello della cometa. 
Ciò porterebbe alla fine alla visibilità della cometa solo al crepuscolo per la maggior parte dell'emisfero settentrionale, ad eccezione di quelli in Canada e nel nord Europa, durante la fine di dicembre e l'inizio di gennaio, con l'elongazione solare che raggiunge un minimo di 27° il 21 dicembre.

Era troppo allineata al Sole con una bassa elongazione per essere osservabile nel dicembre 1996, ma quando è riapparsa nel gennaio 1997 era già abbastanza luminosa da essere visto da chiunque la cercasse, anche da grandi città con cieli inquinati dalla luce.
Internet era un fenomeno in crescita all'epoca e numerosi siti web che seguivano i progressi della cometa e fornivano immagini quotidiane da tutto il mondo divennero estremamente popolari. 
Internet ha svolto un ruolo importante nell'incoraggiare l'interesse pubblico senza precedenti per la cometa Hale-Bopp.

Raggiunse una magnitudine di +2 all'inizio di febbraio, +1 intorno al 20 febbraio, +0,5 all'inizio di marzo e 0,0 entro il 7 marzo. La coda aumentò costantemente di dimensioni da 2° a oltre 10° durante lo stesso periodo. 
Man mano che la cometa saliva più in alto nel cielo serale, le osservazioni della cometa aumentavano, così come la copertura dei media. Sia i notiziari locali che quelli nazionali hanno fatto brevi notizie sulla cometa e diversi programmi televisivi hanno intervistato Alan Hale e Thomas Bopp.
Quando la cometa si è avvicinata al Sole, ha continuato a illuminarsi, e mostrando un paio di code in crescita , la coda blu del gas che puntava direttamente dal Sole e la coda di polvere giallastra che si curvava lungo la sua orbita. 
Il 9 marzo, un'eclissi solare in Cina, Mongolia e Siberia orientale ha permesso agli osservatori di vedere la cometa durante il giorno. 
Il vero spettacolo della cometa è iniziato intorno al 15 o 16 marzo, quando le stime di luminosità di oltre 50 singoli osservatori hanno indicato che la cometa aveva raggiunto la magnitudine -0,5. 
Ciò indicava che la cometa stava improvvisamente superando le previsioni. Dopo aver continuato un costante aumento della luminosità fino al 20, la cometa si è stabilizzata a circa -0,7 o -0,8. 
Al termine di marzo, la cometa si è mantenuta abbastanza vicina alla sua magnitudine massima di -0,7 o -0,8. Le fotografie mostravano la coda del gas ancora prominente, ma più ventilata rispetto a febbraio e all'inizio di marzo.

Hale-Bopp ha avuto il suo approccio più vicino alla Terra il 22 marzo 1997, a una distanza di 1.315  UA .
Quando ha superato il perielio il 1 aprile 1997, la cometa si è sviluppata in modo spettacolare. 
Brillava più luminosa di qualsiasi stella del cielo eccetto Sirio, e la sua coda di polvere si estendeva per 40–45 gradi nel cielo. 
La cometa era visibile molto prima che il cielo diventasse completamente buio ogni notte, e mentre molte grandi comete sono molto vicine al Sole mentre passano per il perielio, la cometa Hale-Bopp era visibile tutta la notte agli osservatori dell'emisfero settentrionale.

La cometa ha superato il perielio il 1 aprile, momento in cui osservatori esperti hanno stimato la magnitudine totale tra -1,4 e -0,3, con una media intorno a -0,7. La coda si estendeva quindi di 15-20 gradi per gli osservatori nei cieli bui. A seconda delle condizioni di osservazione, alcuni osservatori hanno visto la coda del gas come la più lunga, mentre altri hanno visto la coda della polvere come la più lunga. La cometa ha mantenuto la sua massima luminosità per alcuni giorni prima di iniziare una lenta dissolvenza. Per la maggior parte gli osservatori hanno continuato a riportare la cometa in magnitudini negative fino al 24 circa. La coda del gas divenne meno prominente con il passare del mese, mentre la coda della polvere sembrava diventare ancora più distinta. 
Il problema della coda del gas non era che stava scomparendo, ma che si stava aprendo a ventaglio. 
A metà mese si potevano vedere due stelle filanti distinte su fotografie a breve esposizione, mentre esposizioni più lunghe rivelavano che la coda del gas a forma di ventaglio era piena di stelle filanti. 
La coda di polvere sembrava aver mantenuto la sua lunghezza massima quasi fino al 15, quando la luce della luna ha iniziato a interferire.


Dopo il suo passaggio perielio, la cometa si è spostata nell'emisfero celeste meridionale. 
La cometa era molto meno impressionante per gli osservatori dell'emisfero meridionale di quanto non fosse nell'emisfero settentrionale, ma i meridionali sono stati in grado di vedere la cometa svanire gradualmente dalla vista durante la seconda metà del 1997. 
All'inizio di maggio era di magnitudo 0,3, ma è scesa a 1,0 a metà mese e 2,0 a fine mese. 
Il crepuscolo ha interferito con le osservazioni durante gran parte di giugno e la cometa si è persa persino nel crepuscolo dal 24 giugno al 9 luglio. 
La cometa è stata costantemente descritta come un oggetto di 4a magnitudine durante l'ultima metà di luglio e la prima metà di agosto. Forse il momento clou di agosto è stato che gli astronauti a bordo dello space shuttle Discovery hanno osservato la cometa poco prima di metà mese. Gli astronauti hanno visto la cometa di 4a magnitudine sia ad occhio nudo che con un telescopio ultravioletto da 7 pollici montato su una finestra.

La magnitudine della cometa è diminuita a 4,3-4,4 alla fine di agosto, 4,9-5,3 alla fine di settembre, 5,9-6,4 alla fine di ottobre, 6,9 alla fine di novembre e 7,6 alla fine di dicembre. 
Nonostante il continuo movimento della cometa verso sud, gli osservatori dell'emisfero settentrionale hanno ottenuto ulteriori scorci della cometa durante la tarda estate e l'inizio dell'autunno. 
Alan Hale è stato il primo di questo gruppo a osservare nuovamente la cometa quando l'ha rilevata in un forte crepuscolo il 31 agosto. 
Le osservazioni sono continuate per tutto settembre e ottobre per quelle persone con un chiaro orizzonte sud-orientale. Le stime di magnitudo degli osservatori settentrionali erano tipicamente 0,2-0,3 inferiori a quelle degli osservatori meridionali a causa dell'altitudine molto bassa della cometa. 
È interessante notare che Richard Keen ha individuato la cometa il 6 e 7 ottobre dall'Alaska, che era l'osservazione più a nord fatta. 
La cometa è stata vista l'ultima volta nell'emisfero settentrionale il 1° novembre da H. Dahle (Hawaii). Ha intravisto la cometa con un binocolo 9x63 e ha riportato la magnitudine totale come 5.8.

Le ultime osservazioni a occhio nudo sono state riportate nel dicembre 1997, il che significava che la cometa era rimasta visibile senza aiuto per 569 giorni, ovvero circa 18 mesi e mezzo. 
Il record precedente era stato stabilito dalla Grande Cometa Flaugergues del 1811 , visibile ad occhio nudo per circa 9 mesi.

Percorso in cielo ).

La cometa ha continuato a svanire mentre si allontanava, ma è stata monitorata dagli astronomi. Nell'ottobre 2007, 10 anni dopo il perielio ad una distanza di 25,7 UA dal Sole, la cometa era ancora attiva come indicato dalla rilevazione del coma CO-driven. 
Le immagini dell'Herschel Space Observatory scattate nel 2010 suggeriscono che la cometa Hale-Bopp è ricoperta da un nuovo strato di brina. 
Hale-Bopp è stato nuovamente rilevato nel dicembre 2010 quando era a 30,7 UA di distanza dal Sole, e il 7 agosto 2012, a 33,2 UA. dopo il 2020 è diventato molto difficile distinguere la cometa dal gran numero di galassie lontane di simile luminosità.

Immagine della cometa mentre era a 2 miliardi di km dal Sole ).

