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Fred Whipple formulò la teoria cometaria che trova ancora oggi la validità scientifica più rilevante, sebbene gli studi siano ancora in fase di progresso.
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%).
ELENCO DELLE GRANDI
COMETE STORICHE
( Foto di Robert Burnham Jr. del 27 aprile 1960, Lowell Observatory ).
Analisi spettrale:
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( Diagramma dell'orbita al momento del perielio - JPL ).
( Diagramma orbitale luglio 2021 - JPL ).
( Cometa Humason 1962 VIII, esposizione di 10 minuti su lastra Kodak 103a-O, 1,270 settembre 1962. Fotografia di CE Kearnes e K. Rudnicki con 48 pollici Schmidt al Palomar Observatory, California ).
( Cometa Humason 1962 VIII, esposizione di 10 minuti su lastra Kodak 103a-O, 4,269 settembre 1962. Fotografia di CE Kearnes e K. Rudnicki con 48 pollici Schmidt al Palomar Observatory, California ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( Diagramma dell'orbita e posizioni al perielio del 1 aprile 1962 - JPL ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
(La cometa fotografata dalla Stazione di Flagstaff dello U.S. Naval Observatory il 21 marzo 1963).
( Foto di McClure - California 16/09/1963 ).
( Diagramma dell'orbita e posizione dei pianeti al momento del perielio - JPL ).
LINK : '' Photoelectric measuremet of comet Ikeya 1964f ''.
( Diagramma orbitale al momento della scoperta - JPL ).
( La cometa Ikeya Seki fotografata il 30 ottobre 1965 da James W. Young - TMO/JPL/NASA ).
( 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. ).
( 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° ).
( Diagramma orbitale frammento A - JPL ).
( Fotografia ottenuta da Z. Pereyra con il telescopio astrografico nella notte del 5-6 luglio 1967 (exp. 11 min). Numerosi dettagli possono essere visti sulla sua coda ).
( Isofote realizzate per lo studio della coda della cometa, pubblicate nel Comet-Solar Wind Atlas ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( 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 ).
( Questa immagine è stata ottenuta da David Strange la mattina del 7 aprile 1970 ).
( 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 ).
( Diagramma dell'orbita al passaggio al perielio del 20 marzo 1970 - JPL ).
( Foto di HM Maitzen, A. Moffat e HE Schuster (La Silla, Cile) ).
( Diagramma orbitale con le posizioni al 17 maggio 1970 - JPL ).
( Cometa Kohoutek l'11 gennaio 1974 ).
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.
( La cometa Kohoutek fotografata da un astronauta a bordo dello Skylab ).
( Appunti osservativi del 25 marzo 1974 ).
( Le osservazioni di Lorenzi e Ferreri sono state fatte presso l'Osservatorio di Pino Torinese ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( Foto di T. Seki del 7,6 luglio 1975 - La cometa è a sinistra del centro, ed era a circa mezzo grado dall'ammasso globulare M2 - Luminosità stimata in +7,5 mag ).
( Nella Foto di John Sanford del 12 luglio 1975, con una esposizione di 7 minuti la cometa risulta mossa rispetto alle stelle, mentre si muoveva di 1,4' verso nord ).
( Foto di Chris Schur del 29 luglio 1975 ).
( Foto di John Laborde fatta in California il 30 luglio 1975 - 04h 55 min UT, la coda risulta lunga all'incirca un grado ).
( Foto di Jim e Karen Young del 2 agosto 1975 ).
( Foto di John Sanford presso Orange County (California) del 3 agosto 1975, mente si trovava vicina a Mizar ed Alcor del Gran Carro dell'Orsa Maggiore ).
( Foto di Friedrich Seiler fatta a Monaco di Baviera (Germania Ovest) l'8 agosto 1975, mentre la cometa mostra una coda di circa 4 gradi ).
( 2 Foto del 10 e 11 agosto 1975 vicino alla galassia M106 nell'Orsa Maggiore ).
( Diagramma orbitale al passaggio ravvicinato alla Terra del 21 luglio 1975, mentre si trovava ad una distanza di 0,259 UA - JPL ).
( Animazione dell'orbita ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( Foto di Mario Monaco, gruppo astrofili savonesi GAS - data: 19 agosto 1982 - luogo: Cugn de Goria, Elva (CN) - Celestron Schmidt camera 8" f 1/5 - 3M 400 ISO diapositiva ).
( 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 ).
( Fotografo: Russell E. Milton; Pellicola: Kodacolor 400; Obiettivo: Pentax 200mm f/4; Esposizione: 35 minuti; Inseguimento: telescopio Celestron-5 ).
( Analisi spettrale - International Ultraviolet Explorer ).
( Diagramma orbitale al 16 maggio 1983 - JPL ).
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( Foto di Danilo Pivato, Mt. Astore (Roma), 18 ottobre 1987 ).
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( Foto di Danilo Pivato, Mt. Argentario (Grosseto), 17 novembre 1987 ).
( Diagramma orbitale al perielio dell'11 settembre 1989 - JPL ).
( 3 novembre 1989 ).
Runar Lunde si è impegnata a chiamare il Central Bureau of Astronomical Telegrams, (CBAT) Cambridge, Massachusetts, USA, per riferire sulla nuova cometa. CBAT è l'agenzia internazionale che riceve e diffonde i rapporti sulle scoperte nel cielo stellato. Devo ammettere che ero molto entusiasta di quello che aveva da dire Runar Lunde, quando mi ha richiamato dopo circa 20 minuti.
( Diagramma orbitale al momento della scoperta - JPL ).
( Questa foto è una riproduzione di una lastra fotografica, ottenuta con il telescopio Schmidt dell'ESO a La Silla la sera del 24 febbraio 1990 ).
( Getto osservato al NTT del ESO, il 9 febbraio 1990 ).
( Diagramma Orbitale al perielio - JPL ).
( Disegno di Albino Carbognani ).
( Questa immagine è stata ottenuta il 24,74 novembre 1992 UT con la fotocamera Schmidt da 171/200 / 257mm ).
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IMPATTO su GIOVE offerto da MEDIA INAF
Il primo impatto avvenne alle 20:13 UTC del 16 luglio 1994, quando il frammento A del nucleo colpì l'emisfero meridionale del pianeta ad una velocità di 60 km/s. Gli strumenti a bordo della sonda Galileo rilevarono una palla di fuoco che raggiunse la temperatura di 24000 K, prima di espandersi e raffreddarsi a 1500 K in circa 40 secondi. Il pennacchio raggiunse una altezza di circa 1000 km.
( Segni lasciati dal frammento G ).
( 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° ).
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).
Il fortuito incontro con la sonda Ulysses:
( La cometa nella sera del suo massimo avvicinamento, il 25 marzo 1996 ).
( 27 marzo 1996 - JPL ).
( Diagramma orbitale, agosto 2021 - JPL ).
( Foto di Tim Puckett (Puckett Observatory, Georgia) il 23 ottobre. È un composito CCD basato su 30 esposizioni di un minuto. Ha usato un riflettore da 30 cm e una fotocamera ST6 ).
( Curva di luce tratta dal sito di Seiichi Yoshida , la linea blu indica la previsione iniziale, mentre quella rossa riporta quello che fu il reale andamento ).
( Aprile 1997 ).
( Immagini HUBBLE del 5 ottobre 1995 ).
( 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).
( Percorso in cielo ).
( Immagine della cometa mentre era a 2 miliardi di km dal Sole ).
( Passaggio al perielio - 31 marzo 1997 ).
( Questa immagine è stata ottenuta a Mauna Kea il 4.6 marzo 1997 da Karen J. Meech, Olivier R. Hainaut e J. Bauer. È stato ottenuto con il riflettore Keck II da 10 m e una camera CCD LRIS. In questa immagine le stelle sono trascinate e la cometa appare come un punto simile a una stella vicino al centro ).
( Curva di luce dell'apparizione 1997-98 ).
( 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 ).
( Curva di luce ).
( Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).
Aggiornato il 01/11/2023
Le grandi comete storiche capitolo 6
Dall'inizio dell'ERA SPAZIALE nel 1957 al 2000 .
Dall'inizio dell'ERA SPAZIALE nel 1957 al 2000 .
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.
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.
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
DELL'ERA SPAZIALE (parte prima):
Dal 1957 fino al 2000.
Dal 1957 fino al 2000.
(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 COMETA del 1960
C/1959 Y1 (BURNHAM)
La C/1959 Y1 (Burnham) è una cometa iperbolica che è stata osservata anche ad occhio nudo durante la primavera del 1960, toccando la luminosità massima di +3,5 mag con una coda di 11°.
Scoperta:
Fu scoperta da Robert Burnham Jr. il 30 dicembre 1959, presso l'Osservatorio Lowell a Flagstaff in Arizona, USA, mentre era di magnitudine +10. Si trattò della sua 5a cometa scoperta.
Osservazioni:
La cometa ha raggiunto alla fine di marzo 1960, luminosità di circa +6.0 mag.
Ad aprile è stata visibile ad occhio nudo per circa 2 settimane come oggetto di circa 4° magnitudine, ed il 27 aprile 1960 ha superato la Terra a una distanza di soli 30 milioni di km circa (0,204 UA).
Fino all'inizio di maggio la luminosità è diminuita di circa 2 magnitudini, per poi diminuire drasticamente in seguito, e a metà giugno 1960 era solo di 17a magnitudine.
La Burnham aveva sviluppato una coda di plasma lunga e stretta.
Galleria fotografica:
Bibliografia:
Bennett, J. C. (1960): Observations of Comet Burnham 1959k.
Monthly Notes of the Astron. Soc. Southern Africa 19, 60.
Beyer, M. (1972): Physische Beobachtungen von Kometen. XII.
Astronomische Nachrichten 286, 219-240.
Gilson, E. (1960): Observation de la magnitude visuelle apparente de la comète Burnham (1959k).
Ciel et Terre 76, 176-178.
Malaise, D. (1963): Photographic observations of the tail activity of Comet Burnham 1960 II.
Astronomical Journal 68 (8), 561-565.
Sekanina, Z. (1968): Anomalous Comet Burnham 1960 II.
Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia 19, 210-218.
Van Biesbroeck, G. & Marsden, B. G. (1963): Orbit of Comet 1960 II (Burnham).
Astronomical Journal 68 (8), 566-567.
Villermaux, J. (1960): La comète Burnham (1959 k).
L'Astronomie, 74, 273-275.
Weber, R. (1960): Observation de la Comète Burnham (1959 k).
L'Astronomie, 74, 229-230.
Wurm, Karl & Maffei, Paolo (1961): Über einige Schweifaufnahmen des Kometen Burnham 1959 k und des Kometen Morehouse 1908 III.
Zeitschrift für Astrophysik, 52, 294-299.
Parametri orbitali:
I calcoli fatti con una soluzione baricentrica fuori dagli influssi gravitazionali dei pianeti, ci dicono che la cometa si trova su una rotta iperbolica retrograda in espulsione dal sistema solare.
I calcoli ci forniscono un'orbita con un'eccentricità di 1,00014320 , e risulta che è inclinata di 159,603175° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 306,581750°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 253,431153° (Epoca 5 maggio 2254).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 20,99671638 marzo 1960 , mentre si trovava ad una distanza di 0,5044107473328405 UA dal Sole tra le orbite di Mercurio e Venere e molto vicina a quest'ultima.
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LA COMETA del 1961
C/1961 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 del semiasse maggiore 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.
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.
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LA GROSSA COMETA del 1961
C/1961 R1 (HUMASON)
La C/1961 R1 (Humason) è una cometa gigante, che non è stata visibile ad occhio nudo, ma la riteniamo importante in quanto si tratta di un grosso oggetto nelle sue dimensioni, la sua luminosità massima è stata di circa +7 mag ed è passata relativamente distante dalla Terra, toccando il minimo il 26 agosto 1962 a 1,469 UA di distanza, con un perielio ben oltre l'orbita di Marte.
Scoperta:
Fu scoperta il primo settembre del 1961 dall'astronomo statunitense Milton Lasell Humason.
Caratteristiche:
Essa è una cometa gigante, il suo diametro è stimato intorno ai +41 km, eccezionalmente ricca di CO, è molto più attiva di una normale cometa alla stessa distanza dal Sole, ha una magnitudine assoluta di +1,5 che è cento volte più luminosa di una cometa media.
La cometa è arrivata ad una luminosità massima di +7 mag, nell'ottobre 1962.
Il nucleo della cometa ha presentato variazioni di splendore, e tra il maggio ed il giugno 1964 ha avuto un outburst dalla 17,8a alla 10,0a magnitudine.
Aveva un aspetto insolitamente disturbato o "turbolento". Era anche insolita in quanto lo spettro della sua coda mostrava una forte predominanza dello ione CO+ , un risultato precedentemente visto senza ambiguità solo nella cometa Morehouse del 1908.
Parametri orbitali:
Un'orbita ellittica retrograda con un'eccentricità di 0,9896140999299063 è stata calcolata a partire da 80 dati osservativi in un arco di 1517 giorni (4,15 anni), risulta essere inclinata di 153,277926348577° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 233,5620381202127°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 155,4395411119972° (2000.0).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 10,21960452 dicembre 1962 , mentre si trovava ad una distanza di 2,133469730848697 UA dal Sole.
Il suo afelio si trova ad una distanza di 408,7061717927691 UA dal Sole, ben oltre il Disco Diffuso, quindi il suo semiasse maggiore dell'orbita risulta essere di 205,4198207618089 UA, da cui si ricava il suo periodo di rivoluzione intorno al Sole che corrisponde a 2944,229915798223 anni, il che fa si che ritornerà al prossimo perielio all'inizio dell'anno 4907.
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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.
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LA PRIMA COMETA del 1963
C/1963 A1 (IKEYA)
La C/1963 A1 (Ikeya) è la prima cometa che poteva essere osservata ad occhio nudo nel 1963 .
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +3 mag.
Si ritiene che precedentemente sia passata al perielio nel 1141.
Scoperta:
L' astronomo dilettante di 19 anni Kaoru Ikeya ha scoperto questa cometa la mattina del 3 gennaio 1963 ( ora locale ) con un telescopio da 20 cm autocostruito a Maisaka, Shizuoka .
Era la sua prima scoperta di una cometa e molte altre ne sarebbero seguite. Egli stimò che la luminosità della cometa fosse di +12 mag e fu in grado di confermare la sua scoperta con una nuova osservazione il giorno seguente. Ha informato l'Osservatorio Astronomico di Tokyo, dove la cometa è stata fotografata per la prima volta il 4 gennaio con una luminosità di +10 mag.
Al momento della sua scoperta, la cometa distava 1,6 AU dal Sole e 1,7 AU dalla Terra.
Osservazioni:
La cometa è aumentata di luminosità durante il mese e ha raggiunto circa +6 magnitudini entro la fine di gennaio. Fin dalla sua scoperta, la cometa era migrata verso sud nel cielo ed era quindi inizialmente preferita per essere osservata dall'emisfero australe .
La prima osservazione ad occhio nudo è stata probabilmente fatta da John Caister Bennett in Sud Africa il 9 febbraio ad una luminosità di circa +4 mag. Il 13 febbraio la cometa ha superato il polo celeste meridionale a una distanza di poco inferiore ai 3°.
Sebbene volasse più lontano verso il Sole, si è allontanata di nuovo dalla Terra da metà febbraio, quindi la sua luminosità è diminuita da +3 mag a metà febbraio a +4 mag entro la fine del mese.
La coda si poteva vedere lunga fino a 10° ma era generalmente pallida.
A marzo la cometa è stata osservata di nuovo anche nell'emisfero settentrionale , fino a quando non è stata vista l'ultima volta al tramonto del 25 marzo, poco prima della sua congiunzione con il Sole .
A causa della sua maggiore vicinanza al Sole, la sua luminosità è aumentata di nuovo a circa +3 mag e poi è scesa di nuovo sotto i +5 mag alla fine di marzo.
Una coda fino a 20° di lunghezza poteva essere catturata fotograficamente.
La cometa è stata ritrovata all'alba di metà maggio. George Alcock dall'Inghilterra ha segnalato la scoperta di una "nuova cometa" con una magnitudo di +9 mag il 19 giugno, ma era la cometa Ikeya.
A metà luglio, la luminosità della cometa era ancora di circa +10 mag e poi è scesa rapidamente. L'ultima osservazione è stata fatta il 12 ottobre da Elizabeth Roemer in Arizona con una luminosità di +19 mag.
Analisi scientifiche:
Il 5 e 6 marzo 1963, alcuni spettrogrammi della cometa sono stati registrati al Monte Palomar in California , e hanno mostrato le righe di emissione di CN, C2 e C3 .
Il rapporto degli isotopi 12C / 13C è stato determinato dalle intensità, ed il valore era in un intervallo paragonabile al valore presente sulla Terra, il che ha permesso di trarre alcune conclusioni sulla natura della composizione delle comete.
In ulteriori spettrogrammi ottenuti dalla cometa nel marzo 1963, si sono trovate anche righe di emissione che all'epoca non potevano essere identificate.
Passaggi ravvicinati:
Il 30 gennaio aveva superato Venere a una distanza di 92,0 milioni di km e il 13 febbraio era ad una distanza di 128,5 milioni di km da Marte .
La distanza più vicina alla Terra è stata raggiunta il 15 febbraio, a circa 48,9 milioni di km (0,33 AU). Il 4 aprile la cometa si è avvicinata a Mercurio fino a 57,4 milioni di km e il 10 maggio c'è stato un secondo avvicinamento a Venere fino a 91,2 milioni di km.
Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica è stata determinata da 76 dati di osservazione su un periodo di 281 giorni, e risulta che è inclinata di circa 160,648837° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 336,302578°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 53,219498°.
L'orbita della cometa è quindi leggermente inclinata rispetto al piano dell'orbita dei pianeti, ma percorre la sua orbita in senso opposto ( retrogrado ) ad essi.
Nel punto più vicino al Sole ( perielio ), attraversato dalla cometa il 21,475 marzo 1963, si trovava a 0,63214 UA / 94,6 milioni di km dal Sole ed era quindi appena entro il raggio dell'orbita di Venere.
Evoluzione dell'orbita:
Gli elementi orbitali, così come sono riportati nel JPL Small-Body Database e che non tengono conto delle forze non gravitazionali sulla cometa, provengono da Marsden dal 1971.
Marsden, Sekanina ed Everhart li usarono successivamente come base per calcolare l'orbita originale e futura della cometa. Secondo questo calcolo, molto prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1963, la sua orbita aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99276 e un semiasse maggiore di circa 87,8 UA, così che il suo periodo orbitale era di circa 822 anni. Quindi, il precedente passaggio del perielio potrebbe aver avuto luogo all'inizio del 1141 con un'incertezza ± 0,4 anni.
Nella sua cometografia, Pingré (1783, p.393) menzionò una cometa per l'anno 1141 senza ulteriori informazioni, se non un riferimento all'opera di Hevelius e Lubienski.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare attraverso l'avvicinamento a Giove l'8 giugno 1963 fino a 3 AU, a Saturno il 21 marzo 1964 a circa 6 ½ AU e a Nettuno il 29 novembre 1979 a circa 8 AU , la sua eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 0,99339 e il suo semiasse maggiore a circa 95,3 AU, così che il suo periodo orbitale è aumentato a circa 930 anni. Quando l'astro raggiungerà il punto più lontano dal Sole ( afelio), sarà a circa 28,4 miliardi di km dal Sole, 190 volte la Terra e oltre 6 volte Nettuno. La sua velocità orbitale nell'afelio sarà quindi solo di circa 0,18 km/s. Il prossimo perielio della cometa avverrà probabilmente nella prima metà dell'anno 2893, con un'incertezza di ± 0,5 anni.
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LA SECONDA COMETA del 1963
C/1963 F1 (ALCOCK 3)
La C/1963 F1 (Alcock) è una cometa non periodica, con la particolarità di avere delle MOID relativamente piccole con i pianeti Urano e Marte e di avere subito, nel corso di questo passaggio, la frammentazione del nucleo cometario.
