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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

LE GRANDI COMETE STORICHE cap.7 : dell'ERA SPAZIALE dal 2000 ad oggi. by Andreotti & Donati - INSA.

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Aggiornato il 26/03/2022
 
Le grandi comete storiche capitolo 7
Dell'ERA SPAZIALE dal 2000 ad oggi . 
A cura di Giovanni Donati e Andreotti Roberto.

Introduzione:
Le comete come portatrici di vita: Con ben sette articoli pubblicati sulla rivista Science (Volume 314, Issue 5806, 2006) da un team di scienziati internazionali, tra i quali sette italiani, annunciano la scoperta nei grani di polvere della cometa 81P/Wild 2 di lunghe molecole organiche, le ammine che sono i precursori di quelle organiche, come il Dna. 
La sonda Stardust, dopo aver percorso 4,6 miliardi di chilometri in circa sette anni ha catturato un centinaio di grani ognuno piccolo meno di un millimetro.

I grani sono stati catturati il 2 gennaio 2004 dalla coda della cometa 81P/Wild 2 con uno speciale filtro in aerogel, una sostanza porosa dall'aspetto lattiginoso. Gli scienziati autori della scoperta, tra cui Alessandra Rotundi dell'Università Parthenope di Napoli, ritengono che questa scoperta sia la conferma della panspermia, la teoria secondo la quale molecole portate dalle comete siano alla base dell'origine della vita sulla Terra. È una teoria che nacque nei primi anni del Novecento e compatibile con le osservazioni fatte dalla sonda europea Giotto nel 1986 quando si avvicinò alla cometa di Halley.

A sostegno di questa ipotesi vengono citati anche i tempi rapidi con la quale sarebbe comparsa la vita sulla Terra. Secondo i cultori di questa teoria la situazione sulla Terra sarebbe mutata radicalmente in poche decine di milioni di anni e tempi così rapidi secondo loro si possono spiegare solo con l'ipotesi che a portare gli ingredienti fondamentali alla vita siano state le comete. 
Rimane il fatto che nella sezione di studio dedicata alla cometa Wild 2 è riportato che non sono stati osservati carbonati e ciò suggerisce che la polvere della cometa Wild 2 non ha subito alterazione per mezzo di acqua liquida, e questo rende inspiegabile la presenza di ammina.


Utilizzando lo strumento Comics del telescopio Subaru, gli astronomi hanno studiato la cometa 21P/Giacobini-Zinner, rilevando un'emissione a infrarossi non ancora identificata, oltre a emissioni termiche generate dai grani di silicati e carbonio, che probabilmente è dovuta a molecole organiche complesse. La cometa potrebbe aver avuto origine dal disco circumplanetario di un pianeta gigante, più caldo delle tipiche regioni che solitamente portano alla formazione delle comete.

Sulla base di studi precedenti, è stato proposto che la cometa 21P/Giacobini-Zinner abbia avuto origine in una regione diversa rispetto ad altre comete, ma non si avevano informazioni sulla regione specifica nel disco protoplanetario. Per questo oggetto, le misure hanno riportato un andamento negativo della polarizzazione lineare nell’ottico, proveniente dal continuum di polvere, che potrebbe essere spiegato da un contenuto più elevato di materiali organici presenti nei grani di polvere. Se in tale cometa sono presenti molecole organiche complesse, come gli amminoacidi, e così anche nei meteoroidi delle draconidi di ottobre, si potrebbe presumere che in passato questa pioggia di meteoriti potrebbe aver rilasciato materiali organici complessi sulla Terra. Tuttavia, molecole organiche complesse ad alto peso molecolare non sono mai state rilevate chiaramente nelle comete, tranne nella cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, dalle misurazioni in situ della sonda spaziale Rosetta. Quanto complesse siano le molecole organiche e come siano contenute nella cometa 21P/Giacobini-Zinner è ancora una domanda aperta.

Il 5 luglio 2005 – quando la cometa era a 1.04 unità astronomiche dal Sole, vicino al suo perielio – un team di astronomi dell’Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency (Isas/Jaxa), Kyoto Sangyo University (Ksu), National Astronomical Observatory of Japan (Naoj) e Okayama University of Science (Ous) ha condotto osservazioni spettroscopiche e di imaging a infrarossi della cometa 21P/G-Z usando lo strumento Comics (Cooled Mid-Infrared Camera and Spectrometer) del telescopio Subaro. Lo spettro ottenuto mostra picchi di emissione di grani di silicati cristallini, che di solito sono visti anche in molte altre comete. Oltre a queste caratteristiche dei silicati, i ricercatori hanno scoperto che lo spettro della cometa presenta caratteristiche di emissione a infrarossi non identificate, che potrebbero essere attribuite a una miscela di idrocarburi alifatici e aromatici (come idrocarburi policiclici aromatici o carbonio amorfo idrogenato, contaminati da atomi di azoto o ossigeno).