Parametri orbitali:
La cometa corre su un'orbita estremamente allungata con un'eccentricità numerica di 0,995 attorno al sole, il suo piano orbitale è quasi esattamente perpendicolare all'eclittica con un'inclinazione di 89,4°. Il perielio , il punto della sua orbita più vicino al sole, è a 0,914 UA, appena dentro l'orbita terrestre, il suo punto più lontano dal sole, l'afelio, è a 370,8 UA.
Il 14 maggio 1997 ha avuto un passaggio ravvicinato con Venere a circa 0,3 UA.
Poiché la sua orbita è quasi perpendicolare all'eclittica, è generalmente molto improbabile che si avvicini ai pianeti. Tuttavia, nel marzo 1996 ha superato Giove a una distanza di 0,77 UA, ed era abbastanza vicino da cambiare significativamente l'orbita della cometa a causa dell'influenza gravitazionale di Giove, che ne ha accorciato il periodo orbitale da circa 4284 anni a 2388 anni (soluzione baricentrica), in modo che tornerà nel sistema solare interno intorno all'anno 4385 ± 2,0 . Prima dell'incontro con Giove, il suo afelio con 525 UA era di conseguenza più lontano.

Passaggio al perielio - 31 marzo 1997 ).
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LA COMETA del 1998
C/1998 J1 (SOHO)

La C/1998 J1 (SOHO) è una cometa che è stata vista anche ad occhio nudo durante la primavera del 1998. La sua luminosità è stata definita da C. St. Cyr (Laboratorio di ricerca navale USA, per conto del Consorzio SOHO-LASCO), che ha stimato la magnitudine come: "mag 0 e possibilmente più brillante".

Scoperta:
S. Stezelberger ha scoperto questa cometa su una serie di immagini ottenute dall'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO). La prima apparizione della cometa risale al 3,78 maggio 1998.

Una delle prime immagini ottenute da SOHO. La data esatta è il 4 maggio 1998. Le immagini in genere coprono la regione da 4.0 a 30.0 raggi solari, sebbene questa immagine sia stata ritagliata per concentrarsi sul sole, sulla cometa e su Marte ).

Osservazioni:
Inizialmente furono fatti molti tentativi risultati falliti di vedere questa cometa dopo il suo passaggio al perielio. Gary Kronk (Troy, Illinois), così come Alan Hale (Cloudcroft, New Mexico), MV Zanotta (Monte Bisbino, Italia) e altri esperti osservatori di comete dell'emisfero settentrionale hanno cercato la cometa il 9 maggio, il 10, l'11 e le sere successive, ma non trovarono nulla.
Gli osservatori nell'emisfero australe hanno avuto più fortuna, incluse numerose fotografie molto buone. Tim Cooper (Sud Africa) ha visto la cometa nel cielo serale il 19 maggio. Ha determinato la magnitudine pari a 3,8 e la coda lunga 2,5 gradi. 
Alcune splendide fotografie sono state scattate da diversi osservatori, tra cui Michael Horn (Australia) e Gordon Garradd (Loomberah, Australia).

Horn ha ottenuto questa foto da Wandibindle, Queensland, Australia. Mostra la coda che passa sopra la Nebulosa Fiamma. La Nebulosa Testa di Cavallo è visibile anche sopra sia la Nebulosa Fiamma che la testa della cometa ).

La cometa svanì costantemente mentre maggio volgeva al termine, con stime vicine alla magnitudine 5 entro il 26 maggio e 5,5 entro il 31 maggio. La cometa è passata attraverso la cintura di Orione e ha offerto numerose opportunità fotografiche.

Gli osservatori in Australia e Brasile hanno riferito che la cometa aveva sperimentato un'esplosione di luminosità il 1 giugno, uno sfogo che ha portato le stime di magnitudine da +3,3 a +3,8. 
La cometa svanì rapidamente nei giorni successivi e apparentemente tornò alla normalità entro il 7 giugno, con una magnitudine da +5,7 a +5,9.
La cometa svanì costantemente durante la prima metà di giugno. Ha raggiunto la magnitudine +6 intorno all'8, ed era a +6.5 entro l'11. Le stime del diametro del coma variavano da 3 a 5 minuti d'arco, mentre la coda sembrava essere notevolmente sbiadita e non veniva più riportata visivamente.


Percorso:


Dati fisici:
ParametriSimboloValoreUnità mis.SigmaReferenzeNote
comet total magnitudeM16.5 magn/aICQ 2002 Handbook 
comet total magnitude slopeK17.5 magn/aICQ 2002 Handbook 
comet nuclear magnitudeM210. magn/aICQ 2002 Handbook 
comet nuclear magnitude slopeK25.0 magn/aICQ 2002 Handbook 
comet nuclear phase coefficientPC0.03 -n/aICQ 2002 Handbook 

( Curva di luce ).

Parametri orbitali:
Il calcolo dell'orbita è stato ottenuto da 318 posizioni osservative nell'arco di 94 giorni e ci ha fornito una traiettoria iperbolica prograda fortemente inclinata di 62,931830° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 110,5571895°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 351,6485588°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 8,619 maggio 1998, mentre di trovava ad una distanza di 0,153214 UA dal Sole.
E' sempre stata relativamente distante dalla Terra e non ha avuto incontri particolarmente rafficinati con i pianeti, in futuro una soluzione baricentrica potrebbe far risultare che la cometa si trova su un'orbita ellittica estremamente allungata con un periodo di rivoluzione lunghissimo che la porta fin dentro la nube di Oort.

( Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).
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LA COMETA del 2004
C/2004 F4 (BRADFIELD)

La C/2004 F4 (Bradfield) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 2004.
Il suo sorvolo del sole è stato osservato anche dal telescopio spaziale SOHO.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +3,3 magnitudine, rendendola una delle 30 comete più luminose dal 1935.

Michael Jäger e Gerald Rhemann hanno ottenuto questa immagine della cometa Bradfield il 28 aprile 2004. Questa è un'esposizione di 10 minuti ottenuta con una fotocamera Schmidt da 20 cm ).

Scoperta:
La nuova cometa è stata annunciata il 12 aprile. Vista per la prima volta dall'allora settantaseienne William A. Bradfield in Australia, è stata la sua diciottesima cometa scoperta. La prima fu nel 1972 e da allora ha trovato comete in ogni decennio. 
Bradfield ha trovato questa cometa vicino all'orizzonte al crepuscolo, durante la ricerca di comete che sfiorano il sole, il 23,43 marzo. La magnitudo fu data a +8. Dopo un'ulteriore osservazione il 24,42 marzo, annunciò ufficialmente la scoperta.
Bradfield ha ricevuto l'Edgar Wilson Award nel 2004.

Osservazioni:
Sfortunatamente, né Bradfield né alcun altro osservatore ha ottenuto ulteriori osservazioni nei giorni immediatamente successivi. Lo stesso Bradfield ha recuperato questa cometa solo l'8 aprile e RH McNaught (Siding Spring Observatory, Australia) ha trovato la cometa il 9 aprile e ha stimato la magnitudine di +5. Terry Lovejoy (Australia) ha visto la cometa l'11 e il 12 aprile. Ha fornito le prime posizioni precise e ha dato la magnitudo +3.3 per il 12. 
Anche McNaught ha visto visivamente la cometa il 12 e l'ha descritta come un aspetto stellare con una coda lunga forse 2°. Lovejoy è stato in grado di fotografare di nuovo la cometa il 13,35 aprile, ma era vicino al limite di rilevabilità nel crepuscolo luminoso e non è stato possibile misurare la posizione.

( Immagini ottenute dal Solar & Heliospheric Observatory (SOHO) nel periodo dal 15 al 18 aprile 2004. Il disco blu scuro vicino alla parte superiore è un componente di SOHO che blocca il Sole, mentre il il cerchio bianco al suo interno rappresenta il contorno del Sole ).

Dopo che è stato possibile eseguire i primi calcoli dell'orbita per la cometa, è diventato chiaro che la cometa avrebbe attraversato il campo di osservazione del telescopio spaziale SOHO per diversi giorni ad aprile. La cometa ha raggiunto una luminosità di circa -2 magnitudini, attraverso la diffusione in avanti della luce solare sulle particelle di polvere.
L'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO) ha ottenuto una bella serie di immagini di questa cometa durante il periodo dal 15 al 20 aprile, nonché osservazioni della coda fino al 21 aprile. 
Ciò ha contribuito a consolidare i calcoli orbitali.
Il 18 aprile, alle 3:14 UT, la cometa ha superato il Sole a una distanza angolare di soli 2,6°. Già 4 giorni dopo il passaggio del Sole, la cometa poteva essere osservata di nuovo nel nell'emisfero settentrionale nel il cielo del mattino .
La prima osservazione della cometa nel cielo mattutino è stata fatta da Michael Jäger e Gerald Rhemann, che hanno osservato da Stixendorf, in Austria, il 22 aprile. 
Nessuna magnitudine è stata stimata, ma diversi astrofili tedeschi che non sono riusciti a localizzare la cometa hanno stimato che doveva essere più debole della magnitudine 2. Alan Hale (Cloudcroft, New Mexico) ha individuato la cometa il 22,48 aprile con un riflettore di 20 cm. Ha detto che nel crepuscolo luminoso era visibile la condensazione centrale, così come un accenno di materiale che si estendeva verso ovest-nordovest. Ha detto che la condensazione era leggermente più luminosa della stella 84 Piscis, il che gli ha fatto stimare la magnitudine della cometa pari a +4,5. 
J. Shanklin (Inghilterra) ha avvistato la cometa il 23,14 aprile utilizzando un binocolo 20x80, ed ha stimato la magnitudo come +2.6.
La cometa è stata ampiamente osservata e ampiamente fotografata nel cielo mattutino durante il resto di aprile, finché è sbiadita fino a raggiungere la magnitudine +5,8. 
La cometa era accompagnata da una lunga coda, con osservatori visivi che hanno notato una lunghezza fino a 10° il 27 aprile e fotografi che hanno rivelato oltre 20° intorno alla stessa data.