Scoperta:
Fu scoperta il 19 marzo 1963, dall'astrofilo britannico George Eric Deacon Alcock, come annunciato da un telegramma della British Astronomical Association, dove si descriveva come un oggetto diffuso di 8a magnitudine, di circa 2' con una condensazione centrale, ed una coda inferiore ad 1°.
Si trovava a circa 2° a nord-ovest di Delta Cygni, con un lento movimento verso nord-ovest.
IAUC 1823 - [Nature p.138 vol.198 13 aprile 1963].
Osservazioni:
Inizialmente la luminosità della cometa si mantenne poco più bassa di quella prevista in base alle effemeridi con piccole oscillazioni, poi nel giro di alcune decine di ore, il 30 maggio 1963, raggiunse con una eruzione la magnitudine di +4,65, ma dopo sei giorni tornò a valori di poco superiori a quelli precedenti l'eruzione. Il 23 giugno fu vista con un nucleo sdoppiato in due frammenti di diversa luminosità, e qualche ora dopo il nucleo assunse una forma affusolata e si divise in cinque frammenti distribuiti su una distanza angolare di quasi 2,5'.
Intanto per via spettrografica veniva osservata un'intensa emissione delle righe dovute al C3, mentre le righe dovute al C2 si mostravano deboli, invece lo spettro del (falso) nucleo mostrava esclusivamente le righe dovute al CN.
[Fernand Baldet, La comète Alcock (1963 b), L'Astronomie, vol.77, p.364-365, ottobre 1963].
[Guido Chincarini, Observation of comet Alcock (1963b)] - LINK .
Parametri orbitali:
| DATI | |
|---|---|
| (all'epoca 2438160,5 - 11 maggio 1963) | |
| Semiasse maggiore | 792,320 UA |
| Perielio | 1,537 UA |
| Afelio | 1583,1 UA |
| Periodo orbitale | ≈ 22.300 anni |
| Inclinazione orbitale | 86,219° |
| Eccentricità | 0,998 |
| Longitudine del nodo ascendente | 43,465° |
| Argomento del perielio | 146,622° |
| Parametro Tisserand (TJ) | 0,108 (calcolato) |
| Ultimo perielio | 5 maggio 1963 |
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA TERZA COMETA del 1963
C/1963 R1 (PEREYRA)
La C/1963 R1 (Pereyra) è la seconda 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:
Zenon M. 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".
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.
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 PRIMA COMETA del 1964
C/1964 L1 (TOMITA-GERBER-HONDA)
La C/1964 L1 (Tomita-Gerber-Honda) è una cometa che era osservabile ad occhio nudo nel 1964.
L'orbita della cometa è vicina all'orbita di Venere entro poche migliaia di km, che è inferiore al diametro del pianeta. Le particelle di polvere della cometa che si muovono lungo la sua orbita dovrebbero quindi causare piogge di meteoriti regolari su Venere, ogni volta che Venere passa in quel punto della sua orbita circa ogni 225 giorni, le meteore entrano nell'atmosfera del pianeta a circa 80 km/s sul lato mattutino.
Scoperta:
Questa cometa è stata scoperta indipendentemente da tre osservatori:
- La mattina presto del 7 giugno 1964 (ora locale), Kōichiro Tomita la trovò alla Stazione Dodaira dell'Osservatorio Astronomico Nazionale del Giappone, e ne ha stimato la sua magnitudine a +6. A questo punto, la cometa era ancora a 0,75 UA dal Sole ea 0,97 UA dalla Terra .
- L'astronomo dilettante tedesco Friedrich Wilhelm Gerber era un pastore protestante a Lucas González in Argentina, l'8 giugno si è alzato presto per scaldare l'acqua per lavarsi i vestiti, e nel frattempo, ha voluto osservare il cielo con un piccolo binocolo quando ha trovato questa cometa, posizionò rapidamente il suo telescopio e distinse un oggetto sfocato con l'accenno di una coda.
- Minoru Honda era un esperto cacciatore di comete di Kurashiki, Okayama, che aveva già scoperto 8 comete, e durante una delle sue ricerche di routine la mattina presto del 10 giugno (ora locale) trovò anche lui questa cometa.
Osservazioni:
Nei giorni seguenti, le osservazioni di diversi osservatori in Australia, Sud Africa e Arizona hanno confermato la scoperta. Il 13 giugno la cometa è stata osservata per la prima volta ad occhio nudo in Sud Africa con una luminosità di circa +5 mag, la coda era lunga circa ¾°. Il 1° luglio, un osservatore in Texas ha riportato una magnitudo di +4,5 e una lunghezza della coda di 2°.
Fotografie e spettrogrammi della cometa furono scattati tra il 4 e il 10 luglio 1964 presso il Dipartimento di Astronomia dell'Università del Michigan, e le linee di CN e C2 furono rilevate in uno spettro della chioma, ma nessuna linea fu osservata nello spettro della coda.
La luminosità è poi diminuita di nuovo ed è scesa sotto magnitudine +6 verso la metà del mese.
Un altro studio del Washburn Observatory nel Wisconsin ha riportato l'interazione osservata tra l'attività solare e i cambiamenti nella coda della cometa. ''PDF''.
Le ultime osservazioni furono fatte da Elizabeth Roemer alla stazione di Flagstaff dell'Osservatorio navale degli Stati Uniti l'11 e 26 gennaio 1965 con un telescopio da 102 cm, quando aveva una magnitudine tra +18 e +19. All'inizio di marzo la cometa non si trovava più.
Parametri orbitali:
Un'orbita ellittica è stata determinata per la cometa da 16 dati di osservazione in un periodo di 229 giorni, e risulta che è inclinata di circa 162° rispetto all'eclittica, e quindi percorre la sua orbita in direzione retrograda. Nel punto più vicino al Sole (perielio), che la cometa passò il 30 giugno 1964, si trovava a circa 74,9 milioni di km dal Sole e si trovava quindi nell'area compresa tra le orbite di Mercurio e Venere .
Quando l'orbita di una cometa ha solo una leggera inclinazione rispetto all'eclittica, come in questo caso, ci si possono aspettare diversi incontri ravvicinati con i pianeti che possono influenzare l'orbita della cometa. Non solo la cometa si è avvicinata molto ad alcuni dei piccoli pianeti, ma ha anche fatto diversi approcci ai grandi pianeti, alcuni dei quali eccezionalmente vicini.
| Data | pianeta | Distanza minima UA |
|---|---|---|
| novembre 1963 | Giove | 1.9 |
| marzo 1964 | Saturno | 8.5 |
| 19 aprile 1964 | Marte | 0,40 |
| 4 giugno 1964 | Mercurio | 0,40 |
| 23 giugno 1964 | Terra | 0,51 |
| 23 giugno 1964 | Venere | 0,23 |
| 16 luglio 1964 | Mercurio | 0,25 |
| 1 novembre 1964 | Marte | 0,86 |
| dicembre 1965 | Giove | 2.5 |
L'avvicinamento alla Terra corrisponde a una distanza di circa 76,3 milioni di km. Vicino al nodo ascendente della sua orbita intorno all'8 giugno 1964, la cometa era molto vicina all'orbita di Venere, a soli 4.070 km (0,000027 UA) di distanza. Tuttavia, Venere non ha raggiunto questo punto della sua orbita fino a 6 settimane dopo, intorno al 22 luglio.
Secondo gli elementi orbitali di Marsden, che non tengono conto delle forze non gravitazionali sulla cometa, molto prima del suo passaggio attraverso il Sistema Solare interno, la sua orbita aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99596 e un semiasse maggiore di circa 123,0 UA, quindi il suo periodo era di circa 1363 anni. Pertanto, il perielio precedente potrebbe essersi verificato intorno all'anno 601 dC (incertezza ±4 anni - Abbiamo rapporti di una sola cometa avvistata in questo lasso di tempo, nel 602 dC, ma non esistono elementi che possano collegarla con certezza). A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare per i passaggi ravvicinati ai grandi pianeti, la sua eccentricità orbitale è stata ridotta a circa 0,99519 e il suo semiasse maggiore a circa 105,1 UA, così che il suo periodo orbitale si è ridotto a circa 1076 anni.
Quando il corpo celeste raggiungerà il punto più lontano dal Sole intorno all'anno 2502 (afelio), sarà a circa 31,4 miliardi di km dal Sole, quasi 210 volte più lontano della Terra e 7 volte più lontano di Nettuno. La sua velocità orbitale nell'afelio è solo di circa 0,14 km/s. Il prossimo transito al perielio della cometa avverrà probabilmente intorno all'anno 3040 (incertezza ±2,5 anni).
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA SECONDA COMETA del 1964
C/1964 N1 (IKEYA)
La C/1964 N1 (Ikeya) è una cometa osservata anche ad occhio nudo, durante la seconda metà dell'anno 1964, che ha raggiunto la luminosità massima di +2,7 mag.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta da Kaoru Ikeya il 3 luglio 1964, e gli fu data la designazione provvisoria di 1964f. Al momento della scoperta era un oggetto di 8a magnitudine, e si trovava nella costellazione del toro, nella zona delle Iadi, e si muoveva verso sud-est nei giorni immediatamente dopo la scoperta.
Osservazioni:
La cometa era un oggetto mattutino costantemente illuminato durante il mese di luglio e all'inizio di agosto ed era facilmente visibile ad occhio nudo mentre passava a un paio di gradi da Alpha Orionis (Betelgeuse) il 6 agosto 1964.
Una fotografia a breve esposizione con il riflettore da 40 pollici in quel momento mostrava che la condensazione nucleare non era più luminosa dell'11° o 12° magnitudine anche allora.
Alla fine di agosto la cometa si è spostata verso il cielo serale ed è sbiadita notevolmente, sebbene fosse ancora facilmente visibile con un normale binocolo da Flagstaff il 31 agosto.
L'osservazione della cometa è poi diventata sempre più difficile man mano che svaniva, mentre veniva gradualmente inghiottita nel crepuscolo serale nelle settimane successive.
[Elizabeth Roemer, Comet Notes, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol.76, No.451, pag.262-265 e Vol.76, No.452, p.358].
Composizione:
Sono state ottenute le misure fotoelettriche delle intensità di banda C2, C3, CH e CN nella regione del nucleo vicino della cometa. I flussi misurati sono stati convertiti in numero di molecole, N(X), per ciascuna specie, X. Si è riscontrato che i rapporti N(C3)/N(CN) e N(CH)/N(CN) erano entrambi approssimativamente 0,3. Questo sembra indicare un'abbondanza abbastanza elevata di C2 e CH nella regione vicina al nucleo del coma.
Parametri orbitali:
E' una cometa classificata come cometa non periodica, in effetti è una cometa a lungo periodo, con ben circa 391 anni di periodo orbitale.
Il 12 agosto 1964 è passata alla minima distanza di 0,194 UA dalla Terra.
| Parametri orbitali | |
|---|---|
| (all'epoca 2438600,5 24 luglio 1964) | |
| Semiasse maggiore | 53,510 UA |
| Perielio | 0,8218 UA |
| Afelio | 106,198 UA |
| Periodo orbitale | 391 anni |
| Inclinazione orbitale | 171,9200° |
| Eccentricità | 0,984643 |
| Longitudine del nodo ascendente | 269,9493° |
| Argomento del perielio | 290,7618° |
| Par. Tisserand (TJ) | -1,011 (calcolato) |
| Ultimo perielio | 1º agosto 1964 |
| MOID dalla Terra | 0,041 UA |
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COMETA NON VISIBILE del 1965
55P/1965 M2 (TEMPEL-TUTTLE)
Il passaggio 55P/1965 M2 fu estremamente sfavorevole e non visibile ad occhio nudo.
Previsioni:
Nel 1965 Schubart ha preso l'orbita del 1866 della cometa e ha utilizzato un computer per esaminare il movimento della cometa attraverso il sistema solare per 500 anni nel passato, applicando gli effetti gravitazionali dei pianeti durante l'intero periodo.
Ha confermato la prova di Kanda che la cometa del 1366 era Tempel-Tuttle e ha anche scoperto che anche una singola osservazione di una cometa da parte di Gottfried Kirch il 26 ottobre 1699 era Tempel-Tuttle. Con tre apparizioni ora disponibili, l'orbita fu migliorata e Schubart fornì una previsione per il ritorno del 1965.
Osservazioni:
La cometa fu recuperata da Bester (Sud Africa) il 30 giugno 1965 e la posizione indicava che la previsione di Schubart era errata di soli 5 giorni prima.
L'osservazione della cometa nel 1965 non fu molto favorevole e non riuscì a superare la magnitudine +16, il che significa che era visibile solo in grandi telescopi o tramite fotografia.
Orbita:
T = 1965 Apr. 30.00780 TT Epoch = 1965 Apr. 30.0 TT Peri. = 172.56352 e = 0.9044541 Node = 235.11505 (2000.0) a = 10.2738550 AU Inc. = 162.70653 n'= 0.02992981 q = 0.9816245 AU P = 32.931 years
Tempesta meteorica:
Poi, nel 1966, una spettacolare tempesta di meteore fu vista sulle Americhe.
Studi radar hanno successivamente mostrato che la tempesta del 1966 includeva una percentuale relativamente alta di particelle più piccole, mentre la minore attività del 1965 aveva una proporzione molto più alta di particelle più grandi.
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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 .
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.
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.
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
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LA COMETA del 1967
C/1967 M1 (MITCHELL-JONES-GERBER)
La C/1967 M1 (Mitchell-Jones-Gerber) è una cometa non periodica che raggiunse la visibilità ad occhio nudo durante l'estate del 1967, nell'emisfero australe.
La cometa raggiunse la 3a magnitudine, e presentò una coda di 7° separata in due raggi distinti.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 29 giugno 1967, da tre astrofili, gli australiani Herbert Edgar Mitchell che l'ha scoperta ad occhio nudo (ed è forse l'ultima cometa che è stata scoperta così), e Mervyn Vincent Jones (da non confondere con l'astrofilo neozelandese Albert Jones) ed il tedesco Friedrich Wilhelm Gerber dall'Argentina (Link).
Osservazioni:
La cometa fu avvistata per la prima volta dal preside di una scuola australiana H.E. Mitchell nel Queensland, che la individuò ad occhio nudo la sera del 29 giugno 1967, quando aveva una luminosità di circa +4,5 mag. Ignaro di aver individuato una nuova cometa, prima la mostrò a un amico la sera successiva e poi riferì del suo avvistamento a un giornale locale.
Il 1° luglio, sempre nel Queensland, l'astronomo dilettante M.V. Jones ha individuato indipendentemente la cometa con un binocolo, ed ha stimato la magnitudine a +5 mag.
La sezione australiana di Moonwatch aveva nel frattempo letto l'osservazione di Mitchell sul giornale ed è stata anche in grado di confermare la sua scoperta con la propria osservazione il 1 luglio, circa un'ora dopo Jones. Ha segnalato la nuova cometa al quartier generale di Moonwatch in Massachusetts , che a sua volta ha inoltrato il rapporto al Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT).
La terza scoperta indipendente è stata fatta con un binocolo la sera del 2 luglio dall'astronomo dilettante tedesco F.W. Gerber, che ha servito come pastore evangelico a Lucas González, in Argentina. Ha anche stimato che la magnitudine fosse di +5 mag e ha osservato una coda lunga 8°.
Al momento della sua scoperta, la cometa aveva già superato il suo punto più vicino al sole (perielio) ed era già a 0,48 UA di distanza dal Sole, allo stesso tempo era quasi nel punto più vicino alla Terra ad una distanza di 0,91 UA.
È stata ampiamente osservata nel luglio 1967, in particolare da osservatori in Australia e Nuova Zelanda, John Caister Bennett ha osservato la cometa in Sud Africa, ma la sua luminosità è diminuita durante il corso del mese mentre si allontanava nuovamente dalla Terra. Le uniche osservazioni conosciute nell'emisfero settentrionale sono state fatte in Texas all'inizio di luglio.
La cometa è stata anche osservata e fotografata da osservatori in Argentina, Sud Africa e Australia. Tuttavia, sono state effettuate solo poche esatte determinazioni della posizione, la maggior parte delle quali da Z.M. Pereyra presso l'Osservatorio Astronómico de Córdoba in Argentina. Entro la fine del mese, la luminosità era scesa a circa +8/+9 mag e la coda era lunga solo 1,5°.
Entro la fine di agosto, la luminosità era ulteriormente scesa a circa +12 mag, non si vedeva più una coda. L'ultima osservazione è stata fatta il 28 settembre allo Smithsonian Astrophysical Observatory a Comodoro Rivadavia, in Argentina.
Parametri orbitali:
Da 33 dati di osservazione in un periodo di 65 giorni, è stata determinata solo un'orbita parabolica per la cometa, e risulta che la sua traiettoria è inclinata di circa 56,70804289838751° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 78,94383671055493°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 32,29325946652764°. Nel punto più vicino al Sole (perielio), che la cometa ha superato il 16,7851 giugno 1967, si trovava a circa 26,7 milioni di km dal Sole (0,1782497333279935 UA) ed era quindi ben all'interno dell'orbita di Mercurio.
L'orbita della cometa presenta la rara particolarità di avere ben due MOID relativamente piccole con l'orbita del pianeta Mercurio.
Il 25 giugno ha fatto il suo passaggio più vicino a Mercurio a circa 46,3 milioni di km e il 1 luglio ha superato Venere a circa 51,0 milioni di km di distanza. Ha raggiunto la sua distanza più vicina alla Terra il 30 giugno a circa 135,3 milioni di km (0,90 UA) e il 17 luglio si è avvicinato a Marte a circa 127,3 milioni di km.
Gli elementi orbitali relativamente imprecisi, come sono riportati nel JPL Small-Body Database, provengono da Zdenek Sekanina dal 1967, e secondo lui, l'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa dei passaggi, uno vicino a Saturno il 9 novembre 1966, ad una distanza di circa 8 ¼ UA e l'altro con Giove il 20 giugno 1967 a circa 5 ¼ UA di distanza, hanno causato che la sua eccentricità orbitale venisse ridotta di circa 0,00004. A causa dei dati iniziali imprecisi, tuttavia, non si può dire se la cometa ora si muova definitivamente su un'orbita ellittica.
( Diagramma orbitale al momento della scoperta - JPL ).
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LA COMETA del 1969
C/1969 T1 (TAGO-SATO-KOSAKA)
La C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1969 e 1970 . È stata la prima cometa osservata da un satellite in orbita.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di 3,5 magnitudini ed è stata quindi una tra la trentina di comete più luminose dal 1935.
Scoperta:
La cometa fu scoperta per la prima volta la sera del 10 ottobre 1969 (ora locale) da Akihigo Tago a Tsuyama ( Giappone ) con un riflettore di 15 cm . Stimò la luminosità di +10 mag e descrisse la cometa come diffusa. Due giorni dopo è stato nuovamente in grado di osservarla e ha informato le autorità responsabili a Tokyo . Quasi contemporaneamente, furono fatte altre due scoperte indipendenti da Yasuo Sato a Nishinasuno e da Kozo Kosaka ad Akasaka.
Osservazioni:
Nei giorni successivi la cometa è stata anche osservata e fotografata presso osservatori in Australia , Giappone, Gran Bretagna , USA e Nuova Zelanda , mentre la sua luminosità non è cambiata significativamente fino alla fine del mese. Nel corso di novembre la cometa si è avvicinata al Sole e si è potuta trovare solo poche volte al tramonto.
Dopo che la cometa ha superato il Sole, come vista dalla Terra, è stata vista di nuovo da un osservatore in Argentina l'8 dicembre con una luminosità di +6 magnitudine .
Non si poteva ancora osservare una coda .
La luminosità poi è aumentata rapidamente e ha raggiunto circa +4 mag entro la fine di dicembre, quando si era sviluppata anche un'ampia coda lunga oltre 4°.