Dalle recenti misure è quindi evidente che la cometa 21P/G-Z è arricchita di molecole organiche complesse e tale arricchimento richiede un’alta temperatura o un ambiente con particelle energetiche elevate intorno alla cometa, nella nebulosa solare nella quale si è formata. La presenza di queste molecole organiche complesse suggerisce che la cometa 21P/G-Z abbia avuto origine da una regione più calda nel disco protoplanetario, rispetto alla tipica regione nella quale si formano le comete. Considerando che la frazione di massa dei silicati cristallini derivata dallo studio della cometa 21P/GZ è tipica delle comete, i ricercatori pensano che la cometa abbia avuto origine dal disco circumplanetario di un pianeta gigante (come Giove o Saturno), più caldo della tipica regione nella quale si formano le comete (a 5 – 30 unità astronomiche dal Sole) e adatto alla formazione di molecole organiche complesse. Le comete dei dischi circumplanetari potrebbero essere arricchite in molecole organiche complesse, simili alla cometa 21P/G-Z, e ​​potrebbero aver fornito molecole pre-biotiche alla Terra, nell’antichità, mediante impatto diretto o rovesci meteorici.

Spettri di corpo nero normalizzati di comete nel medio infrarosso. Lo spettro della cometa 21P/Giacobini-Zinner (pallini neri) è diverso da quelli delle altre comete e presenta caratteristiche di emissione a infrarossi non identificate. Le caratteristiche a circa 8.2 micron, 8.5 micron e 11.2 micron potrebbero essere attribuite a Ipa (o Hac) contaminati da atomi di azoto o ossigeno, sebbene parte della caratteristica a circa 11.2 micron provenga da olivina cristallina. La caratteristica a circa 9.2 micron potrebbe provenire da idrocarburi alifatici. Crediti: Ootsubo et al. ).
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ELENCO DELLE GRANDI
COMETE STORICHE
DELL'ERA SPAZIALE :
Dal 2000 fino ad oggi.
(Sono inserite anche alcune comete particolari, non eccezionalmente evidenti, ma con una storia curiosa o peculiare riferita alla loro scoperta oppure ad innovazioni in campo astronomico).
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LA COMETA del 2001
C/2001 A2 (LINEAR)

Introduzione:
La C/2001 A2 (LINEAR) è una cometa che è stata osservata anche ad occhio nudo, tra la primavera e l'inizio dell'estate dell'anno 2001, che ha raggiunto una luminosità massima di circa +3,4 mag.
Nel corso delle osservazioni la cometa si è resa protagonista di diversi eventi esplosivi che hanno portato alla frammentazione del nucleo in almeno 6 frammenti maggiori, ragion per cui è stato possibile vederla ad occhio nudo nei cieli dell'emisfero meridionale.
Dopo questo passaggio si può parlare di una famiglia di comete i cui componenti principali sono C/2001 A2-A e C/2001 A2-B di cui è stato possibile determinare i parametri, esistono poi alcuni frammenti minori denominati C - D - E - F su cui persistono maggiori incertezze.

( Loomberah, Nuovo Galles del Sud, (Australia) - Questa immagine è stata ottenuta da Gordon Garradd il 18 maggio 2001. L'immagine mostra i dettagli fini presenti entro i primi 1,5 gradi della coda. L'immagine era composta da sei esposizioni di 40 secondi ottenute con un Newton da 45 cm f/5,4 e una fotocamera CCD AP7 dalla sovvenzione NEO della Gene Shoemaker Planetary Society. L'inserto rivela due nuclei, di cui "A" è il più debole ).

Scoperta:
Il progetto LINEAR ha annunciato la scoperta di un oggetto asteroidale su immagini ottenute il 15,32 gennaio 2001. La magnitudo è stata data come +15,8. Da tre posizioni precise è stata pubblicata un'effemeride sulla Near-Earth Object Confirmation Page del Central Bureau for Astronomical Telegrams (il centro di smistamento per le osservazioni di comete e asteroidi). 
P. Pravec e L. Sarounova (Osservatorio di Ondrejov) hanno notato una chioma di 0,3 arcmin il 16 gennaio 2003, mentre M. Tichy e M. Kocer (Klet) hanno notato che l'oggetto era diffuso con una chioma di 10 arcsec il 16,87 gennaio.