Wally Pacholka ha ottenuto questa immagine della cometa Bradfield il 25 aprile 2004. È stato ottenuto nel Joshua Tree National Park ).

Diverse immagini della cometa Bradfield, scattate nel periodo in cui la Terra ha attraversato il piano orbitale della cometa (2 maggio), hanno mostrato una struttura radiale nella coda di polvere della cometa insieme a una punta corta rivolta verso il sole. Le osservazioni hanno confermato la particolarità di una "struttura di scollatura" (NLS) nella coda di polvere di una cometa, che era stata derivata solo teoricamente nel 1977.
Nel maggio 2004, con il radiotelescopio Nançay sono state effettuate osservazioni della riga di emissione OH di 18 cm della cometa Bradfield.

Alla fine di aprile 2004, insieme alla cometa Bradfield, è stata osservata all'alba anche la cometa C/2002 T7 (LINEAR) nel cielo orientale, poco dopo è apparsa anche la cometa C/2001 Q4 (NEAT) nel cielo serale.
La posizione della cometa Bradfield ha potuto essere determinata fino a metà settembre, quando è diventata inosservabile anche telescopicamente.

Rolando Ligustri ha ottenuto questa immagine della cometa Bradfield il 28 aprile 2004. È un composto di sette esposizioni di 60 secondi ottenute con un riflettore da 35 cm e una camera CCD ST9e. La scala è di 2,35 secondi d'arco per pixel ).

Parametri orbitali:
La prima orbita molto incerta è stata pubblicata sulla circolare IAU 8319 (12 aprile 2004). 
Era un'orbita parabolica (e=1), basata su due posizioni precise e diverse posizioni approssimative. Green ha affermato che questa orbita "molto preliminare" indicava una data del perielio del 17,12 aprile 2004 e una distanza del perielio di 0,169 UA.

( Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).

Per la cometa, un'orbita ellittica relativamente precisa è stata determinata da 248 dati di osservazione su un periodo di 147 giorni, e risulta che è inclinata di circa 63,1646° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 332,7856°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 222,7781°.
Nel punto dell'orbita più vicino al Sole ( perielio ), che la cometa ha attraversato il 17 aprile 2004, si trovava a soli 0,168266 UA / 25,2 milioni di km dal Sole, ben all'interno dell'orbita di Mercurio . 
Nello stesso giorno è stata raggiunta la distanza più vicina a Venere a circa 91,1 milioni di km, mentre la cometa ha raggiunto il punto più vicino a Marte il 27 gennaio, ad una distanza di circa 107,1 milioni di km. Il 18 aprile si avvicinò a Mercurio a circa 38,8 milioni di km e il giorno dopo, il 19 aprile, si avvicinò alla Terra a circa 0,83 UA / 124,3 milioni di km.

( Diagramma orbitale - JPL ).

Evoluzione orbitale:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima di questo passaggio nel sistema solare interno del 2004 aveva un'eccentricità di circa 0,99914 e un semiasse maggiore di circa 195 UA, per cui il suo periodo orbitale era di circa 2710 anni. 
La cometa potrebbe quindi essere apparsa per l'ultima volta nell'antichità intorno all'anno -708 (incertezza ± 15 anni). Ma causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, specialmente quando è passata vicino a Saturno il 3 aprile 2001 a circa 5 ¾ Ua e a Giove il 24 aprile 2001 ad una distanza di circa 8½ UA, l'eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 0,99929 e il semiasse maggiore a circa 237 UA, così che il suo periodo orbitale è aumentato a circa 3650 anni. 
Quando raggiungerà il punto più lontano dal Sole ( afelio ) della sua orbita intorno all'anno 3828 (incertezza ± 12½ anni) , sarà a 70,8 miliardi di km dal sole, quasi 475 volte più lontano come la Terra dal Sole e quasi 16 volte più lontano come Nettuno dal Sole. 
La sua velocità orbitale nell'afelio sarà solo di circa 0,037 km/s. 
Il prossimo perielio della cometa dovrebbe avvenire intorno all'anno 5652 (incertezza ± 25 anni).
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LA GRANDE COMETA del 2007
C/2006 P1 (McNAUGHT)

Introduzione:
La C/2006 P1 (McNaught) era una cometa osservabile ad occhio nudo nei primi mesi del 2007.
Si tratta della cometa più luminosa degli ultimi 40 anni, ancora più della Cometa Hale-Bopp, anche se quest'ultima poteva apparire più spettacolare in quanto la sua osservazione avveniva nelle ore notturne. Lo splendore di questa cometa è aumentato repentinamente dai primi di gennaio, quando l'astro chiomato ha iniziato ad avvicinarsi al Sole. Ben presto la cometa McNaught ha superato anche la luminosità di Giove, divenendo il 12 gennaio splendente quanto Venere, osservabile anch'essa al tramonto a poca distanza dalla cometa.
È stata riconosciuta come la Grande Cometa del 2007.


Scoperta:
Robert H. McNaught ha scoperto la cometa in un'immagine CCD ripresa con un telescopio Schmidt da 50 cm il 7 agosto 2006 nel corso delle osservazioni di routine per il Siding Spring Survey , mentre cercava oggetti vicini alla Terra che avrebbero potuto rappresentare una minaccia di collisione per la Terra. È stata la trentunesima cometa scoperta da McNaught.
La cometa è stata scoperta mentre si trovava nell'Ofiuco, brillava molto debolmente con una magnitudine di circa +17.

Condizioni osservative:
Dal dicembre 2006 alla terza settimana di gennaio 2007, la cometa era ad una piccola distanza angolare dal Sole, motivo per cui era molto difficile osservarla al crepuscolo.

Nell'emisfero settentrionale, le migliori condizioni di visibilità erano nella settimana prima del perielio. La cometa poteva essere osservata sia al tramonto che all'alba. Fino al 13 gennaio compreso, era ancora chiaramente visibile in Europa centrale al tramonto. Poiché la cometa si trovava nel frattempo a sud del Sole, per gli osservatori dell'emisfero settentrionale tramontava prima del Sole e solo dopo il sorgere del Sole, motivo per cui le osservazioni del cielo serale o mattutino non erano più possibili. 
Il 13 gennaio, la cometa poteva essere vista nell'Europa centrale anche nel cielo diurno ad occhio nudo.
Il 14 gennaio sono stati effettuati alcuni avvistamenti telescopici nel cielo diurno (vedi sotto). 


In realtà, la cometa non poteva più essere vista nell'emisfero settentrionale perché era troppo a sud. 
Ma questo si applicava solo alla testa della cometa non alla enorme coda. 
Dopo il perielio, la coda è diventata così lunga che, sorprendentemente, le immagini delle estensioni più esterne della coda della cometa sono state scattate dall'emisfero settentrionale il 17 gennaio. 
Il 20 gennaio sono state fotografate anche le strutture di coda dalla Germania e dall'Austria. 
Potevano essere visti circa 1-2 ore dopo il tramonto in direzione ovest, ma estremamente deboli.

( 23 gennaio 2007 ).

L'apparizione della cometa nell'emisfero australe nelle due settimane successive al perielio è stata ancora più spettacolare che nell'emisfero settentrionale. 
La cometa ha formato una coda larga e lunga circa 40°. 
In contrasto con le condizioni di osservazione nell'emisfero settentrionale, che erano gravemente colpite dal crepuscolo, la cometa nell'emisfero meridionale poteva essere vista in un cielo molto più scuro, poiché la distanza angolare tra la cometa e il sole aumentava rapidamente dopo il perielio. 
Nell'ulteriore corso del mese, la cometa era visibile anche nel cielo notturno scuro ed era osservabile per tutta la notte. 
Il 1 febbraio, poteva ancora essere visto a occhio nudo nel cielo notturno nell'emisfero australe.