La cometa si era spostata verso sud nel cielo sin dalla sua scoperta ed era alta nel cielo australe quando ha cominciato a muoversi di nuovo verso nord all'inizio di gennaio 1970 e subito dopo è diventata di nuovo visibile agli osservatori dell'emisfero settentrionale . La luminosità, che aveva raggiunto valori di +3,5 mag a gennaio, è diminuita lentamente di nuovo ed era scesa a +5 mag alla fine del mese.
Da febbraio in poi la cometa non è più stata osservabile ad occhio nudo, ma intorno al 6 febbraio è stata segnalata una breve esplosione di luminosità di una magnitudine.
Una coda di plasma con una lunghezza di 7° è stata già osservata all'inizio di gennaio e fino a marzo è stata trovata anche una coda di polvere diffusa.
All'inizio di marzo la luminosità era ancora di +8 mag e poi è scesa ulteriormente al di sotto di +10 mag ad aprile. Elizabeth Roemer ha scattato le ultime foto della cometa in Arizona il 4 maggio 1970 con una luminosità di soli +18 mag.
Analisi scientifiche:
Qualche anno prima si sospettava che le comete fossero circondate da un involucro di gas costituito da idrogeno , che poteva essere rilevato mediante osservazioni alla luce ultravioletta della linea α di Lyman a 121,5 nm. Questa osservazione non è però possibile da terra, perché la luce ultravioletta non penetra nell'atmosfera . L'osservazione di una cometa nell'ultravioletto fu quindi possibile per la prima volta dal 14 gennaio 1970 per diverse settimane, quando l' Osservatorio Astronomico Orbitante (OAO-2) registrò lo spettro della cometa Tago-Sato-Kosaka e rilevò l'inviluppo del gas previsto.
Come risultato dell'osservazione riuscita con OAO-2, il 25 gennaio è stata ottenuta anche un'immagine ultravioletta della cometa con l'ausilio di uno spettrografo a bordo di un razzo Aerobee a un'altitudine di 100-150 km. Dopo la necessaria post-elaborazione digitale dell'immagine, è stata trovata una zona circolare attorno alla cometa con un diametro di 800.000 km, che risplende diffusamente alla luce della linea Lyman-α. Secondo le misurazioni dell'OAO-2, l'involucro del gas fatto di idrogeno era quasi il doppio delle dimensioni e quindi dell'estensione del sole.
Si presumeva che la fonte dell'idrogeno nell'involucro del gas fosse la scissione delle molecole d'acqua dal nucleo della cometa innescata dalla radiazione del Sole .
Dalle osservazioni delle righe di emissione di H e OH con il satellite OAO-2, è stata determinatala velocità di produzione di questi atomi o radicali ed i loro tassi di produzione erano in un rapporto approssimativo di 3:1 tra loro durante l'intero periodo di osservazione, il che suggerisce che il nucleo della cometa sia costituito principalmente da acqua.
Intorno al volgere dell'anno 1969/1970, vari oggetti astronomici sono stati esaminati per la presenza di polarizzazione nella loro luce al Kitt Peak National Observatory in Arizona , inclusa la cometa Tago-Sato-Kosaka nel vicino ultravioletto e visibile dal 20 gennaio al 1 febbraio luce. Sebbene nella cometa potesse essere determinata una chiara polarizzazione lineare, come per gli altri oggetti esaminati, non vi erano proporzioni significative di polarizzazione circolare.
Le osservazioni della cometa nell'infrarosso sono state effettuate da fine gennaio a metà febbraio 1970 presso il Lunar and Planetary Laboratory in Arizona. Inoltre, il 4 e 5 febbraio 1970, furono effettuate osservazioni con un telescopio all'infrarosso a bordo di un Learjet .
L'esplosione di luminosità della cometa osservata visivamente intorno al 6 febbraio potrebbe essere stata determinata anche nell'infrarosso, dove allo stesso tempo si è verificato un aumento della luminosità di un fattore 2.
Al Goddard Space Flight Center nel Maryland dall'11 al 14 febbraio 1970 sono state realizzate immagini della cometa con filtri di interferenza a diverse lunghezze d'onda nelle regioni viola, blu e verde dello spettro. In particolare, sono state valutate le righe di emissione di CN, C2 e C3 e sono state create mappe della chioma della cometa con righe di uguale luminosità (isofoti) fino ad una distanza di 100.000 km dal nucleo.
Una ricerca simile è stata condotta anche dal 22 gennaio al 7 febbraio presso l'Hume Cronyn Memorial Observatory presso l'Università dell'Ontario occidentale in Canada . Anche lì sono state realizzate immagini della cometa con un filtro di interferenza nella regione viola dello spettro. In particolare, è stata misurata la linea di emissione di CN e la sua intensità rappresentata sotto forma di isofoti.
Con le registrazioni effettuate dal 5 al 12 gennaio 1970 presso l' Osservatorio Boyden in Sud Africa , è stato possibile esaminare il comportamento cinematico della coda di plasma della cometa e derivare la velocità delle strutture in essa contenute. Per la prima volta è stato possibile tenere conto anche dei dati di misurazione del vento solare registrati contemporaneamente dai satelliti .
Con immagini aggiuntive, che sono state realizzate dal 25 dicembre 1969 all'11 gennaio 1970 presso l'Osservatorio interamericano di Cerro Tololo in Cile , si potrebbe dimostrare che le strutture nella coda di plasma della cometa non erano soggette ad alcun grandi disordini in questo periodo.
Nel 1973, Delsemme e Rud tentarono per la prima volta di determinare il raggio e l'albedo di diverse comete, inclusa la cometa Tago-Sato-Kosaka, 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, si potrebbe ricavare un'albedo di circa 0,63 per il nucleo della cometa. Questo valore è significativamente superiore ai 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 innovativo per la ricerca successiva.
Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica è stata determinata da 305 dati di osservazione su un periodo di circa mezzo anno , e risulta che è inclinata di circa 75,81775° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 267,834299°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 101,659779°.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha attraversato il 21,2678 dicembre 1969, si trovava ad una distanza di 0.472639 UA / 70,7 milioni di km dal sole nell'area tra le orbite di Mercurio e Venere .
Il 4 dicembre 1969 ha superato Mercurio a una distanza di circa 40,0 milioni di km e il 20 gennaio 1970 si è avvicinato alla Terra entro 0,38 AU / 56,9 milioni di km.
In prossimità del nodo ascendente della sua orbita, la cometa Tago-Sato-Kosaka si è spostata nelle immediate vicinanze dell'orbita terrestre intorno al 28 gennaio 1970, a una distanza di solo circa 0,00051 AU / 76.000 km. Tuttavia, la terra aveva già superato questo punto quasi quattro settimane prima, il 2 gennaio.
Evoluzione dell'orbita:
La cometa si muove in un'orbita ellittica allungata attorno al sole. Già nel 1978 Marsden, Sekanina ed Everhart avevano determinato elementi e parametri orbitali per la forma orbitale originale e futura della cometa da 281 dati di osservazione .
Secondo gli elementi orbitali relativamente precisi attualmente noti (che, tuttavia, non tengono conto delle forze non gravitazionali ), qualche tempo prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1969/70 , la sua orbita aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99976 e un semiasse maggioredal 1980 circa AU, quindi il suo periodo orbitale era di circa 88.000 anni.
La cometa non si avvicinò a nessuno dei pianeti principali ad eccezione di Giove il 23 ottobre 1969 a una distanza di circa 5 ⅓ AU, in modo che la sua orbita non fosse troppo influenzata dall'attrazione gravitazionale dei pianeti.
Dopo aver lasciato il sistema solare interno, la sua orbita avrà un'eccentricità di circa 0,99980 e un semiasse maggiore di circa 2330 UA, quindi la sua orbita sarà di circa 113.000 anni.
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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.
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 visuale | Lunghezza della coda (in gradi) | |
|---|---|---|---|
| 10 marzo | 2,3 | 4 | |
| 13 marzo | 1,7 | 7 | |
| 18 marzo | 0,5 | - | |
| 19 marzo | - | 11 | |
| 20 marzo | - | 11 | |
| 21 marzo | 0,5 | - | |
| 22 marzo | -0,5 | 12 | |
| 26 marzo | 0 | - | |
| 28 marzo | 0,5 | - | |
| 1 aprile | 0,8 | - | |
| 4 aprile | 1,2 | - | |
| 5 aprile | 1,4 | 12 | |
| 6 aprile | 1,4 | 12 | |
| 8 aprile | 1,9 | - | |
| 11 aprile | 1,9 | 25 | |
| 12 aprile | - | 20 | |
| 14 aprile | 2 | - | |
| 16 aprile | 3 | - | |
| 25 aprile | 4 | - |
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.
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 maggiore | 145,03933 UA |
| Perielio | 0,537620 UA |
| Afelio | 289,54105 UA |
| Periodo orbitale | 1746,77 anni |
| Inclinazione orbitale | 90,0398° |
| Eccentricità | 0,996293 |
| Longitudine del nodo ascendente | 224,6576° |
| Argomento del perielio | 354,1491° |
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°.
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.
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LA PRIMA COMETA del 1973
41P/TUTTLE-GIACOBINI-KRESAK
Passaggio al perielio il 30 maggio 1973.
Periodo di rivoluzione 5,56 anni.
La cometa Tuttle-Giacobini-Kresák, formalmente designata come 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák, è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane.
La cometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák è stata resa famosa dall'insolito comportamento che tenne questa apparizione, difatti l'8 gennaio 1973 Elizabeth Roemer e J.Q. Latta (Steward Observatory, Arizona, USA) hanno recuperato la cometa che presentava una magnitudine pari a +21, mentre era a 1,05 UA dalla Terra e a 1,99 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 158°.
Cominciò progressivamente a brillare sempre più diventando il 20 maggio di magnitudine +14.
La sorpresa si ebbe tra il 26 e il 27 maggio quando la cometa diventò molto luminosa con la magnitudine che passò repentinamente a +8 e poi a +4, sviluppando inoltre una coda lunga 0,1° - 0,2°, in una sola settimana, la cometa aveva guadagnato ben 10 magnitudini, pari ad un aumento reale della sua luminosità di 10.000 volte.
Passò nel punto più vicino alla Terra il 4 giugno 1973.
A giugno la sua luminosità si affievolì e la sua magnitudine passò dal valore +6 degli inizi mese al valore +14 sul finire dello stesso.
Ma a luglio la cometa regalò un'altra sbalorditiva sorpresa, il giorno 4 la magnitudine era tra +14 e +15, ma pochi giorni dopo, il giorno 7, si portò a +4,5. Ancora una volta, in pochi giorni, la cometa era stata capace di aumentare di 10 magnitudini la sua luminosità.
La cometa si riportò successivamente sui suoi valori normali e la sua ultima osservazione fu del 23 settembre con magnitudine +17.
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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.
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 poteva essere vista 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
( 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.
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 COMETA del 1974
C/1974 C1 (BRADFIELD 2)
La C/1974 C1 (Bradfield) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1974 .
La cometa si è rivelata altrettanto spettacolare e osservabile di C/ 1973 E1 (Kohoutek) l'anno prima, ma poiché è stata scoperta appena un mese prima che si avvicinasse al Sole, ha ricevuto molta meno attenzione da parte sia dei professionisti che dei giornalisti.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +3,9 mag.
Scoperta:
La cometa fu scoperta la sera del 12 febbraio 1974 (ora locale) da William A. Bradfield in Australia con un mm 150 - f/5,5 - Rifrattore Era la sua seconda scoperta di una cometa, 13 mesi dopo la prima. Durante questo periodo aveva cercato comete per un totale di 306 ore. Bradfield stimò che la luminosità della cometa fosse di circa +9 magnitudini e ripeté la sua osservazione solo il giorno successivo prima di rendere pubblica la scoperta.
Al momento della scoperta la cometa si trovava a 1,57 UA dalla Terra e a 0,92 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 33°.
Osservazioni:
La cometa è stata osservata anche da molti altri osservatori in Australia, Nuova Zelanda e Cile entro la fine del mese . A marzo la sua luminosità è aumentata notevolmente e ha raggiunto circa +4 mag verso la fine del mese con una lunghezza della coda di oltre 4° visivamente e 11° fotograficamente.
Da questo momento in poi si è spostato verso nord nel cielo ed è stato quindi visibile anche dall'emisfero settentrionale . Ad aprile, tuttavia, la sua luminosità è nuovamente diminuita rapidamente e alla fine del mese era solo di +8 mag.
Il 14 maggio ha superato il polo nord celeste a una distanza di soli ⅔° circa . All'inizio di giugno la luminosità era scesa sotto i +10 mag. L'ultima osservazione risale al 18 novembre.
Gli esami spettroscopici della coda di polvere della cometa nella gamma di lunghezze d'onda dell'infrarosso hanno mostrato le righe di emissione dei silicati , che indicavano la presenza di grani <5 µm nella chioma e nella coda della cometa. Le linee di silicato erano osservabili a una distanza della cometa dal sole di 0,5 AU, ma sono scomparse quando la cometa si è spostata a più di 0,6 AU dal sole, in combinazione con una simultanea brusca diminuzione della luminosità, che indica un'improvvisa cessazione della produzione di polvere.
Dopo la cometa Kohoutek dell'anno precedente, la cometa Bradfield è stata solo la seconda cometa in cui, oltre alle tipiche righe di emissione di C2 , NH2 e CN, la presenza di acqua ionizzata (H2O+) nel plasma coda è stata rilevata spettroscopicamente.
Per la prima volta è stato possibile rilevare anche con un radiotelescopio la presenza della linea di 1,35 cm della molecola d'acqua. Questa radiazione a microonde è probabilmente causata da un effetto maser attorno al nucleo della cometa.
Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica è stata determinata da 159 dati di osservazione su un periodo di 277 giorni, e risulta che è inclinata di circa 61° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 333,13328°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 61,28458°.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha attraversato per l'ultima volta il 18,3564 marzo 1974, si trovava a 0,50319 UA / 75,3 milioni di km dal sole nell'area appena fuori l'orbita di Mercurio .
Il 23 marzo ha avuto luogo il massimo avvicinamento sia a Venere con circa 120,2 milioni di km che a Marte con circa 180,0 milioni di km. Il 30 marzo è passata a 0,67 UA / 100,3 milioni di km dalla Terra.
Evoluzione dell'orbita:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Le seguenti informazioni si basano sull'indagine di Królikowska, tenendo conto degli effetti non gravitazionali. Secondo questo calcolo, qualche tempo prima del passaggio del sistema solare interno nel 1974, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,99972 e un semiasse maggiore di circa 1775 UA, così che il suo periodo orbitale era di circa 74.700 anni.
Ma a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa dei passaggi relativamente ravvicinati di Giove il 2 luglio 1973 in circa 2½ UA e il 28 giugno 1974 in circa 5½ UA, la sua eccentricità orbitale adesso è di circa 0,99960 e il suo semiasse maggiore risulta ridotto a circa 1275 UA, così che il suo periodo orbitale è stato ora accorciato a circa 45.400 anni.
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LA COMETA del 1975
C/1975 N1 (KOBAYASHI-BERGER-MILON)
La C/1975 N1 (Kobayashi-Berger-Milon) è una cometa non periodica che ha raggiunto una luminosità di +3,7 mag, sufficiente per diventare visibile anche ad occhio nudo, durante l'estate dell'anno 1975.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta da Toru Kobayashi, Douglas Berger, e Dennis Milon il 2 luglio 1975.
Osservazioni:
Analisi spettrali:
Parametri orbitali:
La cometa risulta avere una traiettoria iperbolica con un'eccentricità di 1,000091759247564, ed una forte inclinazione di ben 80,78130071232948° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 116,9694683844184°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 296.3520166072005°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 05,33483835 settembre 1975, mentre si trovava ad una distanza di 0,4255641219754202 UA dal Sole.
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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.
LINK : '' SPECTROGRAPHIC OBSERVATIONS OF COMET WEST ''.
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 .
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LA COMETA del 1976
6P/D'ARREST
La 6P/d'Arrest (1976e) durante questo passaggio al perielio del 12 agosto 1976, è stata osservata ad occhio nudo in cieli particolarmente scuri.
Osservazioni:
La recente apparizione più brillante della cometa fino ad oggi è avvenuta nel 1976.
Dopo un passaggio ravvicinato a Giove nel 1968 (a sole 0,42 UA) che ne aveva ridotto la distanza del perielio a 1,17 AU.
Durante il ritorno del 1976 la cometa era nel punto più vicino alla Terra all'incirca nello stesso giorno in cui è passata più vicina al Sole (perielio il 12 agosto 1976). Il risultato è stato che la cometa è passata a soli 0,15 UA dalla Terra il 13 agosto 1976. Ha raggiunto una luminosità massima di magnitudine tra +4,5 e +4,9 ed ha mostrato una coda lunga circa un grado.
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LA COMETA del 1979/80
C/1979 Y1 (BRADFIELD 10)
La C/1979 Y1 (Bradfield), è una cometa di lungo periodo, che poteva essere vista anche ad occhio nudo verso la fine dell'anno 1979, e l'inizio del 1980.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta la mattina del 25 dicembre 1979 (ora locale) da William Ashley Bradfield in Australia utilizzando un rifrattore da 150mm-f/5.5. Era la sua decima scoperta di comete. Bradfield ha stimato la magnitudine della cometa in +5, e si poteva già osservare una coda di 1° di lunghezza.
Osservazioni:
Al momento della sua scoperta, la cometa si stava già allontanando dal Sole, ma si stava avvicinando ancora di più alla Terra. La sua luminosità è quindi aumentata nelle settimane successive, raggiungendo la 4a magnitudine all'inizio di gennaio del 1980, con una lunghezza della coda di 4°. Fino a questo punto, la cometa poteva essere osservata solo nell'emisfero australe. Dalla fine di gennaio 1980 poteva essere vista con luminosità decrescente, anche nell'emisfero settentrionale . All'inizio di marzo la luminosità era scesa a circa +10 mag, l'ultima osservazione risale al 17 marzo 1980.
A causa del suo passaggio relativamente vicino alla terra, la cometa ha potuto essere misurata fotometricamente da diversi osservatori nell'emisfero meridionale e settentrionale dal 28 dicembre 1979 al 10 marzo 1980, mentre inizialmente si spostava da una distanza di 0,57 UA fino a 1,65 UA.
Sono stati utilizzati filtri che catturano in modo specifico le linee di emissione di vari composti, tra cui CN, C2, C3, OH e NH, ed è stato possibile derivare i tassi di produzione di questi composti in funzione della distanza dal Sole, inoltre, è stato osservato un rapporto gas-polvere insolitamente elevato, che ha reso la cometa Bradfield una delle comete più ricche di gas mai osservate, paragonabile alla cometa 2P/Encke.
Il 29 gennaio 1980, la cometa è stata osservata in luce infrarossa nell'intervallo di lunghezza d'onda 610-1100 nm all'Osservatorio di La Silla dell'ESO in Cile. Nello spettro di emissione ottenuto, che era simile a quello della cometa C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka), si potevano rilevare le righe di O, NH2, CN e C2.
Le indagini spettroscopiche nell'ultravioletto nel periodo che va dai primi di gennaio ai primi di marzo 1980 l'International Ultraviolet Explorer ha potuto effettuare indagini sulla cometa Bradfield, e le linee di emissione di H, O, C, S, CS, CO2+ e OH sono state rilevate nell'intervallo delle lunghezze d'onda di 120-320 nm. Come nello spettro visivo, non è stato possibile rilevare linee CO+. I risultati delle osservazioni delle linee di emissione di H, O e OH hanno indicato che tutti questi radicali probabilmente hanno avuto origine dalla decomposizione dell'acqua, e da ciò si potrebbe ricavare il tasso di produzione dell'acqua in funzione della distanza dal Sole. Inoltre, potrebbe essere supportata l'ipotesi che il nucleo della cometa sia costituito principalmente da ghiaccio d'acqua.
Alla fine di gennaio/inizio febbraio 1980, le osservazioni della riga di emissione dei 18 cm di OH della cometa Bradfield furono effettuate con il radiotelescopio di Nançay, ma è stato rilevato solo un segnale debole.