Indagini di pre-scoperta:
Un'orbita approssimativa e inedita ha quindi collegato questa cometa a un oggetto rilevato dal programma LONEOS dell'Osservatorio Lowell il 3,28 gennaio, che ha fornito la magnitudine dell'oggetto a +17,8. 
Ulteriori immagini sono state trovate dal programma LINEAR per il periodo dal 3,31 gennaio al 6,32 gennaio e queste  immagini hanno rivelato magnitudini da +18,4 a +19,2 quindi le immagini LINEAR sembrerebbero indicare un piccolo salto di luminosità tra il 6 e il 15 gennaio.

( Osservatorio di Remanzacco, Italia. Questa immagine è stata ottenuta da S. Garzia, R. Geretti e G. Sostero l'11 febbraio 2001. L'immagine è composta da 7 pose da 180 secondi ottenute con una camera Baker-Schmidt 0.3mf/2.8 e una camera CCD Hi-Sis 24 ).

Osservazioni:
Le prime stime, derivate dai preliminari calcoli orbitali, dicevano che avrebbe raggiunto una visibilità massima intorno ai +10.... ma non fu così .... spesso le comete hanno comportamenti imprevedibili.
L'oggetto si illuminò lentamente mentre si avvicinava sia al sole che alla Terra. Poco dopo la metà di marzo ha superato la magnitudine +13 e aveva raggiunto +12,5 all'inizio del 26 marzo. Il coma era quindi tra 1 e 2 arcmin .

PRIMA ESPLOSIONE:
Qualche tempo dopo il 26,4 marzo gli osservatori hanno iniziato a riferire che la cometa si stava illuminando e, allo stesso tempo, aumentava di dimensioni e si condensava. Durante i successivi quattro giorni, la luminosità della cometa è aumentata di almeno 5 magnitudini! 
La forte condensazione nucleare della cometa  e il debole coma diffuso hanno fatto sì che sia le stime di magnitudine che i diametri del coma variassero parecchio da un osservatore all'altro; tuttavia, sembra probabile che la magnitudo dell'esplosione abbia raggiunto il picco di circa +7,5 il 1 aprile, con un coma di circa 6 arcmin. 
Entro l'8 aprile, fu osservata con un riflettore da 13,1 pollici e si notò che la magnitudine era +8,6 e il coma era largo 4 arcmin. La forte condensazione osservata durante l'esplosione si era notevolmente indebolita. Le stime di magnitudo fatte intorno alla metà di aprile generalmente variavano da +8 a +8,5, che era ancora 4-5 magnitudini più luminose di quanto indicato dalle prime previsioni. 
Ma la cometa ha poi ripreso il suo splendore, da questo nuovo livello di luminosità ed entro la fine di aprile era leggermente più debole della magnitudine 6.

SECONDA ESPLOSIONE:
Con una possibile esplosione di luminosità minore durante la prima metà di gennaio e una maggiore esplosione alla fine di marzo era già sotto le sue stime, questa cometa ha aggiunto una nuova sorpresa all'inizio di maggio: il nucleo è stato diviso in due pezzi. 

( Osservazione del doppio nucleo della cometa 2001 A2 (LINEAR) presa il 30 aprile UT da CW Hergenrother, M. Chamberlin e Y. Chamberlain del Lunar and Planetary Lab, Università dell'Arizona con lo Steward Observatory 1,54-m nelle montagne Catalina a nord-est di Tucson. I due nuclei erano distanti 3,5 arcsec e sono quasi uguali in luminosità. Le direzioni del campo sono il nord è in alto e l'est è a sinistra ).

L'annuncio è arrivato sulla Circolare 7616 dell'Unione Astronomica Internazionale (1 maggio 2001). La scoperta è stata fatta da Carl W. Hergenrother, Matthew A. Chamberlain e Y. Chamberlain (Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona), quando un'immagine ottenuta il 30 aprile con il riflettore da 1,54 m ha rivelato due nuclei separati da 3,5 arcosec . Un'immagine di routine ottenuta con lo stesso telescopio il 24 aprile mostrava un solo nucleo. Zdenek Sekanina (Jet Propulsion Laboratory) ha stabilito che la scissione è avvenuta il 29,9 +/- 1,6 UT di marzo.