Evoluzione della luminosità:
La cometa è diventata visibile ad occhio nudo il 5 gennaio 2007 con una buona visibilità nel cielo crepuscolare. 
La sua luminosità a quel tempo era di circa +1 mag . 
Il 6 gennaio la luminosità ha raggiunto 0 mag . 
Il 7 gennaio è stata scattata in giornata la prima fotografia telescopica della cometa. 
L'8 gennaio la luminosità era -1 mag , il 10 gennaio era -2 mag e il 12 gennaio era oltre -3 mag . 
Il 12, la cometa è stata vista per la prima volta ad occhio nudo nel cielo diurno. 
L'osservazione è stata fatta 15 minuti prima del tramonto sotto un cielo molto limpido su una montagna alta 1250 m. 
Il 13 gennaio, la cometa è stata vista nel cielo diurno da diversi osservatori nel sud della Germania, Austria e Svizzera a mezzogiorno e nel pomeriggio in un cielo blu intenso ed eccezionalmente trasparente. La luminosità della cometa in questo giorno era di circa -5 mag (significativamente più luminosa di Venere). 
Il 14 gennaio la cometa è stata vista anche ad occhio nudo nel cielo diurno, perché la cometa ha raggiunto la sua massima luminosità con circa −5,5 magnitudine . 
Il 15 gennaio la luminosità era scesa a circa -4 mag e c'erano solo pochi avvistamenti ad occhio nudo nel cielo diurno. 
Nonostante la diminuzione della luminosità complessiva, l'aspetto della cometa nell'emisfero australe è migliorato da sera a sera, poiché in cambio è migliorata la distanza angolare dal Sole. 
Il 18 gennaio la cometa era un oggetto inconfondibile nel cielo serale. Successivamente, la luminosità ha continuato a diminuire e il 1 febbraio era +3 mag . 
La cometa è stata ancora visibile ad occhio nudo nell'emisfero australe fino al 5 febbraio circa, dopodiché è stata ancora osservabile con il binocolo per alcuni giorni .

Osservazioni dallo spazio:
Dal 12 al 16 gennaio, McNaught ha scansionato il campo visivo del coronografo LASCO C3 dell'osservatorio spaziale SOHO . 
È stata la cometa più brillante registrata con questo strumento. 
La luminosità era così forte che l'immagine era parzialmente eclissata. Inoltre, la sonda spaziale STEREO-B ha trasmesso immagini della cometa sulla Terra (vedi sotto). 
Per la prima volta, le immagini hanno mostrato la coda della cometa nella sua piena estensione.


Il 3 febbraio 2007 la sonda Ulysses ha attraversato inaspettatamente la coda della cometa.
Le prove dell'incontro sono state pubblicate nel numero del 1 ottobre 2007 di The Astrophysical Journal . Ulysses volò attraverso la coda ionica della McNaught a 260 milioni di chilometri dal nucleo della cometa e le letture degli strumenti mostrarono che c'era una "chimica complessa" nella regione.
Il Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS) a bordo di Ulysses ha misurato la composizione della coda della cometa McNaught e ha rilevato ioni inaspettati. Era la prima volta che gli ioni di ossigeno O3+ venivano rilevati vicino a una cometa. Ciò ha suggerito che gli ioni del vento solare, che originariamente non possedevano la maggior parte dei loro elettroni, acquisirono alcuni elettroni mentre attraversavano l'atmosfera della cometa.
SWICS ha anche misurato la velocità del vento solare e ha scoperto che anche a 260 milioni di chilometri dal nucleo della cometa, la coda aveva rallentato il vento solare a metà della sua velocità normale. Il vento solare di solito dovrebbe essere di circa 700 chilometri al secondo a quella distanza dal Sole, ma all'interno della coda ionica della cometa era inferiore a 400 km al secondo.

'' Questo è stato molto sorprendente per me. Ben oltre l'orbita di Marte, il vento solare ha avvertito il disturbo di questa piccola cometa. Sarà una seria sfida per noi teorici e modellisti informatici capire la fisica ''.
—  Michael Combi.

'' Il prof. George Gloeckler, il principale ricercatore del Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS), ha affermato che la scoperta è stata importante poiché la composizione delle comete ha rivelato loro le condizioni di circa 4,5 miliardi di anni fa, quando si è formato il Sistema Solare.
Qui abbiamo ottenuto un campione diretto di questo antico materiale che ci fornisce le migliori informazioni sulla composizione delle comete. Stiamo ancora cercando di capire cosa ci dice. Stiamo contribuendo in parte all'intero puzzle. I vantaggi di tale osservazione sono importanti. Limitano le interazioni di tali comete con il Sole, compreso il modo in cui le comete perdono massa. Esaminano anche la questione di come un'improvvisa iniezione di materiale neutro e freddo interagisce con i plasmi caldi simili a quelli solari. Ciò si verifica anche in altri luoghi dell'universo e siamo stati in grado di studiarlo proprio qui ''.
—  Thomas Zurbuchen.

Parametri orbitali:
Un'orbita iperbolica (e = 1,0000188) prograda, a forte inclinazione è stata calcolata usando i dati di 331 osservazioni, nell'arco di 338 giorni, risulta che il piano orbitale della cometa è inclinato di 77,837° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 155,975°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 267,415°.
Il perielio lo ha passato il 12,8 gennaio 2007, mentre si trovava a soli 0,17074 UA dal Sole


Determinazione dell'orbita:
La cometa C/2006 P1 ha impiegato circa 6 milioni di anni, per giungere al perielio, arrivando direttamente dalla nube di Oort
Attualmente segue una traiettoria iperbolica (con un'eccentricità osculante maggiore di 1) durante il suo passaggio attraverso il Sistema Solare interno , ma l'eccentricità scenderà al di sotto di 1 dopo aver lasciato l'influenza dei pianeti ed essa rimarrà vincolata al Sistema Solare come una cometa della nube di Oort.
Data l'eccentricità orbitale di questo oggetto, epoche diverse possono generare soluzioni eliocentriche imperturbate a due corpi più adatte alla distanza dell'afelio di questo oggetto. 
Per oggetti con un'eccentricità così elevata, le coordinate baricentriche del sistema solare sono più stabili delle coordinate eliocentriche. 
Utilizzando JPL Horizons , gli elementi orbitali baricentrici per l'epoca 2050 generano un semiasse maggiore di 2050 AU e un periodo di circa 92.700 anni.

( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 2011
C/2011 W3 (LOVEJOY)

La C/2011 W3 (Lovejoy) , è una cometa di lungo periodo e del gruppo Kreutz sungrazer, osservata ad occhio nudo nell'emisfero australe verso la fine dell'anno 2011.
Per la sua luminosità e per l'estensione della sua coda, è annoverata tra le ''Grandi Comete''.

Scoperta:
La cometa Lovejoy è stata scoperta il 27 novembre 2011 da Terry Lovejoy di Thornlands, Queensland Australia, utilizzando un telescopio Schmidt-Cassegrain di 20 cm (7,9 pollici) e una camera CCD QHY9 . È la terza cometa scoperta da Terry Lovejoy. 
Ha riferito che si trattava di "un oggetto sfocato in rapido movimento" di 13a magnitudine , e ulteriori osservazioni sono state fatte da lui nelle successive due notti.

Queste sono le tre immagini della scoperta acquisite da Lovejoy la mattina del 27 novembre 2011. La cometa appare vicino al centro ed è molto diffusa. Si sta muovendo verso sinistra, essendo sopra la parte superiore di una stella nell'immagine centrale ).

La conferma indipendente della cometa non è arrivata fino al 1 dicembre, quando è stata osservata da Alan Gilmore e Pamela Kilmartin all'Osservatorio della Mount John University in Nuova Zelanda, utilizzando il suo telescopio McLellan da 100 cm (39 pollici). Dopo la conferma, è stato inviato un rapporto ufficiale all'Ufficio centrale per i telegrammi astronomici e l'esistenza della cometa è stata annunciata dal Minor Planet Center il 2 dicembre. 
È la prima cometa del gruppo Kreutz scoperta da osservazioni da terra in 40 anni.