La radiazione di raggi X può essere prodotta dall'interazione del plasma della cometa con il vento solare, ed il 5 febbraio 1980 l'Osservatorio Einstein lo cercò vicino alla cometa Bradfield, ma senza successo.
Il 6 febbraio 1980 si è verificato un rapido movimento ondulatorio nella coda di plasma della cometa, che ha attirato molta attenzione nei circoli specialistici. L'analisi dei dati di diverse sonde spaziali, in particolare dei dati di Helios 2, e degli osservatori geofisici sulla Terra ha collegato questo evento a una forte fluttuazione del vento solare causata da un bagliore sul Sole tre giorni prima.
Link:
- A'Hearn; Millis & Birch (1981): Comet Bradfield 1979 X - The gassiest comet?
- Brandt, Hawley, Niedner (1980): A very rapid turning of the plasma-tail axis of comet Bradfield
- Cosmovici & Ortolani (1980): Spectroscopic and photographic observations of Comet Bradfield
- Hollis; Brandt; Hobbs; Maran & Feldman (1981): Radio observations of Comet Bradfield
- Jackson; Halpern; Feldman & Rahe (1982): Production of CS and S in Comet Bradfield
- Hudson; Mendis & Ip (1981): An Einstein search for X-ray emission from Comet Bradfield.
- Le Borgne (1983): Interpretation of the event in the plasma tail of comet Bradfield
- Schulz; Schnur, West, Stiiwe (1994):A possible disconnection event in the inner coma of comet Bradfield
- Weaver; Feldman; Festou & A'Hearn (1981): Water production models for comet Bradfield
Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica inclinata di circa 149° rispetto all'eclittica fu determinata da 127 dati di osservazione in un periodo di 75 giorni, quindi percorre la sua orbita in direzione opposta (retrograda).
Nel punto dell'orbita più vicino al Sole (perielio), che la cometa ha passato il 21 dicembre 1979, si trovava a circa 81,6 milioni di km dal Sole nell'area compresa tra le orbite di Mercurio e Venere.
Il 19 novembre si era già avvicinata a Venere a circa 28,3 milioni di km e il 20 dicembre aveva raggiunto il punto di massimo avvicinamento a Mercurio a una distanza di circa 44,1 milioni di km, Il 24 gennaio 1980, ha poi superato Marte a una distanza di circa 133,9 milioni di km e il 25 gennaio è arrivato insolitamente vicino alla Terra a circa 29,6 milioni di km (0,20 UA).
In due studi del 1983 e del 1987, E. Everhart e Brian Geoffrey Marsden hanno derivato i parametri per l'orbita originale e futura della cometa. Molto prima di entrare nel sistema solare interno si muoveva su un'orbita ellittica con un semiasse maggiore di circa 43 UA e un periodo orbitale di circa 282 anni, che la faceva passare in precedenza intorno al 1698. Mentre in futuro, il semiasse maggiore aumenterebbe leggermente a circa 44 UA e il periodo orbitale a circa 291 anni.
Mentre secondo gli elementi orbitali del JPL Small-Body Database (che sono soggetti a imprecisioni relativamente grandi) e senza tenere conto delle forze non gravitazionali, la sua orbita qualche tempo prima che passasse attraverso il sistema solare interno aveva un'eccentricità di circa 0,9877 e un semiasse maggiore di circa 44,5 UA, con il periodo orbitale di circa 297 anni, è potrebbe quindi essere apparsa già nel 1683 (con un'incertezza di ±6 anni). Poi a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare passando nei pressi di Saturno il 15 gennaio 1980 a circa 8¾ UA e a Giove il 2 febbraio 1980 a circa 4⅔ UA, la sua eccentricità orbitale è stata solo leggermente aumentata a circa 0,9881 e il suo semiasse maggiore aumentato a circa 45,6 UA, aumentando anche il periodo orbitale a circa 307 anni.
Quando raggiungerà il punto più lontano (afelio) della sua orbita intorno all'anno 2133, sarà a circa 13,5 miliardi di km dal Sole, quasi 91 volte più lontano della Terra e tre volte più lontano di Nettuno.
La sua velocità orbitale nell'afelio è solo di circa 0,35 km/s.
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA COMETA del 1980-1981
C/1980 Y1 (BRADFIELD 11)
La C/1980 Y1 (Bradfield) è una cometa che poteva essere vista anche ad occhio nudo negli anni 1980 e 1981. La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +3,5 magnitudini, rendendola una delle 40 comete più luminose dal 1935.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta la mattina del 18 dicembre 1980 (ora locale) da William A. Bradfield in Australia con un binocolo 7×35 mm nella costellazione dello Scorpione. Era la sua undicesima scoperta di una cometa, quasi esattamente un anno dopo l'ultima.
Bradfield stimò che la luminosità della cometa fosse di circa +6 magnitudini.
Osservazioni:
Poche settimane dopo la scoperta di Bradfield, la sera del 5 gennaio 1981, Marco Cavagna fece un'altra scoperta indipendente a Milano durante il suo primo tentativo di trovare una cometa con il suo binocolo 20×80 mm (circolare IAU 3561).
Sebbene la cometa fosse già vicina al Sole al momento della sua scoperta dalla Terra e si stesse ancora avvicinando ad esso, è stata fotografata con successo nei tre giorni successivi, il che ha permesso un calcolo anticipato della sua orbita. All'inizio poteva essere osservato solo dall'emisfero australe come un oggetto piuttosto notevole con una luminosità di +3,7 mag verso la fine di dicembre.
I calcoli orbitali prevedevano una grande luminosità per gli osservatori nell'emisfero settentrionale pochi giorni dopo che aveva superato il sole, ma la cometa non apparve in alto sopra l'orizzonte fino al 1981 inoltrato. All'inizio di gennaio sono state segnalate lunghezze della coda di 5° e oltre, ma la luminosità è già diminuita in modo significativo. Un'esplosione di luminosità è stata osservata a metà gennaio quando la cometa è apparsa brevemente di una magnitudine più luminosa.
Pochi giorni dopo, però, la luminosità è scesa al di sotto del livello di visibilità ad occhio nudo. In relazione allo scoppio della luminosità, potrebbero esserci alcune osservazioni che suggeriscono che il nucleo della cometa potrebbe essersi rotto. Alla fine del mese la luminosità era di soli +8 mag.
Dopo che la cometa ha superato nuovamente il Sole verso la fine di febbraio rispetto agli osservatori sulla Terra, non è stata più ritrovata fino al 29 giugno. È stata osservata altre tre volte durante i due mesi successivi, mentre la sua luminosità è scesa a circa +20 mag. Un ultimo tentativo di trovarlo il 28 settembre con l'Infrared Telescope Facility alle Hawaii non ha avuto successo.
Osservazioni fotometriche sono state fatte alla cometa Bradfield all'inizio di gennaio 1981 nella situazione di un angolo di fase di quasi 150°. È stato possibile determinare forti effetti della diffusione in avanti della luce solare, il che ha permesso di trarre conclusioni sulla dimensione delle particelle di polvere nel coma cometario .
Nella prima metà di gennaio 1981, presso l'Osservatorio Astrofisico di Asiago in Italia, furono ottenute immagini spettroscopiche della cometa nel vicino infrarosso, sulle quali fu possibile identificare un gran numero di righe spettrali, comprese quelle di:
C2 , C3 , CH , CH+ , CO + , CO2+ , CN, N2+ , NH, NH+ , NH2 , O, OH, OH+ , H2O+ , Hg e Na.
Per la prima volta, anche la H2S+ è stata dimostrata.
Insolita era la presenza di righe di emissione del monossido di carbonio neutro (CO), che in precedenza non poteva essere rilevato nemmeno nelle comete più luminose. Questo potrebbe indicare un evento precedente nel nucleo della cometa che ha rilasciato grandi quantità di CO (o la sua molecola originale).
A metà del mese, spettri nell'ultravioletto e nello spettro visibile e sono stati anche registrati nell'osservatorio dello Stato di Pradesh in India, in cui le righe spettrali di CN, C2 e possibilmente NH2 sono state rilevate. Nonostante la vicinanza della cometa al Sole, non è stato possibile osservare linee di sodio . Dalle osservazioni, sono state fatte stime del numero di molecole di CN e C2 nel coma della cometa.
Tra l'inizio di gennaio e l'inizio di marzo 1981, furono effettuate osservazioni della linea di emissione di 18 cm di OH sulla cometa Bradfield con il radiotelescopio di Nançay, e fu stato trovato solo un segnale debole.
Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica è stata determinata da 33 dati di osservazione in un periodo di 405 giorni da Brian Marsden, e risulta che è inclinata di circa 139° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 358,294122°, ed Una Longitudine del nodo ascendente di 115,351543° (2000.0).
Percorre quindi la sua orbita molto inclinata, in senso opposto (retrogrado) rispetto ai pianeti.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha percorso per l'ultima volta il 29,5416 dicembre 1980, si trovava a una distanza di circa 38,9 milioni di km dal sole nell'area all'interno dell'orbita del pianeta Mercurio .
Il 16 ottobre la cometa aveva superato Marte a una distanza di circa 120,4 milioni di km e il 16 dicembre aveva incontrato Venere a circa 75,4 milioni di km. Il 31 dicembre ha raggiunto l'approccio più vicino alla Terra con circa 0,67 AU / 108,2 milioni di km. Il 16 febbraio 1981 passò per Marte una seconda volta, questa volta a una distanza di circa 119,6 milioni di km.
Evoluzione dell'orbita:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Sulla base degli elementi orbitali attualmente conosciuti, qualche tempo prima del passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1980/81, la sua orbita aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99975 e un semiasse maggiore di circa 1045 UA, per cui il suo periodo orbitale era di circa 34.000 anni.
Ma a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa di due passaggi relativamente ravvicinati di Giove il 13 dicembre 1980 a poco più di 5 UA e l'8 aprile 1984 a circa 8 ¾ AU, la sua eccentricità orbitale è stata modificata in circa 0,99951 e il suo semiasse maggiore si ridusse a circa 535 UA, così che il suo periodo orbitale era ora ridotto a circa 12.400 anni.
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LA COMETA del 1982
C/1982 M1 (AUSTIN 1)
La C/1982 M1 (Austin) è una cometa che è stata osservata anche ad occhio nudo durante tutta l'estate dell'anno 1982.
Scoperta:
La più brillante ed ampiamente osservata cometa dell'anno, fu scoperta da Rodney Austin a New Plymouth in Aotearoa, il 18,7 giugno 1982, mentre si trovava sul confine tra le costellazioni dell'Orologio e dell'Eridano, un giornalista, ex membro dello staff del Mount John Observatory ha trovato l'oggetto, di +10 mag e un po' condensato, con un rifrattore da 0,15 m - f/8 a 18x.
Osservazioni:
La conferma è stata fatta fotograficamente, la mattina successiva alla scoperta, da Gilmore e Kilmartin.
Dalle prime osservazioni astrometriche al Mount John e da D. Herald vicino a Canberra era chiaro che la cometa sarebbe passata a 0,3 UA dalla Terra e si sarebbe spostata rapidamente verso nord durante il mese di agosto, e sarebbe stata comodamente osservabile come oggetto serale nell'emisfero settentrionale, ipotizzando che forse sarebbe stata luminosa all'incirca di +4 mag, pochi giorni prima del suo passaggio al perielio il 24 agosto.
Le stime della magnitudo visiva di Pearce variavano da +9,7 il 21 giugno, +8,1 il 10 luglio, +7,6 il 17, +6,7 il 23 e +5,4 il 30 luglio.
A Shailer Park, nel Queensland, Terry Lovejoy ha rilevato la cometa ad occhio nudo e ha notato una coda di 1/4° già il 19 luglio. Questo osservatore ha tracciato la coda fino ad 1° il 30 luglio, a 1,5° il 31, e forse anche a 2,7° il 1° agosto; una coda lunga almeno 1° poteva ancora essere vista al crepuscolo del 7 agosto, e la luminosità totale ad occhio nudo era di +4,5 mag.
Questa cometa sembra essere stata l'ultima volta dall'emisfero australe da David Seargeant a The Entrance, New South Wales, il 9 agosto.
Le osservazioni Radio di OH sono state fatte da D. Bockelée-Morvan e E. Gerard a Nançay a partire dal 3 agosto. La cometa è stata rilevata otticamente da E.P. Bus nei Paesi Bassi il 12 agosto.
Il 17 agosto Marco Cavagna a Milano con binocolo 7x50, stima la luminosità in +4.1 mag, e nota una coda lunga 1,2°.
Morris descrisse una coda di 2° il 19 agosto e diede una magnitudine di +4,9 con binocolo 15x80, l'aspetto era simile il 22, e sebbene la cometa fosse sbiadita a +5,3 magnitudini il 26 agosto, a +5,8 il 31, a +6,0 il 5 settembre, a +6,7 l'11 e +7,4 il 20, la lunghezza della coda è stata mantenuta o addirittura leggermente aumentata.
Fotograficamente, H.B. Ridley, ha ripreso l'estensione della sua coda fino a 12° il 24 agosto.
Le osservazioni sono continuate anche in autunno da parte di Morris che ha stimato la luminosità in +8,8 mag il 2 ottobre, in +10,0 il 28 ottobre e in +11.7 il 18 dicembre.
Altre rilevazioni della posizione sono state fatte anche ad inizio del 1983.
Analisi scientifiche:
Gli spettrogrammi ottenuti da C.W. McCracken e L.W. Brown al Goddard Space Flight Center, il 19 agosto 1982, hanno mostrato un continuum debole ed emissioni dovute a CN, CH, C3, C2 e [O 1]; una settimana dopo sono state rilevate anche emissioni di OH, NH e CO+.
Questa cometa è stata la prima cometa di lungo periodo per la quale è stato tentato il rilevamento radar, ma l'esperimento non ha avuto ovviamente successo. Per una cometa appena scoperta è estremamente difficile garantire che l'orbita sia sufficientemente conosciuta per questo scopo, nel caso di questa cometa non sarebbe stato possibile nemmeno intraprendere l'esperimento se non fosse stato per le precise serie di osservazioni astronomiche ottenute e comunicate tempestivamente da Gilmore e Kilmartin dal Mount John Observatory.
Parametri orbitali:
Dai calcoli del JPL, ottenuti da 290 osservazioni nell'arco di 288 giorni, è stato possibile ricavare un'orbita molto ellittica con un'eccentricità di 0,9993961712201157 ed un semiasse maggiore di 1072,84084563687 UA, con un periodo di rivoluzione di ben 35.140,76016803661 anni.
La traiettoria risulta quasi perpendicolare al piano dei pianeti, avendo un'inclinazione di ben 84,49498334186687° rispetto all'eclittica, e con un Argomento del perielio di 33,82283629024859°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 326,262541506589° (2000.0).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 24,72937591 agosto 1982, mentre si trovava ad una distanza di 0,6478121788309483 UA dal Sole, mentre con il suo afelio si spinge fino a ad una distanza di 2145,033879094909 UA.
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA PRIMA 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.
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.
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.
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.
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 SECONDA COMETA del 1983
C/1983 J1 (SUGANO-SAISUGA-FUJIKAWA)
La cometa Sugano-Saigusa-Fujikawa, formalmente indicata come C/1983 J1 (Sugano-Saigusa-Fujikawa) è una cometa non periodica, che è diventata debolmente visibile ad occhio nudo, dato che il 12 giugno 1983 è passata a meno di 9.400.000 km dalla Terra piazzandosi così al 15º posto tra le comete che si sono avvicinate di più alla Terra negli ultimi 2.000 anni, tra quelle di cui si ha conoscenza.
Scoperta:
Y. Kozai, dell'Osservatorio Astronomico di Tokyo, comunica che un'altra nuova brillante cometa è stata scoperta da Matsuo Sugano, Yoshikazu Saigusa e Shigehisa Fujikawa, ognuno dei quali la descrisse come diffusa e non condensata. Un'ulteriore osservazione di E. Mayer (Barberton, OH), menziona una condensa in una chioma di 2' e una fotografia di E. Everhart /Denver, CO), mostra una coda lunga circa 15'. IAUC 3803 .
Osservazioni:
Altre osservazioni del 9 e 10 maggio furono fatte da vari osservatori in Giappone e negli USA, con magnitudini tra +7,8 (Machholz) e +7,3 (Young). IAUC 3807 .
Osservazioni dal 5 all'11 giugno, forniscono stime della magnitudine da +7,4 (Daniel W.E. Green, Harvard, USA) a +6,6 (J.C. Merlin, Le Creusot, Francia). IAUC 8324 - IAUC 8326 .
Al suo massimo la magnitudine apparente era di circa +5.
Osservazioni spettroscopiche e infrarosse della cometa Sugano-Saigusa-Fujikawa (1983 V) sono state ottenute durante il suo passaggio ravvicinato alla Terra dall'11 al 14 giugno 1983. I tassi di produzione di Ossigeno atomico erano di 1,8±0,9×10E26 atomi/s osservati il 12,3 Giugno e di 7±3,5×10E26 atomi/s il 13,4 giugno, che portano a tassi di produzione di acqua derivati di 3×10E27 mol/s il 12 giugno e 1,1×10E28 mol/s il 13 giugno. Le abbondanze delle specie minori NH2 , CN, C2 e C3 sono insolitamente bassi rispetto all'Ossigeno. Il limite superiore del raggio nucleare medio dalla fotometria a infrarossi e visiva il 12 e 13 giugno (supponendo che l'intero segnale provenga dal nucleo) è di circa 370 m. Il rapporto massa polvere/gas era <0,01 il 12 giugno e <0,005 il 13 giugno. [Link] .
Meteore:
La piccola MOID con la Terra, ha fatto sì che vari astronomi abbiano ipotizzato l'esistenza di un possibile sciame meteorico generato dalla cometa, questo sciame avrebbe il radiante tra le stelle Upsilon e Omega della costellazione di Andromeda, il suo periodo di attività sarebbe tra il 10 e il 14 giugno, con il picco attorno al 12-13 giugno. L'attività meteorica di questo sciame è stata effettivamente osservata tramite radar il 14 giugno 1983. IAUC 3832 .
Parametri orbitali:
Dai dati calcolati dal JPL risulta che la cometa è passata al perielio il 1,33 maggio 1983 ad una distanza dal Sole di 0,4711 UA, il suo piano orbitale è inclinato di 96,623°, quindi quasi perpendicolare rispetto all'eclittica, con un'eccentricità di 0,999901547872362 si ricava un periodo orbitale di circa 331.000 anni, con un afelio a circa 9570 UA.
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA COMETA del 1986
1P/1982 U1 (HALLEY)
Perielio il 9 febbraio - XXX passaggio noto e visibile ad occhio nudo, la cometa è stata fotografata da innumerevoli telescopi, e la sua coda di gas è stata attraversata dalla sonda spaziale europea Giotto.
Evento (1P/1982 U1, 1986 III, 1982i).
Osservazioni:
L'incontro del 1986 è stato meno favorevole per le osservazioni: la cometa non ha raggiunto la luminosità degli incontri precedenti, e, con l'aumento dell'inquinamento luminoso dovuto all'urbanizzazione, molte persone non l'hanno vista affatto. Comunque, lo sviluppo del viaggio spaziale ha dato agli scienziati l'opportunità di studiare una cometa da vicino, e molte sonde furono lanciate con tale obiettivo. La più spettacolare è stata la sonda Giotto, lanciata dall'Agenzia spaziale europea, che è passata vicino al nucleo della cometa. Altre sonde sono state Vega 1 e Vega 2 dell'Unione Sovietica, le due sonde giapponesi, Suisei e Sakigake e la sonda statunitense ICE.
Il ritorno di Halley fu scoperto per la prima volta dagli astronomi David C. Jewitt e G. Edward Danielson il 16 ottobre 1982 usando il telescopio Hale da 5,1 m sul Monte Palomar e una telecamera CCD . La prima persona a osservare visivamente la cometa al suo ritorno nel 1986 fu l'astronomo dilettante Stephen James O'Meara il 24 gennaio 1985.