Il mese di maggio ha continuato a rivelarsi interessante per questa cometa, che ha seguito una tendenza alla luminosità abbastanza stabile durante il mese di aprile e nei primi giorni di maggio, quando ha cessato virtualmente di aumentare ulteriormente, con la luminosità che si è mantenuta tra la magnitudine +5,8 e +6,1 fino al 10 maggio. In quest'ultima data, Michael Mattiazzo (Adelaide, South Australia) ha commentato: 
" Il tasso di schiarimento della cometa è rallentato ". 

TERZA ESPLOSIONE:
Prima ancora che il 10 fosse terminato, gli osservatori in Africa meridionale stavano già commentando come la cometa sembrava più luminosa, e quando la cometa è stata osservata in Sud America e Australia, gli osservatori riportavano in genere una luminosità compresa tra +5,2 e +5,3, indicando che si era verificata un'altra esplosione. 
I successivi 10 giorni sono stati interessanti. Laddove la cometa avrebbe dovuto schiarirsi di quasi una magnitudine, ha praticamente tenuto il suo terreno, con la maggior parte degli osservatori che segnalano continuamente una luminosità compresa tra +5,2 e +5,5. Il 20 maggio la cometa aveva ripreso a schiarirsi. Durante tutto questo periodo gli osservatori hanno riportato un coma da 5 a 7arcomin attraverso. La coda era lunga circa mezzo grado all'inizio di maggio, ma il 20 era lunga almeno 2 gradi .
L'Osservatorio europeo meridionale ha annunciato in un comunicato stampa del 18 maggio che il frammento "B" si è ora diviso. Le immagini ottenute con il telescopio MELIPAL da 8,2 m dell'ESO all'Osservatorio del Paranal il 14 maggio hanno rivelato che il nucleo "sembrava alquanto allungato", mentre le immagini ottenute il 16 maggio con il telescopio YEPUN da 8,2 m del Paranal hanno rivelato che il nucleo si era definitivamente diviso.

Immagine del nucleo triplo della cometa 2001 A2 (LINEAR) scattata il 16 maggio 97 UT con il telescopio YEPUN VLT da 8,2 m dell'Osservatorio europeo meridionale. I due nuclei più luminosi sono ufficialmente designati "B1" e "B2" ed erano distanti circa 1 arcsec (circa 500 km) e quasi uguali in luminosità. Il nucleo "A" è molto più debole ed è situato a 14,6 arcsec di distanza (circa 7000 km) verso la parte superiore destra dell'immagine. Le direzioni del campo sono il nord è in alto e l'est è a sinistra ).

La luce della luna interferiva con le osservazioni all'inizio di giugno, ma gli osservatori indicavano che la cometa continuava a illuminarsi lentamente, con stime di magnitudine intorno a +4,8 il 1° giugno. Entro il 6 giugno, molti osservatori indicavano che la luminosità era intorno a 4,6-4,7. 

QUARTA ESPLOSIONE:
Il chiaro di luna stava ancora interferendo dal 7 al 9 giugno, ma diversi osservatori hanno indicato che la cometa era tra la magnitudine +4.2 e +4.4, indicando il possibile inizio di un'altra esplosione. 
L'11 giugno Andrew Pearce (Nedlands, Western Australia) ha confermato che era presente un'esplosione e ha stimato la magnitudo +3.6. Le stime di magnitudo da +3,3 a +3,4 erano abbastanza comuni il 12 giugno. È interessante notare che il coma sembrava essere diventato circa il 30% più grande rispetto alle osservazioni fatte la settimana precedente. 
Il giorno 15 la cometa brillava ancora di magnitudine +3,4/+3,5. 

Immagine del nucleo luminoso "B" e del nucleo debole e diffuso che in seguito divenne nuclei "E" e "F" della cometa 2001 A2 (LINEAR) scattata il 17.45 giugno UT con il telescopio da 3,6 m dell'Osservatorio europeo meridionale (ESO) a LaSilla. Il nucleo diffuso era quindi situato a 4,6 arcsec dal nucleo "B". La scala è di 0,3 secondi d'arco per pixel ).

La conferma poi arrivò il 5 luglio dall'Unione Astronomica Internazionale con la circolare n. 7656 , che ha annunciato che tre frammenti aggiuntivi erano apparsi durante l'imaging ad alta risoluzione del coma interno durante il periodo dal 16 al 21 giugno. Ha riferito che Sekanina aveva successivamente determinato che il nucleo "D" si era separato da "B" il 3,5 giugno , "E" si era separato da "B" il 9,5 giugno e "F" si era separato da "B" l'11 giugno. La circolare ha aggiunto: 
"Questi eventi di rottura apparentemente hanno innescato un'altra grande esplosione, che secondo gli osservatori visivi ha raggiunto il picco il 12 giugno".