Osservazioni pre-perieliche:
Le osservazioni da tutto l'emisfero australe sono iniziate il 2 dicembre, sebbene la maggior parte di esse sia stata acquisita utilizzando vari sistemi di telecamere; tuttavia, c'erano ancora molti osservatori visivi che seguivano la cometa. Lovejoy ha visto la cometa usando il suo riflettore da 32 cm il 3 dicembre. Ha dato la magnitudine 11,6 e ha notato una chioma moderatamente condensata di 1' di diametro. M. Goiato (Aracatuba, Brasile) ha visto la cometa il 4 dicembre. 
Usando il suo riflettore di 22 cm, ha dato la magnitudine di 10,7 e ha detto che il coma era largo 2 piedi. M. Mattiazzo (Castlemaine, Victoria, Australia) ha avvistato la cometa il 5 dicembre, utilizzando il suo riflettore di 28 cm. Ha stimato la magnitudo come 11,2 e ha notato un coma moderatamente condensato di 1' di diametro.
Nei giorni successivi alla scoperta, le discussioni su diversi blog sulle comete si sono rivolte alla probabilità di sopravvivenza della cometa. Tra gli osservatori di comete molto esperti, si è evoluta l'opinione che la cometa fosse troppo piccola per sopravvivere al perielio e che la vera domanda fosse se sarebbe perita prima o durante il perielio. 
Questa ipotesi si basava sul fatto che la cometa inizialmente appariva simile agli oltre mille sungrazer pigmei osservati dalla sonda spaziale SOHO durante i 16 anni precedenti, nessuno dei quali è sopravvissuto al perielio. È interessante notare che la cometa ha iniziato a schiarirsi drammaticamente un paio di giorni prima di passare il perielio, spingendo R. McNaught (Siding Spring Observatory, New South Wales), a suggerire che potesse essere un oggetto intermedio tra le piccolissime comete e le grandi comete del passato.

Nello spazio, la cometa è diventata visibile per la prima volta alla navicella spaziale STEREO-A il 3 dicembre e alla sonda spaziale SOHO il 14 dicembre. Quando la cometa si è avvicinata al Sole è stata osservata da diciotto strumenti su sei satelliti: STEREO-A e -B, SOHO, SDO, Hinode e PROBA2.
Una piccola cometa compagna è stata rilevata nelle immagini SOHO il 14 dicembre da Zhijian Xu, e successivamente individuata dalla navicella spaziale gemella STEREO. 
Si crede che sia un frammento della cometa Lovejoy che si staccò diversi decenni fa. Questa scoperta non è stata inaspettata, poiché le comete del gruppo di Kreutz si trovano spesso con compagni più piccoli.
Al suo massimo splendore, la cometa Lovejoy aveva una magnitudine apparente compresa tra –3 e –4 , cioè era luminosa quanto il pianeta Venere . È la cometa radente al Sole più brillante mai osservata da SOHO, e la cometa più brillante ad apparire dalla cometa McNaught del 2007, che brillava con magnitudine visiva -5,5 . Tuttavia, la Lovejoy era in gran parte invisibile ad occhio nudo durante la sua massima luminosità a causa della sua vicinanza al Sole.

Passaggio al perielio:
La cometa Lovejoy ha raggiunto il perielio il 16 dicembre 2011 alle 00:17 UTC , mentre passava a circa 140.000 chilometri (87.000 mi) sopra la superficie del Sole a una velocità di 536 km/s, o 0,18% della velocità della luce . 
Non ci si aspettava che sopravvivesse all'incontro a causa delle condizioni estreme nella corona, come le temperature che raggiungono più di un milione di kelvin e il tempo di esposizione di quasi un'ora. Tuttavia, il Solar Dynamics Observatory (SDO), così come altri veicoli spaziali per il monitoraggio del Sole, hanno osservato la cometa emergere dalla corona intatta. Le sonde STEREO e SOHO hanno continuato ad osservare la cometa mentre si allontanava dal Sole.

( Filmato acquisito dal Solar Dynamics Observatory (SDO) dal 15 al 16 dicembre 2011 - durante l'avvicinamento della cometa al Sole ).

Prima del perielio, era stato stimato che il nucleo della cometa Lovejoy avesse un diametro compreso tra 100 e 200 metri. Poiché la cometa è sopravvissuta al perielio, si pensa che il nucleo dovesse essere più grande, forse fino a 500 metri. Durante il passaggio coronale, si ritiene che una frazione significativa della massa della cometa sia stata bruciata.

Osservazioni post-perieliche:
La primissima osservazione fatta dalla Terra dopo il perielio è arrivata da Rick Baldridge e Brian Day (Foothill College Observatory, Los Altos Hills, California) il 16 dicembre 1983. 
Usando un telescopio Schmidt-Cassegrain da 41 cm con una maschera fuori asse di quasi 8 cm, Baldridge ha usato l'otturatore a cupola per bloccare il sole, ha focalizzato il telescopio su Venere e poi ha spostato il telescopio nella posizione prevista della cometa. 
Dopo alcuni istanti, scrisse: 
Vidi un nucleo molto simile a una stella con un debole ma evidente bagliore a forma di ventaglio che scorreva via da esso. Il ventaglio era lungo forse 20 secondi d'arco. Un'ipotesi molto approssimativa era che il nucleo fosse di magnitudine -1, basato sulla mia impressione dell'apparizione di Mercurio anni fa con un'elongazione solare simile ". 
Baldridge chiamò Day, che stava parcheggiando la macchina, e Day entrò di corsa nell'osservatorio per dare un'occhiata.
Poche ore dopo l'avvistamento visivo, lo scopritore della cometa, Terry Lovejoy, ha fotografato la cometa dalla sua casa in Australia il 17 dicembre. Usando lo stesso riflettore di 20 cm con cui ha scoperto la cometa e una fotocamera digitale Canon 350D, Lovejoy ha ridotto l'apertura a 5 cm e ha attaccato un paraluce ("per ridurre la luce solare nel cannocchiale") e ha acquisito esposizioni da 1/320 di secondo. 
Un confronto con Venere (magnitudo -3.9) ha permesso a Lovejoy di stimare la magnitudo come -1.2. Ha aggiunto che il coma era di circa 0,5 minuti d'arco, mentre c'era qualche accenno di coda. 
Lovejoy ha acquisito otto scatti da 1/1250 di secondo con la stessa attrezzatura il 17 dicembre (quando era ancora giorno). Ha stimato la magnitudo come -0.8. Il coma e la coda sono rimasti invariati rispetto all'inizio della giornata.
Un'altra eccezionale serie di osservazioni è stata fatta da Vincent Jacques (Breil-sur-Roya, Francia). Durante il periodo dal 17,38 al 17,54 dicembre, ha affermato che la cometa era facilmente visibile alla luce del giorno utilizzando un rifrattore di 8 cm. Inoltre, utilizzando lo stesso telescopio, ha acquisito diverse immagini utilizzando un filtro nel vicino infrarosso e una camera CCD DMK21.

foto di Vincent Jacques - Breil-sur-Roya, Francia ).

Le immagini scattate il 20 dicembre intorno alle 08:00 UTC suggerivano che la cometa avesse subito cambiamenti significativi. Scattate dall'astronomo ceco Jakub Černý utilizzando il telescopio robotico FRAM all'Osservatorio Pierre Auger , le immagini indicavano che "il nucleo era apparentemente diventato a forma di barra ed era accompagnato da un raggio luminoso di coda". (vedi sotto).


La cometa Lovejoy è riemersa come oggetto visibile ad occhio nudo nell'emisfero australe intorno al 21-22 dicembre, quando l'astronauta Dan Burbank l'ha fotografata dalla Stazione Spaziale Internazionale (vedi sotto). 
I fotografi terrestri hanno continuato a catturare immagini della cometa, che si era attenuata fino a circa la 4a magnitudine. Mentre la Lovejoy avrebbe continuato a essere visibile agli osservatori dell'emisfero australe fino all'inizio del 2012, sarebbero stati necessari grandi telescopi per vedere la cometa prima che entrasse nell'emisfero settentrionale a febbraio.


Marco Goiato (Aracatuba, Brasile) ha visto la cometa con un binocolo 20x100 il 20 e ha dato la magnitudine di 1.2. Il coma era fortemente condensato. Il 21, la cometa è stata vista indipendentemente da Reginaldo Nazar (Agudos do Sul, Parana, Brasile) e Jose Guilherme de Souza Aguiar (Campinas, Brasile). Hanno dato la magnitudine come 2.0 e 2.1, rispettivamente. Nazar ha notato che il coemt era moderatamente condensato e largo 10', mentre la coda si estendeva di 15 gradi. Il 22, Chris Wyatt (Bendemeer, New South Wales, Australia) ha visto la cometa usando un binocolo 7x50 e ha detto che la coda era lunga circa 14 gradi. David Herald (Murrumbateman, Australia) ha visto per la prima volta la cometa circa mezz'ora prima che la sua testa fosse dovrebbe salire. Notò che erano visibili 10 gradi della coda, con una luminosità superficiale”.