O'Meara usò un telescopio da 24 pollici costruito in casa sopra Mauna Kea per rilevare la magnitudine 19,6 cometa.
L'8 novembre 1985 Stephen Edberg ( NASA Jet Propulsion Laboratory) e Charles Morris furono i primi ad osservare la cometa di Halley a occhio nudo nella sua apparizione del 1986.
( Nucleo ripreso dalla sonda Giotto nel 1986 ).
L'incontro del 1986 è stato meno favorevole per le osservazioni: la cometa non ha raggiunto la luminosità degli incontri precedenti, e, con l'aumento dell'inquinamento luminoso dovuto all'urbanizzazione, molte persone non l'hanno vista affatto. Comunque, lo sviluppo del viaggio spaziale ha dato agli scienziati l'opportunità di studiare una cometa da vicino, e molte sonde furono lanciate con tale obiettivo. La più spettacolare è stata la sonda Giotto, lanciata dall'Agenzia spaziale europea, che è passata vicino al nucleo della cometa. Altre sonde sono state Vega 1 e Vega 2 dell'Unione Sovietica, le due sonde giapponesi, Suisei e Sakigake e la sonda statunitense ICE.
Il ritorno di Halley fu scoperto per la prima volta dagli astronomi David C. Jewitt e G. Edward Danielson il 16 ottobre 1982 usando il telescopio Hale da 5,1 m sul Monte Palomar e una telecamera CCD . La prima persona a osservare visivamente la cometa al suo ritorno nel 1986 fu l'astronomo dilettante Stephen James O'Meara il 24 gennaio 1985.
O'Meara usò un telescopio da 24 pollici costruito in casa sopra Mauna Kea per rilevare la magnitudine 19,6 cometa.
L'8 novembre 1985 Stephen Edberg ( NASA Jet Propulsion Laboratory) e Charles Morris furono i primi ad osservare la cometa di Halley a occhio nudo nella sua apparizione del 1986.
Francobolli:
L'ultima visita della cometa di Halley è stata commemorata da una moltitudine di francobolli provenienti da tutto il mondo. Il set della Gran Bretagna, disegnato dal fumettista Ralph Steadman e uscito nel febbraio 1986, un mese prima dell'incontro di Giotto con la Cometa, è visivamente forte e si colloca artisticamente tra i migliori di tutti i set di Halley.
Il francobollo da 17p raffigura un Edmond Halley raggrinzito che assomiglia molto alla sua cometa.
Il francobollo da 22p mostra la sonda Giotto che si avvicina al nucleo della "palla di neve sporca" della cometa mentre il francobollo da 31p ci ricorda che alcune persone potrebbero avere la fortuna di vedere la cometa di Halley due volte nella loro vita. Sul francobollo da 34p, la cometa è vista girare intorno al Sole e illuminarsi mentre passa per il perielio.
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LA COMETA del 1987
C/1987 P1 (BRADFIELD 13)
La C/1987 P1 (Bradfield) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1987.
Ha una MOID con Marte di soli 6,5 milioni di km (0,043 UA).
Scoperta:
La cometa è stata scoperta la sera dell'11 agosto 1987 (ora locale) da William A. Bradfield in Australia utilizzando un rifrattore da 150mm-f/5.5. È stata la sua tredicesima scoperta di comete in totale.
Bradfield sapeva che quella sera avrebbe avuto solo poco tempo per cercare le comete a causa dell'arrivo della luna nascente, ma poiché nei seguenti giorni era previsto maltempo, si era comunque recato al suo sito di osservazione a nord di Adelaide. Ha trovato la cometa subito dopo il sorgere della luna e l'ha osservata per un'altra ora, e ha potuto solo annotare una posizione approssimativa. Dopo aver segnalato la sua scoperta la mattina successiva, è stata confermata da diversi altri osservatori in Nuova Zelanda e Australia il 12 agosto.
Osservazioni:
Al momento della sua scoperta, la cometa si muoveva nella costellazione dell'Acquario, quando era ancora a 1,57 UA dalla Terra e 1,72 UA dal Sole. Nonostante la sua magnitudine già relativamente elevata di circa +9 / +10, ed evidentemente non è stata scoperta prima perché si trovava nelle regioni ricche di stelle della Via Lattea meridionale a magnitudine +12 al momento della sua opposizione a metà maggio di quell'anno.
Nei mesi di agosto e settembre, la cometa è stata seguita, in particolare dagli osservatori dell'emisfero australe. La sua luminosità è aumentata a oltre +7 mag. Da ottobre la cometa era anche nell'emisfero settentrionale visibile, e poi la sua luminosità aumentò rapidamente, il 10 ottobre era ancora di circa +7 mag, ma alla fine del mese la cometa era visibile anche ad occhio nudo e raggiunse circa +5 magnitudini nel novembre 1987, diventando così la cometa più luminosa dal ritorno della cometa di Halley nel 1986.
La lunghezza della coda ha raggiunto i 2–4° a novembre. IAUC 4496 .
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Poi è diventata di nuovo più debole e a metà dicembre 1987 non era più visibile ad occhio nudo. Nella seconda metà del mese, la cometa ha mostrato non solo una coda di plasma lunga quasi 2°, ma anche una chiara contro coda per un breve periodo. A gennaio la luminosità e la lunghezza della coda diminuirono, a metà del mese aveva raggiunto la sua massima elongazione dal Sole a 88°, ed era stata osservata ancora molte volte, mentre la sua ultima osservazione è stata fatta il 13 aprile 1988 a Cambridge con una luminosità di sole +11 mag.
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Analisi scientifiche:
Oltre alle linee di emissione tipiche delle comete di CN, C2 e C3, anche quelle dei silicati (olivina), furono rilevate in larga misura nello spettro della cometa. Una stima della perdita di massa della cometa ha dato un valore di oltre 10E6 g/s alla distanza di 1,45 UA dal Sole. Supponendo che l'intero emisfero illuminato dal Sole del nucleo della cometa secerne materiale, questo fornisce un limite inferiore per il raggio del nucleo di 1,3 km. [PDF] - [PDF] .
La luce emanata dalla chioma della cometa è stata esaminata per quanto riguarda la sua polarizzazione e dai risultati della misurazione è stato possibile trarre conclusioni sulla dimensione e sul materiale delle particelle di polvere. [PDF] - [PDF] .
Nell'ottobre e nel novembre del 1987, le osservazioni della riga di emissione OH di 18cm, dalla cometa Bradfield furono effettuate con il radiotelescopio di Nançay. È stato rilevato un segnale chiaro, dal quale è stato possibile derivare la velocità di produzione del radicale OH. [PDF] .
Le fotografie della coda di plasma della cometa sono state analizzate per determinare le condizioni fisiche dell'atmosfera della cometa e dello spazio interplanetario circostante e per sviluppare modelli matematici per gli effetti osservati. La velocità del vento solare in prossimità della cometa è stata ricavata dalle immagini della coda di plasma e confrontata con le misurazioni satellitari vicino alla Terra. [Link] .
Nella curva di luminosità della cometa è stata rilevata una variabilità con un periodo di 6 giorni, e questo potrebbe indicare una rotazione del nucleo della cometa con lo stesso periodo. [PDF] .
Parametri orbitali:
Da 611 dati di osservazione per un periodo di 245 giorni, è stata determinata un'orbita ellittica per la cometa, e risulta che è inclinata di circa 34° rispetto all'eclittica. Nel punto più vicino al Sole (perielio), che la cometa ha passato l'ultima volta il 7 novembre 1987, si trovava a circa 130,0 milioni di km dal sole, tra le orbite di Venere e della Terra. Il 12 dicembre si è avvicinato alla Terra entro 124,7 milioni di km (0,83 UA).
( Diagramma orbitale - JPL ).
Evoluzione dell'orbita:
Secondo gli elementi orbitali del JPL Small-Body Database e ignorando le forze non gravitazionali, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,99447 e un semiasse maggiore di circa 157 UA qualche tempo prima di passare attraverso il Sistema Solare interno, dando il suo periodo orbitale intorno ai 1960 anni.
La cometa potrebbe quindi essere apparsa in tempi antichi intorno all'anno 27 dC (incertezza ±1,7 anni), ma non si hanno resoconti di comete intorno a questi anni.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa dei transiti relativamente ravvicinati di Saturno il 1 settembre 1986 a circa 7 ⅓ UA e di Giove il 23 febbraio 1988 a una distanza di circa 3 ¾ UA, la sua eccentricità orbitale è stata ridotta a circa 0,99359 e il suo semiasse maggiore a circa 135 UA, riducendo il suo periodo orbitale a circa 1565 anni.
Quando raggiungerà il punto più lontano (afelio) della sua orbita intorno all'anno 2773, sarà a 40,2 miliardi di km dal Sole, quasi 270 volte più lontano della Terra e 9 volte più lontano di Nettuno. La sua velocità orbitale nell'afelio è di soli 0,15 km/s. Il prossimo transito al perielio della cometa dovrebbe avvenire intorno all'anno 3552 (incertezza ±1,2 anni).
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LA PRIMA COMETA del 1989
23P/1989 N1 (BRORSEN-METCALF)
Passaggio al perielio il 11 settembre 1989.
(evento 23P/1989 N1).
La cometa Brorsen-Metcalf, formalmente 23P/Brorsen-Metcalf, è una cometa periodica del Sistema solare, appartiene dinamicamente al gruppo cometario della cometa di Halley. In questo passaggio ha raggiunto il limite di visibilità ad occhio nudo in cieli particolarmente scuri.
Durante il 1989 la cometa è passata nel punto più vicino alla Terra il 7 agosto (0,62 UA) e ha superato il perielio l'11 settembre 1989 (0,48 UA). Tra queste due date la cometa ha raggiunto una luminosità massima vicina a +5 mag.
Il 7 agosto le dimensioni effettive della chioma sono state misurate in 220.000 km di diametro.
Alcune stime della magnitudine visiva totale:
12.10 agosto, +6.3 (R. Haver, Tolfa, Italia, binocolo 15x80; Coda di 0,7 gradi in pa 290 gradi);
13.08 agosto, +6.0 (F. Van Loo, Genk, Belgio, binocolo 8x30);
14.20 agosto, +6.5 (M. Kidger, La Palma, Isole Canarie, 12x50 binocolo);
15.50 agosto, +6.0 (CS Morris, La Canada, CA, 10x50 binocolo);
17.07 agosto, +6.1 (JD Shanklin, Cambridge, Inghilterra, 10x80 binocolo; durante l'eclissi lunare);
18.32 agosto, +6.2 (DWE Verde, Cambridge, MA, binocolo 20x80).
Orbita:
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LA SECONDA COMETA del 1989
C/1989 Q1 (OKAZAKY-LEVY-RUDENKO)
La C/1989 Q1 Okazaky-Levy-Rudenko, è una cometa non-periodica, che ha raggiunto la visibilità ad occhio nudo in cieli scuri, nel corso del 1989, quando ha esibito una magnitudine di circa +5.
Una particolarità di questa cometa è quella di avere un'orbita quasi ortogonale al piano dell'eclittica con un inclinazione solo leggermente superiore ai 90°.
Scoperta:
La cometa fu scoperta da Kiyomi Okazaki, fotograficamente con una camera Schmidt da 25cm, e indipendentemente da David Levy e Michael Rudenko, entrambi americani, visualmente, il 24/25 agosto 1989. [Link] - IAUC 4841 .
Osservazioni:
Vi riportiamo 2 serie di osservazioni fatte da astrofili italiani:
30 settembre 1989: - A Torgnon - La chioma appare di aspetto quasi perfettamente circolare, con un grado di condensazione pari a 4. La chioma sfuma gradualmente verso l'esterno, senza irregolarità. Nessuna coda visibile a 70x , aspetto diffuso con nucleo quasi impercettibile, grado di condensazione della chioma 2 e diametro circa 10', con una magnitudine di +10.5 / +11 circa. Osservata a 70x con il Dobson da 25cm. (Astrofili d'assalto).
05 ottobre 1989: - Da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo) osservo la cometa dopo una laboriosa ricerca a causa della fastidiosa presenza della Luna, con riflettore 114/900 a 36x. Lavoro dalle 18:00 alle 18:40 T.U. Di aspetto assai debole, effettuo una stima approssimativa della magnitudine che mi risulta maggiore di +8. Il grado di condensazione è fra 1 e 2. La magnitudine limite questa sera è +5.5, seeing 2 e cielo sereno, quasi limpido. (Martellini GAV).
09 ottobre 1989: - Osservo da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo). Nonostante la Luna in fase superiore al quarto, la ricerca è stata facile e l'astro si percepisce assai bene con la visione distolta. Non stimo la magnitudine proprio per la presenza della Luna ma sono sicuro che la luminosità è sensibilmente aumentata. E' stato usato il riflettore newtoniano 114/900 a 36x. L'osservazione si è svolta tra le 18:00 e le 18:45 T.U. con magnitudine limite +5.3, seeing 2.5, cielo sereno con lieve foschia. (Martellini GAV).
15 ottobre 1989: - Da Valcava - Osservazione compiuta con luna piena. Non si nota alcuna coda. La chioma appare netta e perfettamente circolare. Osservata a 94x ingrandimenti. (Astrofili d'assalto).
16 ottobre 1989: - Dal paese di Pedona (frazione di Camaiore), osservo la cometa dalle 17:39 alle 17:57 T.U. Il cielo è sereno con densa foschia sul mare. Ritrovo la cometa prima che fosse completamente buio. Inizialmente appariva come una macchia indistinta, poi, a buio, come un globuletto rotondo abbastanza esteso con il centro puntiforme e denso. I contorni, pur sfumati sono abbastanza netti. Non rilevo traccia di coda. La migliore visione si ha con la visione distolta. C'è il chiarore della Luna che sorge dietro il monte Prana ma non è fastidioso. Stimo la magnitudine col metodo di Sidgwick alle 17:57 T.U. (in +7.2).
Lo strumento usato è il binocolo 15x80. (Martellini GAV).
17 ottobre 1989: - Da Pedona (frazione di Camaiore) osservo la cometa dalle 17:28 alle 18:11 T.U. Il cielo è limpidissimo, c’è una sottilissima striscia di foschia sul mare; il seeing è 2.5, la magnitudine limite +5.8. Ritrovo la cometa ancora con il chiarore del crepuscolo. Ottima è la visione della chioma; a tratti mi è sembrato di percepire un inizio di coda rettilinea ma non ne sono sicuro. La chioma appare abbastanza densa con il centro a tratti puntiforme. La forma è rotondeggiante e di qualche primo di diametro; la "corona" più esterna della chioma, corrispondente a circa 1/2 del diametro, è meno densa
della zona più centrale. Appare meglio visibile di ieri; i contorni sono più sfumati. Alle 18:00 T.U. stimo la magnitudine col metodo di Sidgwick (in +7.5).
Strumento usato: binocolo 15x80. (Martellini GAV).
18 ottobre 1989: - Ancora da Pedona (frazione di Camaiore) effettuo un'osservazione dalle 17:27 alle 18:15 T.U. Ci sono fasci fusiformi di cirri bassi sull'orizzonte ovest e la luce della pianura viene innalzata notevolmente da un po' di umidità. La magnitudine limite è +5.7, il seeing 2.5. La cometa appare meno estesa del giorno 17, con i bordi più indefiniti e al suo interno è presente una condensazione centrale meno evidente del giorno precedente dando alla chioma un aspetto più amorfo. Non è stato facile determinare la magnitudine, probabilmente influenzato dall’aver visto che le stime dei giorni scorsi la davano circa 1 magnitudine superiore alle previsioni. Ho però fatto una prova con una stella di magnitudine +6.3 (magnitudine prevista per oggi = +6.2) e assolutamente la cometa è meno luminosa. Ho ripetuto più prove via via scartando stelle di paragone fino a che sono rimasto con tre mediando la cui luminosità ho ottenuto il valore per la cometa di +7.4 (metodo di Sidgwick). Verso le 17:50 T.U. ho avuto la sensazione di vedere la coda ma credo di essermi sbagliato. Il grado di condensazione non l'ho stimato (come del resto le volte scorse) perché col binocolo non sono ancora in grado di farlo (a causa del basso ingrandimento fornito) ma direi che il valore è diminuito rispetto al giorno precedente. Binocolo usato: 15x80. (Martellini GAV).
22 ottobre 1989: - Da Valcava - Nucleo perfettamente circolare dalle apparenze non eccessivamente stellari ma leggermente diffuso. La chioma è circolare, ben definita a SW. Lieve effetto goccia sul nucleo e sulla chioma in direzione della coda. La chioma appare leggermente a ventaglio. Magnitudine a circa +5.5 / +6.0, coda in PA 25°, lunghezza della coda circa 35'-40', grado di condensazione 4. Osservata a 94x ingrandimenti. (Astrofili d'assalto).
22 ottobre 1989: - Dalla vetta del monte Matanna (effettuo l'osservazione dalle 17:15 alle 18:00 T.U. Alle 17:19 ritrovo la cometa, nonostante sia ancora chiaro, grazie alle ottime condizioni del cielo (solo dei cirri sembrano avvicinarsi alla zona della cometa ma si dissolvono prima). Essa appare come un globulo nebbioso, denso, colore bianco e finalmente posso osservare la coda di ioni (Tipo I) anche se solo con la visione distolta, rettilinea, con angolo di posizione di 21°. Stimo la magnitudine alle 18:00 T.U. col metodo di Sidwick (in +6.9). Per prova, tento di osservare nuovamente la cometa quando si trova a circa 8° sull'orizzonte: si percepisce ancora.
Strumento usato: binocolo 15x80. (Martellini GAV).
08 novembre 1989: - Finito il periodo di visibilità serale, studio l'astro da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo) dalle 04:00 alle 04:54 T.U. Inizialmente poco visibile a causa del nebbione all'orizzonte che si alzava per molti gradi, la cometa riesce finalmente a mostrarsi meglio quando si libera da questo denso filtro. Durante questo periodo di attesa è però iniziato il crepuscolo astronomico ed è in queste condizioni che ho dovuto stimare la magnitudine alle 04:45 T.U. (in +6.4) col metodo di Sidgwick. La zona centrale è bianca e di apparenza quasi stellare, un poco sfumata. Solo un momento mi è sembrato di vedere un inizio di coda per il resto del tempo non notata. La forma della chioma è sferoidale, l'alone meno denso ed esterno è alquanto ristretto. Stimo il grado di condensazione: 6. Strumento usato: binocolo 15x80. (Martellini GAV).
11 novembre 1989: - Dal solito sito di Viareggio, osservo la cometa dalle 03:45 T.U. alle 04:45 T.U. C'è della nebbiolina che disturba notevolmente la visione che è andata migliorando mano mano che l'astro si alzava sull'orizzonte. A tratti ho avuto la sensazione di vedere la chioma un poco elongata ma
per il resto del tempo la cometa ha avuto l'aspetto di stella leggermente sfuocata, di colore
bianco intenso al centro e con alone esterno ristrettissimo. Non è stata stimata la
magnitudine. Strumento usato: binocolo 15x80. (Martellini GAV).
27 novembre 1989: - Da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo) osservo la cometa dalle 04:26 T.U. alle 05:07 T.U. col binocolo 15x80. Stimo la magnitudine alle 04:45 T.U. (in +5.6) col metodo di Sidgwick, ed il grado di condensazione: 5. La zona densa della chioma occupa circa 1/2 dell'intero diametro osservabile. (Martellini GAV).
28 novembre 1989: - Osservo per l'ultima volta la cometa. Inizio alle 04:22 T.U. Col binocolo 15x80 stimo un grado di condensazione uguale a 4 e una magnitudine di +6.0 alle 05:00 T.U. col metodo di Sidgwick. La condensazione è quasi puntiforme ma la chioma è, nella sua generalità, più inconsistente di ieri, più sfrangiata (ricorda M92) e con un diametro assai ridotto. L'osservazione termina alle 05:07 T.U. (Martellini GAV).