DAL SUD AFRICA:
Dal resoconto delle osservazioni di Lucio Furlanetto del ( CAST ):
'' Durante il mio soggiorno in Sudafrica, Zambia e Zimbabwe nel periodo 20-27 giugno 2001, a cavallo dell'eclissi totale di sole del 21 giugno, ho avuto modo di osservarla al binocolo e addirittura ad occhio nudo. Insieme all'amico Alberto (astronomo di Bologna) l'abbiamo osservata e fotografata dallo spazio recintato dell'albergo nel quale ci trovavamo, ad alcuni chilometri dall'ingresso meridionale del Parco Nazionale Kruger, in Sudafrica (presso il confine col Mozambico). Nonostante fossero accese le onnipresenti luci a "palla" dell'immenso giardino dell'albergo, incubo di noi astrofili anti inquinamento luminoso, è stato comunque possibile vederla anche ad occhio nudo nel periodo antecedente l'alba. Peccato che non disponessimo di un ccd, altrimenti avremmo potuto fornire al presidente Ligustri valide misurazioni dei suoi parametri (magnitudine, diametro della chioma e lunghezza della coda). L'immagine di Alberto Dalle Donne (e la mia) non sono belle, in quanto l'astro fu ripreso con uno strumento piccolo, di focale corta, con tanta umidità nell'aria, ma è comunque una testimonianza. Vi propongo anche un'immagine presa del Telescopio Yepun dell'ESO, dove si nota chiaramente che il nucleo cometario si è frazionato ''. (vedi sotto).


DALL'EMISFERO NORD:
Questa cometa è diventata visibile alle latitudini settentrionali più elevate verso la fine di giugno, quando le osservazioni hanno iniziato ad arrivare dall'Europa e dagli Stati Uniti. A bassa quota nella maggior parte di queste località, le stime di magnitudo variavano da +3,5 a +4,5. Gli osservatori generalmente situati nell'emisfero australe riportavano magnitudini vicine a +4, con una coda lunga circa 0,5 gradi e un coma di 20-25 minuti d'arco .

Questa immagine a colori è stata ottenuta da Y. Chimura (Giappone) il 30.76 giugno 2001 UT. L'immagine mostra un nucleo stellare e un grande coma. L'immagine era composta da 25 esposizioni di 20 secondi ottenute con un rifrattore Takahasi da 13,0 cm e una camera CCD SBIG ST-7. L'ora indicata sull'immagine è in realtà l'ora solare del Giappone, che è 9 ore avanti rispetto all'ora universale ).

A partire dal 10 luglio, la cometa continua a svanire. Sotto cieli molto limpidi, la magnitudo era di circa +5,5 e il coma era di circa 15 arcmin di diametro. Nel complesso, le osservazioni degli astronomi dilettanti durante le ultime due settimane hanno mostrato che la cometa è sbiadita senza incidenti, senza sorprese apparenti.

QUINTA ESPLOSIONE:
La cometa ha sperimentato un'altra esplosione di luminosità intorno a metà luglio. Le stime di magnitudo erano generalmente comprese tra +5,5 e +6,5 intorno all'11 luglio e almeno nella prima parte del 12 luglio. Ma qualche tempo dopo il 12,4 luglio iniziarono ad arrivare segnalazioni che indicavano che la luminosità stava aumentando. Ci sono stati anche alcuni rapporti secondo cui era apparso un nucleo stellare, così come un'insolita struttura a "testa di martello" attorno al nucleo. 
Entro il 13 luglio la luminosità è stata generalmente stimata tra la magnitudine +4.3 e +5.3. 

( Ostrava, (Repubblica Ceca) - Questa immagine è stata ottenuta da Tomás Hynek il 12 luglio 2001. La cometa stava sperimentando un'altra esplosione e mostrava il nucleo appuntito e una coda contenente diversi filamenti. L'immagine era composta da undici esposizioni di 60 secondi ottenute con un teleobiettivo da 500 mm f/5.6 e una fotocamera CCD Pictor 416XTE ).

ULTIME OSSERVAZIONI:
Sebbene la cometa abbia mantenuto questa luminosità per un paio di giorni, è presto scesa in una modalità di dissolvenza più normale ed era di circa magnitudine +7 entro la fine di luglio.
Dall'esplosione di metà luglio, questa cometa è lentamente sbiadita a causa della sua crescente distanza sia dal sole che dalla Terra. Le stime di magnitudo erano vicine a +7 alla fine di luglio e a +8,5 a metà agosto, mentre il coma era diminuito da 12 arcmin a 6 arcmin nello stesso periodo. Inoltre, la cometa era diventata piuttosto diffusa a metà agosto, con molti osservatori che riferivano della quasi assenza di condensazione centrale.