Sono state segnalate numerose osservazioni per il 26 dicembre. Vello Tabur (Boorawa, New South Wales, Australia) ha affermato che la cometa si era notevolmente sbiadita, ma era ancora un oggetto facile a occhio nudo. Ha detto che "la coda era più debole della vicina Via Lattea ed è ora solo leggermente più luminosa della SMC [Small Magellanic Cloud]". David Seargent (Cowra, New South Wales, Australia) ha affermato che la magnitudine della testa della cometa era di 5,3, mentre la coda era lunga circa 37 gradi. John Drummond (Gisborne, Nuova Zelanda) ha fotografato la cometa e ha detto che la coda era lunga 38 gradi. Ha aggiunto che la coda mostrava una "debole tonalità verdastra che iniziava dal basso e saliva dritta fino quasi alla cima".
Andrew Pearce (Lockington, Victoria, Australia) ha osservato la cometa il 28 dicembre. Ha detto che la coda era lunga 30 gradi e ha notato: "Ciò che colpisce di più è la sua estrema rettilineità". 
Ha aggiunto che: '' la testa era praticamente inesistente ".

Foto di Andrew Wall (Dublino, Australia Meridionale, Australia) che ha ottenuto questa immagine widefield che mostra la cometa il 23 dicembre. Stava usando un obiettivo Canon 17-40mm ).

Frammentazione del nucleo:
Dopo il perielio è stata espressa una certa preoccupazione che le sollecitazioni indotte nella cometa dal suo avvicinamento al Sole potessero provocare la sua disintegrazione. Il fatto che gli osservatori non fossero in grado di localizzare un nucleo distinto in mezzo alla coda più visibile ha favorito questa idea; ma utilizzando le osservazioni dell'Osservatorio Pierre Auger , Zdeněk Sekanina e Paul Chodas hanno determinato che, mentre il nucleo è sopravvissuto al perielio per diversi giorni, a seguito di una significativa esplosione di polvere il 19 dicembre, il nucleo ha subito un evento di "frammentazione cataclismica" il 20 dicembre ed è completamente scomparso.

Origine:
Un'orbita ellittica calcolata da Sekanina e Chodas nel 2012 indica che la cometa Lovejoy è un frammento di un sungrazer non registrato che raggiunse il perielio intorno al 1329 e che sarebbe un frammento secondario della cometa del X/1106 C1.
Anche questo secondario si è diviso al perielio e il suo frammento principale tornerà intorno al 2200, probabilmente come un gruppo di ulteriori frammenti. Ma un frammento secondario di questo evento è rimasto su un periodo più breve che teoricamente lo ha riportato nel sistema solare interno durante i primi anni del 21° secolo. Si ritiene che ad un certo punto dopo il perielio del 1329, questo frammento secondario si è rotto a causa di forze non di marea e uno dei frammenti risultanti è diventato la cometa Lovejoy. Potrebbero esistere anche altri frammenti simili e potrebbero tornare come sungrazer nel prossimo futuro.

Parametri orbitali:
La prima orbita parabolica è stata calcolata da GV Williams il 2 dicembre 2011. Ha preso 31 posizioni dal periodo compreso tra il 1-2 dicembre 2011 e ha determinato la data del perielio come 16 dicembre 2011. La distanza del perielio è stata data come 0.0059 AU. Questa distanza e gli aspetti angolari dell'orbita indicavano che si trattava di un sungrazer di Kreutz.
Il Minor Planet Center ha rilasciato un'orbita rivista il 5 dicembre che ha mostrato solo una leggera variazione nei parametri. La data del perielio è stata data al 15,99 dicembre 2011, mentre la distanza del perielio era di 0,0056 AU. Questo si basava su 40 posizioni del periodo 1-4 dicembre.
La prima orbita ellittica è stata pubblicata da Williams l'11 dicembre, usando 91 posizioni dal 27 novembre all'8 dicembre, Williams ha calcolato una data del perielio del 16 dicembre, una distanza del perielio di 0,0055 e un periodo di circa 377 anni. Una revisione è stata pubblicata da Williams il 16 dicembre. Ciò ha esteso l'arco osservativo di due giorni e ha determinato la data del perielio come 16 dicembre, la distanza del perielio come 0,0056 e il periodo come circa 680 anni. K. Kinoshita ha pubblicato un'orbita ellittica il 17 dicembre, che ha usato la posizione 94 dal periodo dal 27 novembre al 10 dicembre. Ciò ha dato la data del perielio al 16 dicembre e il periodo a circa 681 anni.
Ma lo studio più recente utilizzando una soluzione con epoca 2050, si stima che la cometa Lovejoy abbia un'orbita di circa 622 anni e farà un ritorno al perielio intorno all'anno 2633.
Caratteristiche orbitali
EpocaJD 2455901.5
(6 dicembre 2011)
Afelio157,36±0,50 UA
Perielio0,00555 UA
Semiasse maggiore78,68±0,25 UA
Eccentricità0,99993
Periodo orbitale~622 anni
(epoca 2050)
massima 
velocità orbitale
565 km/s
Inclinazione134,36°±0,002°
Longitudine de 
Nodo ascendente
326.369°
Argomento del
perielio
53.5092°
Anomalia media359.986°
Diagramma dell'orbita - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 2013
C/2011 L4 (PANSTARRS)

La C/2011 L4 (PanSTARRS) è una cometa che era visibile ad occhio nudo in Europa nel marzo/aprile 2013 . Per la sua luminosità è annoverata tra le " Grandi Comete ".

J. Champagne ha acquisito questa immagine il 12 marzo 2013 UT utilizzando una Canon XTi modificata e un obiettivo Tamron AF 75-300 impostato su 300 mm e f/7.1. L'esposizione era di 2,5 secondi a ISO 1600 ).

Scoperta:
La cometa è stata scoperta per la prima volta da un team guidato da R. Wainscoat su immagini scattate il 6 giugno 2011 nell'ambito del programma Pan-STARRS con il telescopio PS1, un Ritchey-Chretien da 1,8 m ad Haleakalā (Hawaii). 
La sua luminosità a questo punto era di circa +19,5 mag , ed era circa 7,9 UA dal Sole, al di là dell'orbita del pianeta Giove . Il giorno seguente, la scoperta è stata confermata con ulteriori immagini dal telescopio Canada-France-Hawaii di 3,6 m sul Mauna Kea. 
La cometa è stata successivamente trovata su diverse fotografie scattate precedentemente da vari astronomi il 24 e il 30 maggio. 
S. Larson (Mt. Lemmon Survey, Arizona, USA) ha riferito che C/2011 L4 era localizzata su quattro immagini acquisite utilizzando il riflettore da 154 cm e una camera CCD tra il 24,31 e il 24,33 maggio, ed ha dato la magnitudo come 18,9-19,2. 
Hidetaka Sato (Tokyo, Giappone) aveva acquisito due immagini della cometa periodica 174P il 30 maggio utilizzando il suo riflettore da 25 cm e una camera CCD. Dopo la scoperta di C/2011 L4, ha notato che era passato piuttosto vicino a 174P, e dopo aver ricontrollato le sue immagini, ha localizzato la nuova cometa che brillava di magnitudine 18,6-18,8. 
La cometa aveva raggiunto un allungamento solare massimo di 176 gradi il 27 maggio. Intorno alla metà di giugno, quattro immagini aggiuntive della cometa sono state individuate su immagini che erano state acquisite da Pan-STARRS 1 tra il 21,43 e il 21,48 maggio. 
La magnitudo è stata valutata come 19,5-19,9.

G. Sostero ed E. Guido (Italia), hanno acquisito questa immagine il 7 giugno 2011 utilizzando un telescopio remoto presso l'Osservatorio Tzec Maun (Nuovo Messico, USA). Il telescopio era un riflettore di 35 cm con una camera CCD attaccata. Per questa immagine sono state combinate un totale di 14 esposizioni di tre minuti ).