Osservazioni di: ''Astrofili d'assalto'' & ''Michele Martellini del Gruppo astronomico Viareggio''.
Parametri orbitali:
Trattandosi di una cometa a lunghissimo periodo, vi forniamo gli elementi baricentrici, che rappresentano e descrivo in modo più esaustivo l'orbita attuale e futura della cometa:
Orbita nominale baricentrica futura (a 250 UA dal Sole)
Epoca T Perielio q e ω Ω i
2288 05 26 19891112.554362 0.64134280 0.99993982 150.503112 275.566667 90.139492
± 0.000172 0.00000894 0.00001752 0.001486 0.000276 0.000246
1/afut = (+80.49 ± 27.32)×10-6 AU-1 ( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA COMETA di NATALE del 1989
C/1989 W1 (Aarseth-Brewington)
La C/1989 W1 (Aarseth-Brewington) è una cometa non periodica che raggiunse la visibilità a occhio nudo, nell'inverno tra il 1989 e il 1990, raggiungendo la magnitudine di +2,4.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 16 novembre 1989 da due astrofili, il norvegese Knut Aarseth alle 18:29 e lo statunitense Howard J. Brewington alcune ore dopo.
Un astrofilo italiano, Mauro Vittorio Zanotta la scoprì il 18 novembre 1989 diventando così solo uno scopritore indipendente della cometa. La cometa fu la prima cometa scoperta da questi due astrofili.
La scoperta della prima cometa norvegese in 50 anni, ha suscitato grandi titoli sui media norvegesi nelle settimane successive, dando molto risalto all'evento, dopo che i primi calcoli ipotizzavano che potesse essere ben visibile ad occhio nudo.
Relazione di Knut Aarseth:
Quando la cometa fu scoperta il 16 novembre 1989, si trovava a 237 milioni di km dalla Terra.
Viaggiava ad una velocità di 75 km al secondo, la cometa ha sfrecciato nello spazio nell'area tra la costellazione di Ercole e la Corona Boreale, dove è stata trovata.
La cometa si trovava quindi relativamente bassa nel cielo a ovest-nordovest. Quando sono salito all'osservatorio quella notte non sapevo che avrei scoperto una cometa nell'ora successiva.
L'unica cosa che mi era chiara era che il tempo per cercare una possibile nuova cometa era favorevole. Erano passati tre giorni dalla luna piena. La luna non stava ancora sorgendo sopra l'orizzonte a est, e il cielo era quasi senza nuvole a ovest. Dopo alcuni minuti di ricerca efficace, ho individuato un oggetto debole e diffuso con condensazione centrale nella posizione AR 16h 20' - DEC +28 gradi, Nel mio telescopio Schmidt-Newton da 5,5 pollici. La luminosità dell'oggetto che ho calcolato era di +8,5 magnitudini, mentre il diametro della chioma era di 2 minuti d'arco.
Rabbrividii un po' di più quando dopo pochi secondi mi resi conto che doveva esserci una nuova cometa che avevo davanti agli occhi.
Non avevo mai visto un oggetto simile a una cometa in questa zona del cielo stellato, quindi ero sicuro che fosse una nuova cometa che avevo scoperto. Tuttavia, è stato controllato un atlante stellare (Sky Atlas 2000.0) per vedere se potesse esserci una nebulosa planetaria o un altro oggetto simile a una nebulosa nelle vicinanze. Inoltre, dovevo trovare importanti dati fisici sulla cometa se la scoperta doveva essere approvata. Era quindi tutto un po' frenetico e dovevo essere sicuro che ciò a cui arrivavo fosse giusto. Fu solo alle sette e mezza che lasciai in fretta e furia il posto di osservazione per informare il mio collega più vicino di ciò che avevo trovato.
Mentre correvo lungo il sentiero lungo diverse centinaia di metri per entrare in macchina per raggiungere il telefono di casa, c'era un pensiero che mi dava un po' fastidio:
'' Sono uscito troppo tardi? ''.
In effetti, ho considerato la possibilità di essere tra i primi tre e quindi di associare il mio nome alla nuova cometa. Gli astronomi delle latitudini meridionali, come il Giappone, avevano poi una fastidiosa luna nel cielo. Quindi ero un po' ottimista al riguardo. A casa chiamai un altro astronomo attivo, Runar Lunde, e gli dissi che quella che ero certo doveva essere una nuova cometa. La posizione della nuova cometa fu data a Runar Lunde, che dal suo osservatorio che aveva costruito appena fuori casa, puntò il suo telescopio sull'oggetto. Mentre aspettavo al telefono che Runar Lunde confermasse la mia osservazione, Ero un po' eccitato all'idea che la posizione che avevo dichiarato fosse giusta.
Dopo aver osservato l'oggetto, Runar Lunde non aveva dubbi: era una nuova cometa che avevo visto! Ora, quando la mia osservazione è stata confermata da un altro osservatore, abbiamo potuto rendere consapevole il mondo esterno di ciò che avevo visto.
Quando ho avuto ragione che non c'erano altri messaggi in arrivo al CBAT su una nuova cometa, mi sono reso conto che avrei potuto essere il primo comunque. Ma di sicuro non lo ero. Nonostante non siano stati ricevuti altri messaggi, il CBAT ha comunque inviato un messaggio su una possibile nuova cometa. Runar Lunde ha anche chiamato il Dipartimento di Astrofisica Teorica dell'Università di Oslo. Da lì si è fatto in modo che siano stati allertati diversi astronomi norvegesi, ai quali è stato chiesto di cercare la cometa. Ma, quando questa richiesta fu inviata, era così tarda sera che la cometa era scesa a nord-ovest. Il giorno dopo il 17 novembre, diversi osservatori norvegesi hanno potuto confermare la mia scoperta. La cometa era quindi facilmente visibile, ma le osservazioni furono presto a suo agio grazie alla forte aurora boreale. Lo stesso giorno la cometa è stata osservata visivamente e fotograficamente anche all'estero, con altre negli Stati Uniti. La cometa ha quindi mostrato il movimento. Sabato sera, 18 novembre, appena due giorni dopo la scoperta, è arrivato il grande giorno. CBAT quindi invia un messaggio internazionale in cui è stato nominato l'oggetto:
- Cometa Aarseth-Brewington 1989a1 -
La nuova cometa è stata annunciata nella circolare IAU n. 4907. Finalmente è arrivata la conferma ufficiale e la scoperta della cometa era un dato di fatto! Alcuni giorni con grande eccitazione e poco sonno sono stati attivati. La nuova cometa ricevette un doppio nome da un americano di nome Howard J. Brewington, Newberry, South Carolina, USA., l'aveva scoperto indipendentemente diverse ore dopo. Avevo letto spesso di astronomi dilettanti che hanno fatto scoperte di comete e hanno dato il nome alla cometa. Adesso ero uno di loro. Quasi 10 anni di ricerca sistematica nel cielo di nuove comete hanno prodotto risultati. Era incredibile. Il mio grande obiettivo come astronomo dilettante era stato raggiunto. Ma, una cosa per cui non ero preparato, era la grande copertura mediatica di questa sensazionale scoperta della cometa che nel paese nord-occidentale "bagnato dalla pioggia" ha provocato. Con molte telefonate, saluti floreali, ecc.
La cometa Aarseth-Brewington C/1989 W1, a cui ci si riferiva come cometa di Natale, era la cometa più limpida del cielo nel 1989-1990. La cometa era molto attiva in quanto la luminosità e la lunghezza della coda sono cambiate significativamente in breve tempo.
Già la prima settimana dopo la scoperta, ha annunciato la circolare IAU n. 4916, che la cometa poteva aumentare significativamente di luminosità, fino a +2,6 mag, intorno al perielio il 28 dicembre 1989.
La cometa passerebbe quindi più vicina al Sole e poi alla Terra.
Alla fine di novembre, la cometa aveva una coda di gas chiaramente diritta. All'inizio di dicembre, la luminosità stava raggiungendo la magnitudine +5,7, nello stesso momento in cui la cometa era molto attiva. La coda era allora lunga 1 grado. Nei giorni precedenti la metà di dicembre, la cometa è diventata sempre più chiara. Il 12-13 Dicembre, la cometa potrebbe essere vista per la prima volta ad occhio nudo. La luminosità stava quindi salendo a +4,4 magnitudine, che durante questi due giorni era aumentata di ben 1 magnitudine! Vista dalla Norvegia, la cometa aveva un'altitudine di 18-12 gradi sopra l'orizzonte a est, fino a metà dicembre. La cometa, che si muoveva rapidamente nel cielo, si dirigeva dritta verso sud, e dopo un quarto d'ora era sempre più difficile osservarla dalla Norvegia fino al 20 dicembre 1989, chiaramente a causa della bassa quota e dello sfondo del cielo chiaro.
Inoltre, la Luna ha disturbato le osservazioni dopo il 10 dicembre. La cometa era a quel tempo insolitamente potente con una coda di gas ben sviluppata che poteva essere facilmente osservata.
La cometa Aarseth-Brewington è stata vista per l'ultima volta dalla Norvegia meridionale il 20 dicembre 1989. Quando la cometa era più limpida a Natale e all'inizio del nuovo anno 1990, era facilmente visibile senza binocolo, ma non era più visibile dalla Norvegia.
La cometa ha poi raggiunto la sua massima luminosità massima di +2,8 magnitudini. La cometa Aarseth-Brewington è stata una delle comete che è stata all'altezza delle previsioni e non tutte le comete lo fanno. La cometa raggiunse l'estremo sud di -45 gradi, il 9 gennaio 1990.
Gli osservatori internazionali riferirono alla fine di dicembre 1989 e all'inizio del nuovo anno 1990, di una coda a forma di ventaglio particolarmente attiva e meravigliosamente sparsa che era lunga tra 5-10 gradi . La cometa al perielio della sua orbita quasi iperbolica c'è arrivata il 27 dicembre 1989.
La distanza cometa-sole era allora di circa 47 milioni di km. La cometa quindi si è poi allontana sia dal Sole che dalla Terra. Questa cometa, forse non tornerà mai più, o forse lo farà non prima di 250.000 anni da oggi.
Osservazioni di Michele Martellini del GAV:
Michele Martellini è Socio del Gruppo Astronomico Viareggio - Resp. Sez. Comete.
La cometa AARSETH-BREWINGTON, era prevista diventare molto luminosa proprio
nei giorni intorno al Natale 1989. Purtroppo sarebbe stata anche prospetticamente molto
vicina al Sole e per questo le osservazioni si sono limitate alla prima quindicina del mese
di dicembre; sarebbe forse stato possibile andare fin verso il giorno 20 ma il brutto tempo
lo ha impedito:
04 dicembre 1989 - Da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo) inizio la sessione
osservativa alle 04:25 T.U. Ritrovo l'astro alle 04:30 T.U.; con la visione distolta è
appena percepibile perché fasci di cirri disturbano la visione e per di più la cometa è
bassa sull'orizzonte. Man mano che si alza, la situazione migliora finché alle 05:03 T.U.
posso effettuare la stima di magnitudine col metodo di Sidgwick (6.53). La chioma si
presenta piccola, rotonda. Quasi tutta la testa cometaria appare uniformemente luminosa
e pastosa a parte una sottile corona esterna più debole. Stimo il grado di condensazione
fra 3 e 4; mi ricorda M92. Anche con la luce crepuscolare si vede bene. L'osservazione si
conclude alle 05:23 T.U. Strumento usato: binocolo 15x80.
06 dicembre 1989 - Da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo) osservo la
Aarseth-Brewington dalle 04:53 alle 05:24 T.U. La zona densa occupa gran parte della
chioma che è rotonda e di ridotte dimensioni. Assomiglia ad una stella non molto
sfuocata e la parte esterna e debole della chioma è molto stretta rispetto al diametro
complessivo. Non si notano particolari morfologici di rilievo. Stimo la magnitudine alle
05:05 T.U. (6.53) col metodo di Sidgwick usando il binocolo 15x80.
10 dicembre 1989 - Sempre da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo) osservo la
Aarseth-Brewington dalle 04:53 alle 05:24 T.U. La chioma è densissima per tutto il suo
diametro salvo una sottilissima corona più debole. L'aspetto è rotondeggiante, il colore
bianco pastoso, non c'è picco centrale. Percepisco un inizio di coda in angolo di
posizione 326°. Stimo la magnitudine col metodo di Sidgwick alle 05:05 T.U. (5.85).
Strumento usato: binocolo 15x80.
11 dicembre 1989 - E' l'ultima osservazione della Aarseth-Brewington. Da Viareggio
(terrazza superiore del mio palazzo) inizio l'osservazione alle 04:50 T.U. La chioma è
molto brillante con il centro privo di contorni ben definiti ma brillante e assomigliante ad
una stella sfuocata che occupa più di mezza chioma visibile. Forse percepisco un lieve
inizio di coda. Stimo la magnitudine alle 05:10 T.U. col metodo di Sidgwick (5.54).
Concludo l'osservazione alle 05:29 T.U. Strumento usato: binocolo 15x80.
Confrontando le stime di magnitudine effettuate e verificandole con le magnitudini
calcolate in precedenza, si nota una notevolissima concordanza, segno che non si sono
verificati eventi tali da mutare l'andamento fotometrico
Considerazioni:
La cometa al momento della scoperta era di 8,5-9,0 magnitudini, in seguito la cometa arrivò a una magnitudine apparente di +2,4, e presentò a occhio nudo una coda di 2°, un accenno di anticoda, e un nucleo apparente di +11 mag (si trattava in effetti del cosiddetto falso nucleo in quanto il vero nucleo cometario non è mai visibile con strumenti da terra).
La sua chioma raggiunse a fine gennaio 1990, all'incirca i 200.000 km di diametro.
( Percorso apparente in cielo fino a Natale ).
Parametri orbitali:
Il sito del JPL fornisce i dati di un'orbita iperbolica con eccentricità 1,000064988, e risulta inclinata di 88,3863° quindi quasi perpendicolare al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 205,2589°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 345,9169°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 27,8886 dicembre 1989, mentre passava a 0,30069 UA dal Sole.
La cometa, uscita dalla zona di influenza dei pianeti, adottando una soluzione baricentrica, sembra restare legata al Sole con un'orbita allungatissima, che la potrebbe riportare nel sistema solare interno, forse tra 250.000 anni.
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LA PRIMA COMETA del 1990
C/1989 X1 (AUSTIN 3)
La C/1989 X1 (Austin) è una cometa diventata visibile ad occhio nudo nella primavera del 1990.
Scoperta:
Rodney Austin ha scoperto la cometa il 6 dicembre 1989 attraverso un telescopio Schmidt-Newton da 8 pollici , ed è stata la sua terza scoperta cometa.
Al momento della sua scoperta, era già ovvio che doveva essere un oggetto di grandi dimensioni, poiché la cometa era ancora a più di 350 milioni di chilometri (2,42 AU) dal Sole e tuttavia era così brillante da essere vista come un oggetto di 11a magnitudine (ovvero 1/100 luminoso di quanto può essere percepito ad occhio nudo).
Osservazioni:
Furono presto fatte altre osservazioni, stabilendo l'orbita della cometa, e si scoprì che sarebbe passata per il suo perielio (il punto della sua orbita più vicino al Sole) il 9 aprile 1990 ad una distanza di circa 53 milioni di chilometri, all'interno l'orbita di Mercurio, e sarebbe arrivato a meno di 38 milioni di chilometri dalla Terra il 25 maggio. L'orbita indicava che dopo il 20 aprile 1990 poteva essere visto nell'emisfero settentrionale in basso sopra l'orizzonte verso nord-ovest, appena dopo il tramonto, e ancora meglio sopra l'orizzonte verso nord-est, poco prima dell'alba, e ci si aspettava che sviluppasse una coda facilmente osservabile che sarebbe stata una grande cometa.
La sua elevata eccentricità, superiore a 1, indicava che si trattava di un oggetto dinamicamente nuovo della nuvola di Oort.
La cometa era a 83 gradi di elongazione dal Sole al momento della scoperta e quasi circumpolare per l'emisfero australe. La cometa si è spostata lentamente verso nord e ha superato l'equatore il 21 marzo 1990, tuttavia la sua elongazione di circa 25 gradi, ha reso difficile l'osservazione.
Dopo il perielio, la cometa ha iniziato ad allontanarsi gradualmente dal Sole e al momento del massimo avvicinamento alla Terra si è trovata con un'elongazione di circa100 gradi dal Sole, nella costellazione dell'Aquila e si muoverebbe verso sud.
Una lunga coda ionica è stata osservata alla fine di febbraio 1990. Tuttavia, quando la cometa si è avvicinata al perielio, il tasso di schiarimento ha iniziato a rallentare quando si trovava a 1,56-1,27 UA dal Sole e sebbene l'attività sia aumentata nuovamente in aprile, la cometa ha finito per ottenere circa 6 magnitudini più fioche del previsto alla massima sua luminosità, risultando circa della magnitudine +2, con la maggior parte degli osservatori che riportano una luminosità massima tra +4 e +6.
La cometa era visibile ad occhio nudo tra il 5 maggio e il 25 maggio 1990, prima di svanire al di sotto di tale limite.
Analisi spettrale:
Lo spettro della cometa al momento della scoperta ha mostrato la presenza di emissione di ossidrile e il continuum dalla polvere, tuttavia la presenza di polvere è stata notata come insolitamente bassa.
Lo spettro ha anche rivelato la presenza di gas come il cianuro, CO2+ e carbonio biatomico.
Ulteriori osservazioni dello spettro della cometa hanno rivelato la presenza della riga proibita dell'ossigeno (1128 Å) e l'assenza di caratteristiche attribuite all'elio, all'argon e all'azoto biatomico.
Lo spettro millimetrico della cometa, dal radiotelescopio dell'IRAM, ha mostrato la presenza di acido cianidrico, formaldeide, idrogeno solforato e metanolo, ed è stata la prima volta che questi ultimi due sono stati osservati nello spettro di una cometa.
Analisi infrarosse e radio:
La cometa è stata ripresa nell'infrarosso dal satellite COBE il 6 maggio 1990 e ha rivelato la presenza di una coda di polvere lunga 6 gradi a 12 e 25 micrometri. La coda ha mostrato una struttura complessa che è stata attribuita alle variazioni del tasso di produzione di polvere della cometa, che è stato stimato essere 510 (+510/−205) kg/s. È stato stimato che il nucleo della cometa fosse ricoperto principalmente da particelle di 20 micrometri di diametro.
La cometa è stata osservata anche dalla fotocamera a infrarossi Golden Gopher con filtri da 8 a 12 micrometri, la prima volta che questa fotocamera è stata utilizzata per osservare una cometa.
Le immagini non mostravano la presenza di getti o conchiglie e il coma appariva leggermente allungato. È stato stimato da queste osservazioni che la cometa ha perso circa una tonnellata di materiale al secondo il 6 maggio e che è scesa a 570 chili al secondo il 12 maggio.
Le osservazioni della cometa con il polarimetro hanno rivelato la presenza di getti e conchiglie, caratteristiche comuni di una cometa. È stato anche osservato che le particelle di polvere della cometa avevano un'albedo più alta del solito.
Altre osservazioni foto-polarimetriche hanno stimato la dimensione delle principali particelle di polvere da 0,1 a 0,5 μm. Il cianuro e il carbonio biatomico avevano una polarizzazione vicina a quella prevista, ma il carbonio triatomico aveva una polarizzazione inferiore a quella prevista.
Il 13 maggio 1990, quando la coda della cometa Austin 3, passò davanti al quasar 3C 441 , intensificò le scintillazioni nelle onde radio.
Parametri orbitali:
L'orbita iperbolica con eccentricità di 1,000228081863031 è stata calcolata usando 266 osservazioni nell'arco di 203 giorni, ne risulta una traiettoria prograda molto inclinata di ben 58,9563677985423° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 61,5762937635376°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 75,92535582935152° (2000.0).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 09,96757491 aprile 1990, mentre si trovava ad una distanza di 0,3497738959103122 UA dal Sole.