( Ultima Immagine - presso l'Osservatorio di Remanzacco, (Italia) - Questa immagine è stata ottenuta da G. Sostero e V. Gonano il 5.88 settembre 2001. L'immagine era composta da 8 esposizioni di 30 secondi ottenute con una fotocamera Baker da 0,3 mf/2,8, una fotocamera CCD Hi-Sis 24 e un filtro Cousin I ).

Vi alleghiamo i link degli interessanti studi di Gianluca Masi, pubblicati sul suo sito:
Parametri orbitali:
Il JPL fornisce i parametri, qui di seguito, per i frammenti principali A e B che si trovano su orbite ellittiche prograde con parametri simili, ma con periodi orbitali molto differenti, e vanno a formare una nuova famiglia cometaria insieme agli altri frammenti.
DATI:
Eccentricità:              A=0.999692137817885            B=0.999303580246131
Inclinazione:             A=36.4866097334356°             B=36.4758214872215°
Argomento perielio:  A=295.322728284241°             B=295.326808388447°
Longitudine nodo:     A=295.1277176090811°           B=295.1246666062354°
Semiasse maggiore: A=2530.53002441112 UA         B=1118.60290263091 UA
Perielio:                     A=0.779054495221844 UA      B=0.779017158127398 UA
Afelio:                        A=5060.280994327029 UA      B=2236.426788103697 UA
Periodo orbitale:        A=127299.1324861599 anni    B=37412.96392320975 anni
Epoca perielio:          A=2001-Maggio-24.52365669  B=2001-Maggio-24.51915153

( Diagramma orbitale al momento della scoperta - JPL ).
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LA COMETA del 2001-2002
C/2000 WM1 (LINEAR)

La C/2000 WM1 (LINEAR) è una cometa osservata anche ad occhio nudo, tra la fine dell'anno 2001 e l'inizio del 2002 e per questo catalogata nel 3° millennio.
Ha raggiunto la luminosità massima di +2,5 mag.

Questa immagine è stata ottenuta da Terry Lovejoy il 31 gennaio 2002 a partire dalle 17:33 UT. Si compone di 2 pannelli di 10 x 10 secondi di esposizione, utilizzando un riflettore Takahashi Epsilon E-160 530mm FL F3.3 e fotocamera Genesis (con sensore KAF-0401E). Il campo visivo dell'immagine è di 1,3 x 0,6 gradi ).

Scoperta e denominazione:
Poco dopo la metà di dicembre del 2000, il team LINEAR ha annunciato la scoperta di un oggetto asteroidale sulle immagini ottenute il 16 dicembre 2007. La magnitudo è stata data come +17,8. 
Le posizioni disponibili hanno permesso al Central Bureau for Astronomical Telegrams (il centro di smistamento per le osservazioni di comete e asteroidi) di determinare un'orbita approssimativa, che, a sua volta, ha permesso loro di collegare queste osservazioni a un altro oggetto LINEAR rilevato il 16 e 18 novembre. T.B. Spahr (Smithsonian Astrophysical Observatory, Mt. Hopkins) ha osservato l'oggetto il 20,15 dicembre 2000, e ha rilevato una chioma di 10 arcsec di diametro e una coda larga e debole che si estende per 10-20 arcsec verso PA 45°. Quindi, l'oggetto era davvero una cometa.
Il codice identificativo è però di natura asteroidale in quanto all'inizio era stata catalogata come 2000 WM1, dopo aver riconosciuto la sua vera natura è stato aggiunto il prefisso C/ ed il nome del programma che l'ha scoperta.


Osservazioni:
Dopo l'annuncio ufficiale, sono state fatte alcune osservazioni su questo oggetto debole. A. Nakamura (Kuma Kogen Observatory, Giappone) ha stimato la magnitudo a 18,1 e 18,0 rispettivamente il 22 e 29 dicembre 2000. Ha anche notato che il coma era di 0,25 arcmin di diametro. A. Akahori (Matsumoto, Giappone) ha stimato la magnitudo a 17,9 e 17,6 rispettivamente il 6 e 24 gennaio 2001. Ha dato il diametro del coma da 0,15 a 0,2 arcmin .
La cometa si è lentamente illuminata durante la primavera e l'estate e alla fine di agosto 2001 la magnitudine visiva era leggermente più debole della magnitudine +13. Le camere CCD stavano rivelando una coda debole lunga circa 25 arcsec verso la metà di giugno 2001 e questa era aumentata a circa 2 arcmin verso la fine agosto e inizio settembre. All'inizio di ottobre 2001, la magnitudo era vicina a +11, mentre alla fine del mese era vicina a +9,5.