Osservazioni:
La cometa è stata ampiamente osservata durante il resto di giugno quando gli osservatori di tutto il mondo si sono affrettati ad acquisire osservazioni di questa cometa potenzialmente interessante. Telescopi di varie dimensioni, diversi tipi di camere CCD e una varietà di tempi di esposizione hanno rivelato la magnitudine nucleare della cometa compresa tra 17,1 e 20,3, con una media di 18,9. 
La cometa si è spostata verso nord dopo la sua scoperta e ha raggiunto una declinazione di -16,4 gradi l'11 luglio. Poi ha girato verso sud. 
La cometa si è lentamente illuminata durante questo periodo ed è stata seguita fino al 16 ottobre 2011, dopodiché si è persa nel bagliore del sole. La magnitudo nucleare è stata quindi data a 17,7.
Dopo essersi spostata verso sud da metà luglio 2011, la cometa ha raggiunto una declinazione di -25,9 gradi il 28 maggio 2012 e poi ha iniziato un movimento verso nord. 
Era poi uscita dal bagliore del Sole ed è stata catturata il 13 gennaio 2012 dagli osservatori utilizzando il Siding Spring-Faulkes Telescope South (Nuovo Galles del Sud, Australia), momento in cui la magnitudine totale è stata data come 16,3. 

(Immagini di PANSTARRS acquisite da Leonid Elenin il 14 luglio 2012 a sinistra, e il 9 agosto a destra).

La prima osservazione visiva da parte di un astronomo dilettante è stata fatta il 28 marzo, quando JJ Gonzalez (Leon, Spagna) ha visto la cometa usando il suo riflettore di 20 cm, dando la magnitudine di 14,6 e il diametro della chioma di 0,3 minuti d'arco. 
Gli osservatori visivi hanno continuato a seguire la cometa mentre si illuminava a circa magnitudine 12 entro la fine di giugno, 11,5 entro la fine di luglio e 11,0 entro la fine di agosto. 
Dopo essersi spostata verso nord dalla fine di maggio, la cometa ha raggiunto una declinazione di -24. 9 gradi il 4 agosto 2012 e poi ha iniziato un movimento sud. 
L'ultima osservazione prima che la cometa entrasse nel bagliore del Sole fu di A. Amorim (Florianopolis, Brasile). Ha visto la cometa il 7 ottobre 2012, usando il suo riflettore di 18 cm e ha stimato la magnitudine come 10,0.

La cometa ha raggiunto un allungamento solare minimo di 12 gradi il 27 novembre 2012. 
Una delle prime immagini acquisite mentre stava uscendo dal crepuscolo è arrivata da Rob Kaufman (Bright, Victoria, Australia) il 18 dicembre. La cometa sembrava essere di circa magnitudine 9,5 . 
La prima osservazione visiva fatta dopo l'uscita dal crepuscolo è stata di Amorim il 24 dicembre. 
Ha visto la cometa usando il suo riflettore di 18 cm quando si trovava a un'altitudine di soli 8,5 gradi. Ha stimato la magnitudo come 8,1 e ha detto che il coma era di 1 minuto d'arco. 
Terry Lovejoy (Australia) è riuscito ad acquisire diverse osservazioni CCD con il suo riflettore da 20 cm nelle settimane successive, dando la magnitudine di 9,0 il 24 dicembre, 8,6 il 1 gennaio 2013 e 8,4 il 6 gennaio. che il diametro del coma è aumentato da 1.1' a 2.1'. 
Il 7 gennaio, Willian Souza (San Paolo, Brasile) ha visto la cometa usando il suo rifrattore di 10 cm, riportando una magnitudine di 8,0 e un coma di 2' di diametro. 
Amorim ha fatto diverse osservazioni durante il resto di gennaio. Usando un rifrattore di 7 cm, ha riferito generalmente che la cometa si è illuminata da 8,7 il 12 a 7,1 entro il 30, con diametri del coma generalmente di 2-3 minuti d'arco. 
Chris Wyatt (Walcha, New South Wales, Australia) ha osservato la cometa utilizzando un binocolo 11x70 e ha riferito che è passata da 8,4 l'8 a 6,5 ​​entro il 31, mentre il diametro della chioma era compreso tra 3,9' e 6,1' entro il 30, con diametri del coma generalmente 2-3 minuti d'arco.

La cometa ha raggiunto l'elongazione solare massima di 35 gradi il 2 febbraio 2013 e ha raggiunto una declinazione sud di -46 gradi il 5 febbraio, prima di girare verso nord.
La cometa è passata nel punto più vicino alla Terra (1,10 UA) il 5 marzo 2013 ed era al perielio (0,30 UA) il 10 marzo. 
È quindi stata finalmente avvistata dagli osservatori nell'emisfero settentrionale nella notte tra il 9 e il 10 marzo. Mike Linnolt (Ocean View, Hawaii, USA) ha visto la cometa con un binocolo 7x35 il 10.21 marzo, quando si trovava a 5 gradi sopra l'orizzonte. Ha stimato la magnitudine come -1,0 , notando un coma di 2 minuti d'arco di diametro e una coda lunga 0,25 gradi. JJ Gonzalez (Llanfranc, Girona, Spagna) ha visto la cometa usando un binocolo 10x50 il 10 marzo e ha dato la magnitudine +1.4. 
Ha detto che il coma era largo 2,5 minuti d'arco, mentre la coda era lunga 0,3 gradi. 
La cometa era allora ancora visibile agli osservatori dell'emisfero australe. Una stima di magnitudo di Wyatt il 10 marzo, utilizzando un binocolo 7x50, era di -0,3, quando la cometa si trovava a soli 1,3 gradi sopra l'orizzonte. Notò anche che il coma aveva un diametro di 2 minuti d'arco, mentre la coda era lunga 15 minuti d'arco verso est-sudest. La cometa ha raggiunto l'elongazione solare minima di 15 gradi l'11 marzo.


Dopo una breve pausa al passaggio del sole, la cometa si è potuta osservare nuovamente da metà marzo al tramonto con una luminosità di +1 mag, mostrava una coda lunga 3°. 
La cometa si è spostata ulteriormente nel cielo settentrionale , in modo che potesse essere osservata sempre meglio nell'emisfero nord, allo stesso tempo la sua luminosità è diminuita nuovamente, in modo che potesse essere vista ad occhio nudo per l'ultima volta averso la fine di Aprile. 
All'inizio di aprile era stato osservato vicino alla Galassia di Andromeda.
La cometa ha raggiunto la sua declinazione più settentrionale di +85,2 gradi il 28 maggio 2013.
A giugno la luminosità era scesa a circa 9 magnitudini, ma la cometa poteva ancora essere osservata telescopicamente fino ad agosto 2014.

M. Jäger ha acquisito questa immagine il 19 marzo 2013, UT, utilizzando un rifrattore Leica Apo da 180 mm e una camera CCD Sigma 6303. Un totale di cinque esposizioni di 120 secondi sono state impilate per produrre questa immagine ).

Valutazioni scientifiche:
A una distanza dal sole superiore a 4 UA, sono state effettuate misurazioni fotometriche sulla cometa , con le quali è stato possibile misurare il tasso di perdita di polvere e il raggio della cometa.
Con la telecamera Solar Wind Anisotropies (SWAN) a bordo del Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), sono state effettuate registrazioni da fine gennaio a fine aprile 2013, da cui il tasso di produzione di acqua in funzione della distanza della cometa dal Sole è stato derivato. È stato riscontrato un tasso di produzione più elevato prima del passaggio del perielio rispetto a dopo.
Con lo spettrometro ACIS sul telescopio a raggi X Chandra , è stata osservata l'emissione della cometa nell'aprile 2013; è stata rilevata una regione che emette solo luce a raggi X diffusa.
All'Osservatorio astronomico GV Schiaparelli sul monte Campo dei Fiori in Italia , sono stati ottenuti spettri ad alta risoluzione della luce della cometa da cui è stata determinata la presenza di sodio e potassio e loro relativa relazione. Il litio non è stato trovato.
Un valore inferiore per il diametro della cometa di 2,4 ± 0,3 km è stato derivato dalla curva di luce della cometa.

Determinazione dell'orbita:
La cometa è stata scoperta a una distanza di quasi 7,9 UA dal sole, il che, secondo gli astronomi, può rendere difficile la determinazione dell'orbita per alcune settimane. Fortunatamente, le immagini pre-scoperta sono state rapidamente identificate dopo l'annuncio iniziale della scoperta della cometa. 
Ciò ha consentito a GV Williams di pubblicare un'orbita l'8 giugno 2011 (due giorni dopo la scoperta effettiva) basata su 34 posizioni che coprono il periodo dal 24 maggio all'8 giugno 2011. 
Il risultato è stato una data per il perielio del 17,12 aprile 2013 , ma man mano che si rendevano disponibili ulteriori posizioni, l'orbita veniva aggiornata, fino al risultato dell'8 luglio 2011 che ci forniva la data del 11,06 marzo 2013 per il perielio, ma tutte queste orbite, comunque indicavano un aspetto interessante, nel giorno del perielio la cometa si sarebbe trovata a soli 0,30 UA dal Sole, il che indicava la possibilità di una cometa brillante.

Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita iperbolica temporanea è stata determinata da 5413 dati di osservazione su un periodo di 3 anni , e risulta che è inclinata di circa 84,208197° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 333,65164° , ed una Longitudine del nodo ascendente di 65,65589°.
L'orbita della cometa è quasi perpendicolare al piano orbitale dei pianeti. 
Nel punto più vicino al Sole ( perielio ), attraversato dalla cometa il 10 marzo 2013, si trovava a circa 45,1 milioni di km (0,301544 UA) dal Sole ed era quindi leggermente all'interno del raggio dell'orbita di Mercurio . 
Il 28 gennaio si era già avvicinata a Venere fino a circa 109,6 milioni di km e il 4 marzo ha superato Mercurio ad una distanza di circa 84,3 milioni di km. L'approccio più vicino al nostro pianeta lo ha raggiunto il 5 marzo abbastanza da lontano a una distanza di circa 1,10 AU / 164,1 milioni di km. Dopo il passaggio del perielio, c'è stato un altro passaggio davanti a Venere il 12 marzo a una distanza di circa 112,5 milioni di km e il 13 marzo la cometa si è avvicinata a Marte fino a circa 189,3 milioni di km.

( Diagramma orbitale - JPL ).

Evoluzione orbitale:
Con gli elementi orbitali afflitti da una certa incertezza, e senza tener conto delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva un'eccentricità di poco inferiore a 1,0000 molto prima del passaggio attraverso il sistema solare interno del 2013 , la sua orbita quindi era quasi parabolica . 
Il suo periodo orbitale era, con un semiasse maggiore di oltre 30.000 UA (circa mezzo anno luce), nell'arco di diversi milioni di anni. 
La cometa proveniva dalla nube di Oort e forse ha sperimentato il suo primo passaggio attraverso il sistema solare interno come una cometa "giovane dinamica". 
Questo potrebbe spiegare anche il suo forte aumento di luminosità quando si è avvicinata al Sole. 
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa dei passaggi relativamente ravvicinati di Saturno l'11 febbraio 2012 a circa 6 Ua di distanza, a Giove il 16 marzo 2013 a circa 4 UA di distanza, e di nuovo su Saturno il 16 gennaio 2015 a una distanza di circa 7 ¼ UA, la sua eccentricità orbitale è stata ridotta a circa 0,99987 e il suo semiasse maggiore a circa 2250 UA, in modo che il suo periodo orbitale si sia accorciato a circa 107.000 anni.
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LA GRANDE COMETA del 2020
C/2020 F3 (NEOWISE)

Introduzione;
La C/2020 F3 (NEOWISE) è una cometa osservabile ad occhio nudo nel corso del 2020.
Ha raggiunto il perielio il 3 luglio ed il suo punto più vicino alla Terra il 23 luglio.
Ed è stata ben visibile ad occhio nudo e durante il perielio la cometa ha raggiunto la magnitudine di +0,9 diventando quindi classificabile come ''Grande Cometa''.

Cometa C/2020 F3 (NEOWISE) fotografata alle 4:10 da Lastra a Signa (Firenze, Italy). Somma di 60x2s + 30x1s. Telescopio newton 200/800 su montatura equatoriale. Camera astronomica CMOS. Campionamento: 1,19 arcsec/px. Opera propria. Autore: Maurizio Berti ).

Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 27 marzo 2020 dal telescopio spaziale NEOWISE, mentre era un oggetto di 18a magnitudine, situato a 2 AU di distanza dal Sole e a 1,7 AU (250 milioni di km) di distanza dalla Terra nella costellazione della Poppa. 

( La cometa fotografata da Salt Lake City ).

Osservazioni:
Alla data della scoperta si trovava nella costellazione australe della Poppa, muovendosi in direzione del Cane Maggiore. Ha attraversato l'eclittica il 1º luglio nella costellazione dell'Ariete ed è giunta al perielio nella costellazione di Auriga
Alla minima distanza dalla Terra si trovava nell'Orsa Maggiore ed infine ha riattraversato l'eclittica in novembre nella costellazione dello Scorpione


All'inizio di luglio, la cometa NEOWISE si era illuminata fino alla magnitudine 1, di gran lunga superiore alla luminosità raggiunta dalle precedenti comete, C/2020 F8 (SWAN) e C/2019 Y4 (ATLAS) . A luglio, aveva anche sviluppato una seconda coda. 
La prima coda era blu ed era composta da gas e ioni che si estendono per quasi 70° dal suo nucleo. 
C'è anche una separazione rossa nella coda causata da elevate quantità di sodio che era quasi allungata di 1° ed è stata confermata dalla struttura Input/Output del Planetary Science Institute. 
Le code di sodio sono state osservate solo in comete molto luminose come Hale-Bopp e C/2012 S1 (ISON). 
La seconda coda gemella è di colore dorato ed è fatta di polvere allungata di quasi 50°, come la coda della cometa Hale-Bopp . 
Secondo la British Astronomical Association , la cometa si è illuminata da una magnitudine di circa 8 all'inizio di giugno a -2 in primi di luglio. Questo la renderebbe più luminosa di Hale-Bopp. 
Tuttavia, poiché era molto vicino al Sole, è stata segnalata come magnitudine 0 o +1 ed è rimasto così luminosa solo per pochi giorni. Dopo il perielio, la cometa ha iniziato a svanire, scendendo alla magnitudine +2. La sua attività del nucleo è diminuita dopo la metà di luglio, e il suo coma verde è stato chiaramente visibile dopo.

( Foto di Davide Batzella - Cometa C/2020 F3 (NEOWISE) il 19 luglio 2020 a Villanovaforru (Sardegna) Italia ).

Dati fisici:
La NASA stima che il diametro del nucleo della cometa sia di circa 5 km.
Il 14 agosto 2020, il periodo di rotazione della cometa è stato segnalato di 7,58 +/- 0,03 ore.

C/2020 F3 (NEOWISE) fotografata dalla Germania il 14 luglio 2020 ).

Parametri orbitali:
La cometa ha un'orbita retrograda, determinata da 1427 dati di osservazione su un periodo di 187 giorni, con un'eccentricità di 0,9991762±0,000023 e una forte inclinazione rispetto all'eclittica di 128,938°, con un Argomento del perielio di 37,278655°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 61,010427°.
L'afelio attualmente è situato ben oltre la Fascia di Kuiper a circa 726 UA. 
Ha raggiunto il perielio il 3,679 luglio, passando a 0,29465 UA (44 milioni di km) dal Sole.
Il 12 luglio ha superato Mercurio, a circa 58,5 milioni di km di distanza, e Venere a una distanza di circa 86,1 milioni di km il 14 luglio. Il 16 luglio era nel punto più vicino a Marte a circa 174,4 milioni di km e il punto della sua orbita più vicino alla Terra, lo ha passato il 23 luglio quando si trovava a circa 0,69 UA (103 milioni di km) di distanza dal nostro pianeta.

( Diagramma orbitale in data 13 luglio 2020 -JPL ).

Variazioni orbitali:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali, e senza tener conto delle forze non gravitazionali, la sua orbita aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99892 e un semiasse maggiore di circa 274 UA prima di questo passaggio nel sistema solare interno del 2020 , quindi il suo periodo orbitale era di circa 4540 anni. Pertanto, il precedente passaggio attraverso il sistema solare interno potrebbe essere stato intorno all'anno 2517 a.C. (Astronomico -2516, incertezza ± 4½ anni).

A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare con i passaggi relativamente ravvicinati di Giove il 20 settembre 2020 a una distanza di circa 4 ¼ AU e su Saturno l'8 novembre 2020 a una distanza di circa 9 AU, la sua eccentricità orbitale adesso è di circa 0,99920 e il suo semiasse-maggiore si è allargato a circa 363 UA, in modo che il periodo orbitale sia aumentato a circa 6920 anni. 
Quando l'astro raggiungerà il punto della sua orbita più lontano dal sole (afelio) intorno all'anno 5480 , sarà a circa 109 miliardi di km dal sole, oltre 726 volte la terra e 24 volte Nettuno. La sua velocità orbitale all'afelio sarà quindi solo di circa 0,031 km/s, rispetto ai 77,6 km/s al perielio del 2020. 
Il prossimo perielio della cometa avrà luogo probabilmente intorno all'anno 8941 (incertezza ± 9 anni).
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A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.


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