La cometa è su una rotta di espulsione dal sistema solare e quindi non ritornerà mai più.
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA SECONDA COMETA del 1990
C/1990 K1 (LEVY 6)
La C/1990 K1 (Levy) è una cometa osservata anche ad occhio nudo tra agosto e ottobre del 1990.
La sua massima luminosità è stata di circa +3 mag.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta visivamente da Davd Levy di Tucson, in Arizona, il 20,44 maggio 1990 ed è stata la sua sesta scoperta. La cometa è stata trovata con il suo riflettore di 41cm vicino ad Alpheratz (Alpha Andromedae), mentre era di magnitudine +9,6 e con una coda corta.
Osservazioni:
Dal rapporto di J.D. Shanklin al Journal of the British Astronomical Association (vol.105, n°6, p.295-300), in cui si scrive:
'' La prima sessione di osservazioni è iniziata il 23 maggio 1990. Il passaggio più ravvicinato alla Terra si è verificato alla fine di agosto a una distanza di 0,43 UA. La cometa è stata seguita dal Regno Unito fino all'inizio di settembre, quando ha raggiunto la magnitudine +4. Quindi si spostò troppo a sud per essere osservata dall'Inghilterra, sebbene gli osservatori che vivevano più a sud continuassero ad osservarla attraverso il perielio. Ulteriori osservazioni nel Regno Unito sono state effettuate a febbraio e marzo del 1991, mentre le osservazioni finali sono state effettuate a metà aprile, quando la cometa era intorno a +12 mag ''.
MAGGIO 1990:
Martin Mobberley ha visto visivamente la cometa prima di fotografarla il 23,06 maggio. La prima osservazione in sezione della cometa è stata fatta da Jonathan Shanklin il 23,08 maggio, quando la vide di magnitudine +11,6 e con un diametro della chioma di 0,6' nel rifrattore di Northumberland di 30 cm. Ha anche tentato un'osservazione astrometrica nella stessa notte, ma è stato disturbato dagli alberi.
Un ulteriore tentativo il 25 maggio ha avuto successo ed è stata tra le prime posizioni astrometriche ottenute della cometa.
GIUGNO 1990:
All'inizio di giugno, Tony Tanti osservando da Malta e Graham Keitch dal Devon hanno valutato la cometa di circa +10 magnitudini nel loro grande riflettore, anche se Keitch ha stimato che fosse quasi una magnitudine più luminosa usando invece un binocolo 20x80. Alla fine del mese la cometa aveva raggiunto la magnitudine +8,5 con un diametro della chioma di circa 4'.
Il 27 giugno Keitch ha osservato una coda corta in P.A. 290°.
AGOSTO 1990:
Alcuni osservatori sono riusciti a vederla ad occhio nudo all'inizio del mese. Il 18 agosto la cometa è passata vicino a M15, fornendo un'ottima opportunità per i fotografi, la cometa è apparsa molto più grande e più condensata dell'ammasso globulare. La cometa era poi nel punto più vicino alla Terra e sono state riportate grandi dimensioni della chioma: James Fraser l'ha stimata di 20' di diametro in un binocolo 8x30 il 21 agosto con una magnitudine totale di +4,2. La geometria per la visualizzazione della coda è migliorata verso la fine del mese e molti osservatori hanno notato l'ampio ventaglio di materiale verso P.A. 80°, Richard McKim lo ha trovato lungo 0,5° nel suo riflettore di 22 cm.
SETTEMBRE - DICEMBRE 1990:
Andrew Pearce, osservando dall'Australia e Albert Jones dalla Nuova Zelanda, sono stati i principali contributori delle osservazioni dalla fine di settembre alla fine di dicembre. Le loro osservazioni mostrano che la cometa svanisce dalla 5a alla 7a magnitudine, con la coda che si restringe da circa 1° in P.A. 100° fino a 0,5° in P.A. 280°.
GENNAIO 1991:
La cometa era troppo a sud per essere osservata dal Regno Unito, ma Albert Jones in Nuova Zelanda è stato in grado di osservarla per tutto il mese, riportandola intorno all'ottava magnitudine.
FEBBRAIO 1991:
Robert Bullen Recuperò la cometa il 19,0 febbraio con il suo riflettore di 22 cm in pessime condizioni, stimandola intorno alla 9° magnitudine e il diametro della chioma in 8-10'. Peter Birtwhistle trovò la cometa tre giorni dopo, riportandola a +8 di magnitudine con un binocolo 20x80, con un diametro di chioma di 4'.
MARZO, APRILE e MAGGIO 1991:
La cometa nel mese di marzo si indebolì fino a +9.8 mag, ed in aprile passò dalla 10a alla 12a magnitudine, con un diametro della chioma di solo 1'. L'ultima misurazione astrometrica fatta da Shanklin fu il 9 maggio, dopo fu segiuta dall Oak Ridge Observatory con il riflettore da 1,5 metri.
Parametri orbitali:
I calcoli ottenuti da 664 dati osservativi in un arco di 681 giorni, ci forniscono un'orbita iperbolica retrograda con eccentricità 1,000582180973475, quindi la cometa si trova su una traiettoria di espulsione dal sistema solare, con un'inclinazione di 131,5840001816744° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 242,6663352437772°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 139,364095694857° (2000.0).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 24,68395770 ottobre 1990, mentre si trovata alla distanza di 0,9387377103134091 UA dal Sole.
Fatale gli fu lo strattone gravitazionale preso da Giove mentre si allontanava dal Sole a metterla su una traiettoria di fuga.
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LA COMETA del 1992
109P/1992 S2 (SWITF-TUTTLE)
Questo passaggio fu osservato telescopicamente, anche se la cometa per un certo periodo fu appena visibile ad occhio nudo in cieli scuri, raggiungendo la luminosità massima di +5 mag.
Osservazioni:
Tsuruhiko Kiuchi (Giappone) ha scoperto una cometa il 26,76 settembre 1992 e l'ha segnalata al National Astronomical Observatory (Tokyo). Ha detto che era di magnitudo +11,5.
H. Kosai di quell'osservatorio lo riferì successivamente all'Ufficio centrale per i telegrammi astronomici e suggerì che potesse essere la cometa Swift-Tuttle.
Diversi osservatori sono stati in grado di confermare la cometa entro le 24 ore successive e la direzione e la velocità di movimento indicate erano coerenti con ciò che ci si aspetterebbe dalla Swift-Tuttle.
Brian G. Marsden (Central Bureau) non è stato in grado di stabilire un collegamento preciso tra le posizioni del 1862 e del 1992, ma ha fornito un'orbita che rappresentava adeguatamente tutte le posizioni disponibili. Indicava una data del perielio del 12,29 dicembre 1992 (sbagliando di soli 15 giorni dalla sua previsione), ad una distanza del perielio di 0,959 UA e con un periodo orbitale di 135,29 anni.
Le osservazioni fatte nei primi giorni successivi al recupero hanno rivelato che la magnitudine effettiva della cometa era prossima a +9 e che il diametro della chioma era di circa 4 minuti d'arco.
La cometa si è poi costantemente illuminata durante le settimane successive. Ha superato la magnitudine +8,5 poco dopo l'inizio di ottobre ed era salita a +6,0 all'inizio di novembre.
Una debole coda lunga più di un grado era già visibile sulle fotografie dopo la metà di ottobre e ha continuato a schiarirsi durante le settimane successive. A metà novembre è stato possibile vedere oltre 2° di coda con il binocolo. Lungo altre linee di osservazione, gli astronomi hanno riferito che le osservazioni durante la prima metà di novembre stavano rivelando i tassi di produzione di vari gas, di cui OH, metanolo, CS e acqua sono stati tra i primi identificati.
La cometa ha superato la magnitudine +5.0 a metà novembre e ha continuato a illuminarsi.
La coda di ioni era lunga 6,7 ° il 23 novembre, quando Herman Mikuz (Slovenia) l'ha ripresa con fotogrammi CCD di esposizione di 10 minuti. Il più interessante è stato un rapporto di L. Jorda e J. Lecacheux (Paris-Meudon) e F. Colas (Observatoire de Paris) che le osservazioni di un jet nucleare con il telescopio da 1,05 me la camera CCD al Pic du Midi nel periodo del 20-26 novembre indicava un probabile periodo di rotazione nucleare di 2,9 giorni.
Confrontata con la periodicità precedentemente rilevata da Schmidt nella luminosità del nucleo nel 1862, erano compatibilmente simili.
Quando iniziò novembre le stime di luminosità erano ancora a +5,0 e la cometa non ha mostrato alcun segno di sbiadimento fino a poco prima di metà dicembre.
All'inizio di dicembre del 1992 stava diventando ovvio che i calcoli orbitali indipendenti di Marsden e Donald K. Yeomans che cercavano di adattarsi alle osservazioni del 1862 e del 1992 stavano diventando sempre più fuori luogo nel prevedere il movimento di questa cometa.
Marsden tentò una soluzione non gravitazionale e gestì il miglior adattamento delle posizioni disponibili, ma notò grandi discrepanze nelle posizioni dell'ottobre 1862.
È interessante notare che questa nuova orbita ha permesso di localizzare due immagini precedenti alla scoperta. Il primo è stato trovato da R. Haver (Cima Ekar) su una lastra esposta con uno Schmidt 0.4-mf / 2.5 il 3.08 gennaio 1992. La cometa è stata descritta come stellare con una magnitudine di 17,5.
Il secondo è stato trovato da L. Kohoutek (Calar Alto) su una lastra esposta il 7 gennaio con uno Schmidt di 0,8 m. Ha stimato la magnitudine come 18.
In questo periodo, Gary Kronk (Troy, Illinois, USA) ha annunciato la probabilità che le comete riportate dai cinesi in -68 e +188 fossero buoni candidati per la Swift-Tuttle. Calcoli indipendenti di Marsden e G. Waddington (Oxford University) hanno confermato i collegamenti e hanno notato che una soluzione puramente gravitazionale funzionava meglio per adattarsi alle apparizioni. Inoltre, ci si rese conto che dopo il 188 fino al 1737 non si sarebbero verificate apparizioni favorevoli.
La cometa è stata vista l'ultima volta il 29 marzo 1995 dagli osservatori del Siding Spring Observatory (Australia).
Orbita:
PARAMETRI ORBITALI (12,32 dicembre 1992 UT):
Distanza del perielio 0,958218 UA
Eccentricità dell'orbita 0,9635892
Inclinazione del piano orbitale rispetto all'eclittica 113,42658°
Argomento del perielio 153.00138°
Longitudine del nodo ascendente 139,44442°
Periodo di rivoluzione 135,02 anni
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LA COMETA del 1993-1994
P/1993 Y1 (McNAUGHT-RUSSELL 2)
La cometa C/1993 Y1 (McNaught–Russell 2) è una cometa di lungo periodo che ha raggiunto una magnitudine massima di +6,6 (appena sotto il livello dell'occhio nudo) all'inizio del 1994. IAUC 5956
Scoperta:
Per questo passaggio nel sistema solare interno, è stata scoperta il 17 dicembre 1993 da Robert H. McNaught e Kenneth S. Russell utilizzando il telescopio Schmidt del Regno Unito, a Siding Spring in Australia. IAUC 5910 .
Parametri orbitali:
L'orbita di C/1993 Y1 (McNaught-Russell 2) ha la forma di un'ellisse molto allungata con un'eccentricità di 0,9936. Il suo perielio era 0,87 UA e il suo afelio era 268,7 UA dal Sole. L'inclinazione della sua orbita rispetto al piano dell'eclittica è di 51,6°.
La cometa ha superato il suo ultimo perielio il 31 marzo 1994, ed il periodo della sua orbita attorno al sole è stato calcolato in circa 1430 ± 30 anni. IAUC 5926 .
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Collegamenti con comete del passato:
È stato notato da Francois Colas (osservatorio di Parigi) e da Ichiro Hasegawa, che il percorso della cometa coincideva con la cometa C/574 G1 registrata nel 574 d.C. nel periodo dal 4 aprile al 23 maggio, che si trova registrata sulle cronache astronomiche cinesi. IAUC 5943 .
Ciò darebbe alla cometa un periodo di circa 1420 anni, rendendola così la cometa con il periodo più lungo che si è vista su due ritorni separati.
Poiché è stato osservato che la cometa non si è avvicinata a nessun pianeta, la sua orbita dovrebbe rimanere sostanzialmente invariata fino al suo prossimo ritorno, e ciò collocherebbe il suo prossimo approccio al Sistema Solare interno all'incirca nel 3414.
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LA COMETA CHE HA COLPITO GIOVE
NEL LUGLIO DEL 1994
D/1993 F2 (SHOEMAKER-LEVY 9)
La cometa Shoemaker-Levy 9 (formalmente designata 1993e e D/1993 F2) è divenuta famosa perché è stata la prima cometa ad essere osservata durante la sua caduta su un pianeta.
Scoperta:
Fu scoperta il 25 marzo 1993 dagli astronomi Eugene e Carolyn S. Shoemaker e da David Levy, analizzando lastre fotografiche dei dintorni di Giove, destò immediatamente l'interesse della comunità scientifica; non era mai accaduto infatti che una cometa fosse scoperta in orbita attorno ad un pianeta e non al Sole. Catturata tra la seconda metà degli anni sessanta ed i primi anni settanta da Giove, le interazioni tra il gigante gassoso e la cometa ne avevano causato la disgregazione in 21 frammenti. Nel 1993 si presentava all'osservatore come una lunga fila di punti luminosi immersi nella luminescenza delle loro code, indicati spesso sui giornali come "la collana di perle". IAUC 5725 .
( Le macchie scure sono le aree di impatto dei frammenti della SL9 ).
Studi ed osservazioni:
Gli studi dell'orbita della cometa portarono alla conclusione che essa sarebbe precipitata sul pianeta nel luglio del 1994. Fu quindi avviata un'estesa campagna osservativa che coinvolse numerosi osservatori a Terra e diverse sonde nello spazio per la registrazione dell'evento.
Tra il 16 ed il 22 luglio del 1994, i frammenti della cometa caddero su Giove in un vero e proprio bombardamento. Le macchie scure che si formarono sul pianeta furono osservabili dalla Terra per diversi mesi prima di essere riassorbite dall'atmosfera di Giove.
L'evento ebbe una rilevanza mediatica considerevole, ma contribuì notevolmente anche alle conoscenze scientifiche sul Sistema solare. In particolare, permise di effettuare misurazioni sugli strati profondi dell'atmosfera gioviana, normalmente inaccessibili, e sottolineò il ruolo svolto da Giove nel ridurre i detriti spaziali presenti nel Sistema solare interno.
Gli osservatori speravano che gli impatti avrebbero fornito dettagli sugli strati di Giove al di sotto delle nuvole più superficiali, dal momento che i materiali in profondità sarebbero stati esposti dai frammenti di cometa in caduta attraverso l'atmosfera superiore. Le osservazioni spettroscopiche dei siti d'impatto rivelarono le linee di assorbimento caratteristiche dello zolfo biatomico (S2) e del disolfuro di carbonio (CS2): fu la prima volta che questi composti furono rilevati su Giove e solo la seconda che lo zolfo biatomico fosse rivelato in un corpo celeste diverso dalla Terra. Furono individuati ammoniaca (NH3) ed acido solfidrico (H2S). Le quantità di zolfo rilevate erano molto superiori a quelle contenute in un piccolo nucleo cometario; fu quindi ipotizzato che questi materiali provenissero effettivamente dall'interno del pianeta. Con grande sorpresa degli astronomi, non furono rilevati composti di zolfo ed ossigeno, come ad esempio l'anidride solforosa (SO2).
Oltre a queste molecole, furono identificate emissioni di atomi pesanti come ferro, magnesio e silicio, in quantità corrispondenti a quelle presenti nei nuclei cometari. Sebbene fossero rilevate quantità significative di acqua, esse furono inferiori alle aspettative, quindi o l'ipotetico strato di acqua gioviano è più sottile del previsto, oppure i frammenti di cometa non hanno raggiunto una profondità sufficiente.
( I vari frammenti della cometa SL9 prima dell'impatto ).
Orbita:
Gli studi orbitali della cometa appena scoperta rivelarono che essa orbitava attorno a Giove completando una rivoluzione ogni 2 anni e percorrendo un'orbita caratterizzata da un apogiovio di 0,33 unità astronomiche (49.000.000 km) e da un'eccentricità piuttosto elevata, pari a 0,9986.
La cometa aveva già completato diverse orbite attorno a Giove prima di essere rilevata. Gli studi condotti sulla sua orbita rivelarono infatti che era stata catturata dal pianeta all'inizio degli anni settanta o a metà degli anni sessanta, mentre era in orbita attorno al Sole.
Prima di allora era probabilmente una cometa di breve periodo con un afelio appena all'interno dell'orbita di Giove e un perielio interno alla fascia di asteroidi. Furono individuate anche alcune immagini precedenti alla scoperta, tra cui quelle del 15 marzo di Kin Endate, del 17 marzo di S. Otomo e del 19 marzo di Eleanor Francis Helin. Non furono trovate immagini risalenti ad un periodo precedente al mese di marzo del 1993.
Il volume di spazio all'interno del quale si può dire che un corpo è in orbita attorno a Giove è definito dalla sfera di Hill (o sfera di Roche) di Giove. Quando, nell'anno della sua cattura, la cometa transitò nei pressi del gigante gassoso, si trovò leggermente all'interno della sfera di Hill del pianeta e probabilmente in un tratto dell'orbita in prossimità dell'afelio, cioè in corrispondenza del quale il movimento relativo della cometa rispetto a Giove era molto piccolo. L'attrazione gravitazionale esercitata da Giove fu quindi sufficiente a mutare l'orbita della cometa da un'orbita intorno al Sole ad una molto eccentrica attorno al gigante gassoso.
Il 7 luglio 1992 passò ad una distanza minima di 40000 km dalle nubi gioviane, molto all'interno dell'orbita di Metis e del limite di Roche del pianeta, dove le forze di marea sono sufficientemente intense da disintegrare un corpo celeste tenuto insieme dalla sola forza di gravità. Sebbene la cometa fosse già transitata nelle vicinanze di Giove precedentemente, l'incontro del 7 luglio fu il più vicino e gli studiosi ritengono che possa essere stato quello in cui il nucleo della cometa si frantumò. Ad ogni frammento fu assegnata una lettera dell'alfabeto identificativa (dalla A alla W), secondo una prassi già adottata precedentemente.
Gli astronomi, in base ai dati orbitali, dedussero che la cometa sarebbe passata a meno di 45000 km dal centro di Giove (una distanza inferiore al raggio del pianeta) nel luglio del 1994; c'era quindi un'altissima probabilità che la cometa entrasse in collisione con il gigante gassoso. Gli studi suggerirono inoltre che la sequenza degli impatti del gruppo di frammenti sarebbe durata circa 5 giorni.
L'impatto con la cometa Shoemaker-Levy 9:
IMPATTO su GIOVE offerto da MEDIA INAF
All'avvicinarsi della data prevista per l'impatto, crebbe la trepidazione nella comunità scientifica e non. Molti telescopi a Terra e diversi osservatori spaziali furono puntati verso Giove, tra questi ultimi: il Telescopio spaziale Hubble, il satellite ROSAT e la sonda Galileo, che era in rotta per un rendez-vous con il pianeta previsto per il 1995. Gli impatti avvennero nel lato del pianeta opposto alla Terra, ma la sonda Galileo fu in grado di osservarli direttamente da una distanza di 1,6 UA. La rapida rotazione di Giove rese i siti degli impatti visibili dalla Terra qualche minuto dopo l'evento.
Per l'occasione, altre due sonde in missione nello spazio profondo furono puntate verso Giove: la Ulysses a 2,6 UA di distanza dal pianeta, progettata principalmente per lo studio del Sole, e la Voyager 2, in quel momento a 44 UA da Giove e diretta verso l'esterno del sistema solare dopo aver sorvolato Nettuno nel 1989, che fu programmata per registrare le emissioni radio nelle frequenze tra 1 e 390 kHz.