La cometa ha iniziato a schiarirsi più rapidamente a novembre 2001. Ha iniziato il mese con magnitudine +9,5 e ha concluso il mese leggermente più luminoso della magnitudine +6. 
È interessante notare che la cometa ha iniziato a illuminarsi più velocemente del previsto durante la seconda metà di novembre. Stavano diventando visibili anche alcune caratteristiche insolite. 
Michael Jäger dell'Austria ha fotografato un'anti-coda molto stretta il 16 novembre. 
Altri osservatori hanno iniziato a rilevarlo nei giorni successivi. 

Questa immagine è stata ottenuta da Michael Jäger il 16 novembre 2001. Si tratta di un'esposizione di 8 minuti ottenuta utilizzando una fotocamera Celestron Schmidt e una pellicola TP hyp. L'immagine è significativa in quanto rivela un'anticoda stretta che si estende quasi diritta verso il basso, mentre una coda principale molto corta e diffusa si estende a breve distanza dal coma verso l'alto a destra ).

Giovanni Sostero (Italia) mentre la stava osservando con uno Schmidt-Cassegrain da 8 pollici il 16 e "ha catturato una struttura simile a un 'jet'". Ha detto che era lungo 0,6 minuti d'arco ed esteso verso PA 145°.

( Questa immagine è stata ottenuta dagli studenti delle scuole superiori dell'Amtsgymnasiet e dell'EUC Syd (Sønderborg, Danimarca) il 23 novembre 2001. È stato ottenuto utilizzando una telecamera CCD. Questa è una delle migliori immagini che mostrano l'anticoda della cometa. L'inserto è una combinazione di 3400 secondi e mostra che l'anticoda è diviso e curvo ).

La cometa si è mossa quasi direttamente verso sud durante la prima metà di dicembre del 2001, ed è scesa sotto l'orizzonte per la maggior parte degli osservatori dell'emisfero settentrionale poco dopo la metà del mese. Quando gli osservatori dell'emisfero settentrionale hanno intravisto per l'ultima volta la cometa, hanno generalmente stimato la magnitudine intorno a +5, il diametro della chioma di circa 20 minuti d' arco e la coda lunga più di 1°.
La cometa svanì lentamente mentre si dirigeva verso sud, perché la sua crescente distanza dalla Terra era quasi compensata dalla sua distanza decrescente dal sole. La magnitudo era vicina alla +6 verso la fine di dicembre e l'inizio di gennaio. La cometa ha passato il perielio il 22 gennaio 2002, momento in cui gli osservatori indicavano in genere la magnitudine di 6,2-6,3. Sebbene la cometa avrebbe dovuto iniziare a svanire più rapidamente, ha sorpreso tutti quando si è scoperto che stava vivendo un'esplosione il 27 gennaio. Le stime della magnitudo quel giorno, così come il 28 gennaio 2002, la collocavano intorno a 4,6-4,8. 
È interessante notare che la cometa sembrava non calare di intensità, poiché Michael Mattiazzo (Wallaroo, South Australia) ha trovato la cometa vicino alla magnitudine +3,0 il 29,78 gennaio 2002. Durante i giorni seguenti, gli osservatori nell'emisfero australe hanno visto la cometa illuminarsi fino alla magnitudine di circa +2,5 prima che riprendesse rapidamente a sbiadire.

Questa immagine è stata ottenuta da Victor Angel Buso e Luis Alberto Mansilla il 24 dicembre 2001 (1:22:40 e 1:26:24 UT). Si tratta di una combinazione di pose di 3+3 minuti ottenute utilizzando una camera CCD PICTOR 416XT e Schmidt 21.5 cm f/2.9 dell'Osservatorio Astronomico Cristo Rey - ROSARIO - Argentina. Membro dell'ASOCIACION SANTAFESINA DE ASTRONOMIA - ASA ).