Dopo qualche minuto gli strumenti misurarono un nuovo aumento di temperatura, probabilmente causato dai materiali espulsi che ricadevano verso il pianeta. Gli osservatori a terra individuarono la palla di fuoco mentre si sollevava dal bordo del pianeta poco dopo l'impatto iniziale.
Gli effetti oltrepassarono le previsioni degli astronomi: molti osservatori videro subito dopo il primo impatto un'enorme macchia scura, visibile anche con piccoli telescopi, di dimensioni pari a 6000 km (valore prossimo a quello del raggio terrestre). Tale macchia e quelle che si formarono in seguito agli impatti successivi presentavano una forma marcatamente asimmetrica, con un semianello più spesso nella direzione opposta rispetto a quella di impatto. Gli studiosi ritennero che esse fossero composte principalmente dai detriti.
Nei successivi sei giorni, vennero osservati altri 21 impatti, il maggiore dei quali avvenne il 18 luglio alle 7:33 UTC e fu causato dalla collisione del frammento G. Questo evento creò un'enorme macchia scura con dimensioni di 12000 km, e sprigionò l'energia stimata equivalente a 6 milioni di megaton (circa 750 volte l'energia dell'intero arsenale nucleare mondiale). Il 19 luglio due impatti, separati da un periodo di 12 ore, crearono degli effetti simili a quelli del frammento G. L'ultimo frammento, contrassegnato con la lettera W, colpì Giove il 22 luglio.
Come era stato previsto, le collisioni generarono enormi onde di gravità che viaggiarono attraverso il pianeta ad una velocità di 450 m/s e che furono osservate per più di due ore dopo l'impatto. Alcuni studiosi ritengono che tali onde si fossero propagate attraverso uno strato stabile, che ha funzionato come una guida d'onda, posto in corrispondenza dell'ipotetico strato troposferico delle nubi d'acqua. Tuttavia, le spettrografie sembrano indicare che i frammenti non avrebbero raggiunto lo strato d'acqua e le onde allora potrebbero essersi propagate all'interno della stratosfera.
I segni lasciati dall'evento rimasero visibili a lungo e furono descritti come più visibili della famosa Grande Macchia Rossa. Probabilmente furono i fenomeni transitori più importanti mai osservati sul pianeta, e mentre la Grande Macchia Rossa risalta per il suo colore, non fu mai registrata alcuna macchia di dimensioni e colori simili a quelle provocate dalla cometa.
Le osservazioni spettroscopiche mostrarono che l'ammoniaca e il solfuro di carbonio rimasero nell'atmosfera almeno per quattordici mesi dopo l'evento, con un eccesso di ammoniaca nella stratosfera (normalmente l'ammoniaca è presente invece nella troposfera).
La temperatura atmosferica tornò ai livelli normali molto più velocemente nei punti di impatto maggiori rispetto a quelli minori. Nei primi, infatti, le temperature aumentarono in una regione ampia da 15000 a 20000 km, ma scesero a valori normali entro una settimana dall'evento. Nei punti più piccoli, temperature di 10 K superiori rispetto ai siti circostanti persistettero invece per almeno due settimane. Le temperature della stratosfera aumentarono immediatamente dopo gli impatti, per scendere due o tre settimane dopo a valori di temperatura inferiori rispetto alla situazione precedente agli impatti. Soltanto in seguito tornarono lentamente a valori normali
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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.
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 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.
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.
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.
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.
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LA SECONDA COMETA del 1996
C/1996 Q1 (TABUR)
La C/1996 Q1 (Tabur) era un classico esempio di una cometa non periodica con buone possibilità di diventare un bell'oggetto a occhio nudo, ma improvvisamente svanì nei pressi del perielio.
Ciò era accaduto in passato con altre comete, ma essendo questi gli anni '90 del XX secolo, sia gli astronomi professionisti che quelli dilettanti hanno ampiamente documentato l'evento.
Se le condizioni osservative fossero state più ottimali vista la piccola MOID di sole 0,0839801 UA, di sicuro sarebbe stata annoverata come una grande cometa ben visibile ad occhio nudo.
Dati fisici:
| Parametri | Valore (mag) | Errore | |||
|---|---|---|---|---|---|
| [M1] comet total magnitude | 11.0 | 1. | |||
| [K1] comet total magnitude slope | 10.25 | ||||
| [M2] comet nuclear magnitude | 16.4 | 0.2 | |||
| [K2] comet nuclear magnitude slope | 5. | ||||
| [PC] comet nuclear phase coefficient | 0.03 |
Scoperta:
Vello Tabur (Wanniassa, ACT - Australia) ha scoperto questa cometa nella costellazione di Eridano il 19,70 agosto 1996, mentre stava usando un riflettore da 0,20 m. La cometa è stata quindi descritta come magnitudine +10, con una chioma circolare poco condensata di 3 arcmin.
Tabur ha avuto difficoltà a convincere le autorità competenti che aveva trovato una cometa, e dopo aver controllato a fondo diverse fonti, quella mattina inviò un'e-mail al Central Bureau for Astronomical Telegrams, poi ha controllato la sua posta elettronica per tutto il giorno, ma non ha saputo nulla riguardo alla cometa, infine, all'1:00 (ora locale) ha ricevuto un messaggio dal sistema di recapito della posta elettronica che diceva che la sua e-mail era stata cancellata perché non poteva essere consegnata. Poco tempo dopo, Tabur chiese a Steve Johnston di guidare con lui a Williamsdale per aiutarlo a osservare la cometa, e non ci volle molto per confermare che si era spostata.
Il giorno successivo è stato stressante, Tabur ha ricevuto telefonate da Dave Herald e Jack Child affermando che le loro ricerche sulla cometa non avevano rivelato nulla, e poco tempo dopo queste notizie, Daniel W. Green ha chiamato e ha detto che altri non erano riusciti a trovare la cometa.
Quella notte, Tabur fece in modo che diversi membri della Canberra Astronomical Society lo incontrassero a Williamsdale alle 2:30 (ora locale), sudava mentre i cieli diventavano più nuvolosi con l'avvicinarsi di quell'ora, ma, prima di uscire di casa, controllò la sua e-mail un'ultima volta e ricevette la notizia che la cometa era stata confermata.
H. Mikuz (Osservatorio Crni Vrh, Slovenia) è stato il primo a confermare la cometa quando la sua immagine CCD ha rivelato che la cometa aveva un diametro di 4,5 arcmin, con una magnitudine totale di +11,1 il 21 agosto 1996. Alan Hale (Nuovo Messico) ha confermato in modo indipendente la cometa poche ore dopo, quando il suo riflettore da 0,41 m ha rivelato una chioma di 3,5 arcmin di diametro, con una magnitudine totale di +10,0. IAUC 6455 .
Subito dopo, la cometa fu ufficialmente designata C/1996 Q1 (Tabur).
Osservazioni:
23-31 agosto 1996:
Numerose osservazioni sono state fatte durante il resto di agosto. La maggior parte delle stime di magnitudine era compresa tra +9,3 e +10,2, mentre il diametro della chioma è stato stimato tra 3 e 8 arcmin di diametro, con una media tra 4 e 5. La cometa è stata ampiamente segnalata come oggetto diffuso e non ci sono state segnalazioni di una coda.
1-15 settembre 1996:
Con la Luna che non disturbava più nell'osservazione di questa cometa, gli osservatori hanno ripreso le loro osservazioni il 5 settembre. Le stime di magnitudo variavano da +7,5 a +10,0 durante il periodo dal 5 al 9 settembre, a seconda del tipo di strumento di osservazione utilizzato. Il binocolo ha rivelato le magnitudini più luminose poiché è stata rilevata una parte maggiore della chioma. Il più grande diametro della chioma riportato in quel momento era di 6 arcmin. Durante questo stesso periodo di tempo, gli osservatori più esperti fornivano una magnitudine vicina a +8,0. Ciò indicava che la cometa era di circa 0,5 magnitudini più luminosa del previsto. Non è particolarmente insolito che le previsioni di magnitudine necessitino di una revisione entro le prime due settimane dalla scoperta di una cometa.
Entro il 15 settembre, gli osservatori esperti riportavano magnitudini vicine a +7,4, aggiungendo così supporto all'idea che le previsioni di magnitudine richiedessero un aggiornamento di +0,5 mag.
Ciò indicava che la luminosità massima sarebbe probabilmente vicina a +5,0. Nel frattempo, il diametro della chioma era aumentato a 7-8 arcmin , mentre la cometa si avvicinava alla Terra.
16-30 settembre 1996:
Il chiaro di luna ha interferito durante questo periodo e poche osservazioni sono state fatte durante il periodo dal 19 settembre alla fine del mese, ad eccezione del 27 quando si è verificata un'eclissi lunare totale. Durante la totalità numerosi osservatori hanno visto la cometa, la maggior parte dei quali ha determinato la magnitudine totale compresa tra +5,5 e +5,9. I diametri della chioma generalmente variavano da 10 a 18 arcmin. Alcuni osservatori hanno anche segnalato una coda che è stata rilevata visivamente con un binocolo. Questa coda era lunga da 1 a 2 gradi e si estendeva verso nord-ovest.
1-15 ottobre 1996:
La cometa ha iniziato il mese appena un po' più debole della magnitudine +5, ma ha continuato a illuminarsi durante la prima settimana ed è stata ampiamente notata come un oggetto a occhio nudo. George Gliba vide la cometa la mattina del 7 e determinò la magnitudine di +4,8. Molti altri osservatori hanno riferito che la cometa era un po' più luminosa del normale quella mattina, e poi hanno notato che la cometa ha perso un po' di luminosità durante i due giorni successivi. Gliba ha determinato la magnitudo come +5,3 l'11 ottobre. Per tutto il periodo la chioma è stata continuamente stimata in 10-15 arcmin di diametro.
La cometa si trovava all'interno della coppa dell'Orsa Maggiore dal 13 al 15 ottobre, passando a soli 9 minuti d'arco dalla galassia NGC 3998 di magnitudine 11,6 il 14 ottobre.
16-31 ottobre 1996:
La cometa ha iniziato a svanire piuttosto rapidamente dopo la metà del mese, nonostante il fatto che continuasse ad avvicinarsi al perielio. Sebbene la cometa avesse superato le prime previsioni della sua luminosità massima all'inizio del mese, durante il suo passaggio più vicino alla Terra, è svanita più rapidamente di quanto inizialmente previsto durante questa parte del mese. Le previsioni avevano posto la cometa intorno a +6,5 entro la fine di ottobre, ma la maggior parte degli osservatori forniva stime di magnitudine inferiori a +8 il 31 ottobre, anche se era ancora piuttosto grande, con un diametro della chioma da 8 a 12 arcmin. Le osservazioni di Gary W. Kronk (Troy, Illinois) il 31 hanno rivelato che la cometa è estremamente diffusa al binocolo 20x80, senza traccia di condensazione. IAUC 6499 .
Novembre 1996:
La natura diffusa di questa cometa ha continuato a essere notata all'inizio di novembre e ciò ha fatto variare ampiamente le stime di luminosità. Solo durante i primi 8 giorni, gli osservatori hanno mostrato magnitudini comprese tra +7,5 e +10,5 e stime del diametro della chioma comprese tra 3 e 14 arcmin. Le grandezze potrebbero essere generalmente correlate ai diametri della chioma, con diametri più grandi che rivelano grandezze più luminose, ma nonostante queste apparenti discrepanze, la maggior parte degli osservatori osservava la cometa con grandi binocoli, generalmente quelli con obiettivi di circa 3 pollici di diametro. Ci sono stati alcuni osservatori che hanno visto distintamente la chioma come allungata durante i primi 8 giorni, un aspetto confermato dalle fotografie.
H. Mikuz (Lubiana, Slovenia) ha detto che la chioma misurava 14 per 7 arcmin il 2 novembre, mentre K. Hornach (Lelekovice, Repubblica Ceca) ha dichiarato di aver misurato 12 per 6 arcmin l'8 novembre, ma dopo il 9 le osservazioni sono diminuite, e le poche persone che ancora osservavano la cometa hanno riferito che la luminosità era scesa al di sotto della magnitudine +9, mentre la chioma aveva un diametro di almeno 7 arcmin, ed i telescopi erano gli unici strumenti utilizzati per osservare la cometa in questo periodo. L'ultimo avvistamento visivo confermato è arrivato il 23 novembre, quando Hornach l'ha vista con il suo riflettore da 0,35 m, ed ha detto che era di magnitudo +9,4.
Osservazioni radio:
M. Womack e D. Suswal, Pennsylvania State University of Erie, forniscono un rapporto sulle osservazioni di HCN e CO nella cometa C/1996 Q1 con il telescopio da 12 metri del National Radio Astronomy Observatory a Kitt Peak:
" Abbiamo rilevato la linea di HCN a 89 GHz il 6 e 7 ottobre 1996 UT. L'area del flusso di linea integrato è 0,068 +/- 0,009 K km/s. La larghezza di linea FWHM è di circa 1,5 km/s e il centro della linea non è spostato in modo misurabile dalle effemeridi. Assumendo una temperatura di 50 K, deriviamo un tasso di produzione di HCN di circa 2,5x10E25 mol/s a (r = 1 UA). Non è stato possibile rilevare la riga di CO ". IAUC 6485 .
Famiglia cometaria:
Gli elementi orbitali di questa cometa sono alquanto simili a quelli delle comete C/1988 A1 Liller - C/2015 F3 SWAN - C/2019 Y1 ATLAS: questa somiglianza ha fatto ipotizzare che abbiano tutte un'origine comune, la frammentazione, forse avvenuta oltre 3.000 anni fa, di una preesistente cometa e fa ipotizzare che altre comete con orbite similari possano essere scoperte nei prossimi anni.
Parametri orbitali:
Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha calcolato la prima orbita parabolica, che è stata pubblicata per la prima volta il 23 agosto 1996 sulla circolare IAU 6460, dove sulla base di 15 posizioni ottenute in soli tre giorni, indicava una data del perielio del 1,076 novembre 1996 e un distanza del perielio di 0,78 UA. Ha indicato che la cometa potrebbe raggiungere la magnitudine +5,6 durante la seconda settimana di ottobre a causa di un passaggio ravvicinato alla Terra di 0,38 UA, ma il 30 agosto, la circolare IAU 6464 ha rivelato un'orbita rivista da Marsden, che indicava una data del perielio per il 3,562 novembre 1996 e una distanza del perielio di 0,84 UA, e che la magnitudine massima avrebbe probabilmente raggiunto +5,5 poco prima di metà ottobre e che sarebbe stato il punto più vicino alla Terra a 0,42 UA.
Alla fine, Kenji Muraoka ha preso 170 posizioni ottenute durante il periodo dal 21 agosto al 16 ottobre 1996 e ha determinato la seguente orbita, che ha un periodo di 18.356 anni:
| Data del perielio | 1996 novembre 3.52909 TT |
| Distanza del perielio | 0,8398150 UA |
| Eccentricità | 0.9987931 |
| Argomento del perielio | 57.40985° |
| Nodo ascendente | 31.40097° |
| Inclinazione | 73.35731° |
( Diagramma orbitale - 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.
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 medie | 60,0 km |
| Massa stimata | 1,3x1016 kg |
| Densità media | 0,6 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.
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 .
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.
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.
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.
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.
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COMETA NON VISIBILE del 1998
55P/1997 E1 (TEMPEL-TUTTLE)
I passaggio 55P/1997 E1 non fu visibile ad occhio nudo, al massimo la cometa ha raggiunto una luminosità di +7.3 mag.
Osservazioni:
La cometa fu recuperata con il riflettore Keck II da 10 m a Mauna Kea (Hawaii, USA) da Karen J. Meech, OR Hainaut e J. Bauer il 4.6 marzo 1997. Poiché la cometa era molto lontana dal sole, appariva come una stella con una magnitudine di circa +22,5.
Una conferma utilizzando il telescopio di nuova tecnologia da 3,6 m dell'European Southern Observatory il 7 marzo non ha mostrato alcuna traccia di coma e ha rivelato una magnitudo +22.
Le posizioni precise indicavano che la previsione del 1996 di Donald K. Yeomans (Jet Propulsion Laboratory), era quasi perfetta, e richiedeva un correzione di solo -0,06 giorni o circa 86 minuti.
Sebbene non ci si aspettasse che la cometa diventasse più luminosa della magnitudine +9,5, gli osservatori iniziarono a riferire che si stava illuminando più velocemente del previsto nel gennaio del 1998. A metà mese molti osservatori stavano già stimando la luminosità come vicino alla magnitudine +8, e dal 23 gennaio gli osservatori la stimavano tra +7,4 e +7,8, indicando che era un oggetto binoculare abbastanza facile.
L'aspetto fisico della cometa è stato tipicamente descritto come molto diffuso nel mese di gennaio, con un diametro della chioma compreso tra 8 e 12 minuti d'arco. Alcune stime più ampie sono state effettuate da osservatori utilizzando binocoli provenienti da regioni con cieli estremamente trasparenti. La cometa è passata più vicina al sole il 28 febbraio 1998, ed è stata vista l'ultima volta il 5 luglio 1998, dagli osservatori del Dynic Astronomical Observatory.
( Questa immagine è stata ottenuta al Lowell Observatory il 19 febbraio 1998. È stata ottenuta con il telescopio Hall da 42 pollici, una fotocamera CCD da 2048 x 2048 pixel e un filtro R a banda larga per "isolare la luce riflessa da eventuali particelle di polvere nella chioma". È visibile una coda debole e sottile che si estende verso nord-est ).
Orbita:
Epoch = 1998 Mar. 8.0 TT T = 1998 Feb. 28.09663 +/- 0.00008 (m.e.) TT Peri. = 172.49693 +/- 0.00028 Node = 235.25854 +/- 0.00016 (2000.0) Inc. = 162.48614 +/- 0.00003 q = 0.9765860 +/- 0.0000012 AU e = 0.9055014 +/- 0.0000001 a = 10.3343975 +/- 0.0000017 AU n' = 0.02966718 +/- 0.00000001 P = 33.222 +/- 0.0000082 years A1 = +0.1290 +/- 0.0691 A2 = +0.009438 +/- 0.000036
Meteore:
In vista del ritorno del 1998, una campagna di osservazione aerea è stata organizzata da Peter Jenniskens presso il Centro di ricerca Ames della NASA per mobilitare le moderne tecniche di osservazione . Ci sono stati anche sforzi per osservare gli impatti dei meteoroidi, come esempio di fenomeno lunare transitorio, sulla Luna nel 1999.
Una ragione particolare per osservare la Luna è che il nostro punto di vista da una posizione sulla Terra vede solo meteore entrare nell'atmosfera relativamente vicino a noi mentre gli impatti sulla Luna sarebbero visibili su tutta la superficie lunare in un'unica vista.
La coda di sodio della Luna è triplicata subito dopo la pioggia di Leonidi del 1998 che era composta da meteoroidi più grandi (che nel caso della Terra sono state osservate come palle di fuoco), è stato determinato che queste meteore facevano parte di uno sciame derivato dall'emissione di materiale dalla cometa durante il passaggio al perielio, non osservato, del 1333.
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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.
Osservazioni:
( 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 ).
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).
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:
| Parametri | Simbolo | Valore | Unità mis. | Sigma | Referenze | Note |
| comet total magnitude | M1 | 6.5 | mag | n/a | ICQ 2002 Handbook | |
| comet total magnitude slope | K1 | 7.5 | mag | n/a | ICQ 2002 Handbook | |
| comet nuclear magnitude | M2 | 10. | mag | n/a | ICQ 2002 Handbook | |
| comet nuclear magnitude slope | K2 | 5.0 | mag | n/a | ICQ 2002 Handbook | |
| comet nuclear phase coefficient | PC | 0.03 | - | n/a | ICQ 2002 Handbook |
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 ravvicinati 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.
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A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.
Complimenti e grazie per il lavoro che hai condiviso.
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