Dati fisici:
Le osservazioni di polarizzazione lineare sono state effettuate sulla cometa C/2000 WM1 con il telescopio da 1,2 m all'Osservatorio di Mt. Abu nel novembre 2001 e nel marzo 2002. 
Le osservazioni di novembre erano a basso angolo di fase ( ~22°) quando la polarizzazione è negativa e dove i dati per la maggior parte delle comete sono piuttosto scarsi. 
Le osservazioni di marzo sono state fatte quando l'angolo di fase era di circa 47°. 
Le osservazioni sono state condotte attraverso i filtri IHW a banda stretta e BVR a banda larga. 
Sulla base di queste osservazioni di polarizzazione deduciamo che la cometa C/2000 WM1 appartiene alla classe di alta polarizzazione, ovvero la famiglia delle comete polverose.
di U.C. Joshi, K.S. Baliyan, S. Ganesh. Del Physical Research Laboratory, Ahmedabad, India.


Parametri orbitali:
I calcoli ci forniscono un'orbita iperbolica (e = 1,00024278), da 2130 osservazioni nell'arco di 2,69 anni, risulta fortemente inclinata di 72,55022° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 276,770906°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 237,895729°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 22,6732 gennaio 2002, mentre si trovava ad una distanza di 0,555347 UA dal Sole.
Quindi la cometa si trova su una traiettoria di fuga dal sistema solare.

Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 2002
153P/2002 C1 (IKEYA-ZHANG)

la C/2002 C1 Corrisponde alla 153P/2002 C1 che è stata riconosciuta come cometa periodica, in questo passaggio è stata osservata anche ad occhio nudo, dai primi di marzo fino alla fine di maggio dell'anno 2002.

Orbita:
Passaggio al perielio il 18 marzo 2002
Parametri orbitali dati dalle osservazioni dirette:

Epoch = 2002 Mar. 27.0 TT T = 2002 Mar. 18.97989 +/- 0.00001 (m.e.) TT Peri. = 34.66706 +/- 0.00003 Node = 93.37043 +/- 0.00002 (2000.0) Inc. = 28.12067 +/- 0.00001 q = 0.5070701 +/- 0.0000003 AU e = 0.9900650 +/- 0.0000001 a = 51.0388299 +/- 0.0000000 AU n' = 0.00270304 +/- 0.00000000 P = 364.629 +/- 0.0000000 years A1 = +0.248 +/- 0.012 A2 = -0.02350 +/- 0.00023


Osservazioni:
Prime osservazioni:
Nella sera del 1° febbraio 2002, il cacciatore di comete giapponese Kaoru Ikeya scoprì visivamente una cometa con il suo riflettore di 0,25 m, e l'ha descritta come di magnitudo +9.0, con un coma condensato debole di circa 2 arcmin di diametro.
Circa 1,5 ore dopo, anche l'astronomo dilettante cinese Daqing Zhang, vicino alla città di Kaifeng, nella provincia di Henan, trovò indipendentemente la stessa cometa con un riflettore di 0,20 m, e ha descritto la cometa come di magnitudine +8,5 e circa 3 arcmin di diametro.
Dopo che il Central Bureau of Astronomical Telegrams di Cambridge, USA ha designato questa cometa come C / 2002 C1 e ha annunciato la sua scoperta, Paulo M. Raymundo, a Salvador, Brasile ha scoperto la cometa indipendentemente circa 0,5 giorni dopo Ikeya, l'ha descritta come di magnitudine +7,5 con un coma di 5 arcmin, inoltre ci sono state tre osservazioni precedenti alla scoperta il 25 agosto 2001 da parte del team di Palomar Mountain / NEAT.


Febbraio:
La cometa si è costantemente illuminata dopo la scoperta, ma la sua bassa quota e il parziale coinvolgimento nel crepuscolo serale ne hanno reso piuttosto difficile l'osservazione. 
Il risultato era tipicamente una vasta gamma di stime di luminosità ogni giorno. 
Prendendo le medie di queste stime, sembrerebbe che la cometa sia diventata più luminosa della magnitudine 7 intorno al 16 febbraio e più luminosa della magnitudine 6,5 il 22 febbraio. 
La cometa era compresa tra la magnitudine 6 e 6,5 il 24 febbraio, quando il chiaro di luna ha iniziato a causare seri problemi. 
Le osservazioni diffuse sono riprese il 27 febbraio, momento in cui gli osservatori riportavano la magnitudo da 5,0 a 5,4. La distanza segnalata era aumentata da 4,9 a 5,3 entro il 28, momento in cui diversi osservatori stavano segnalando che la cometa era visibile ad occhio nudo. L'apparente aumento della luminosità ha fatto sì che Andrew Pearce (Australia) notasse che durante l'ultimo giorno del mese si era verificato un "notevole aumento della luminosità".


Marzo:
All'inizio di marzo la cometa stava diventando sempre più facile da vedere e la coda veniva avvistata con l'aiuto del binocolo anche in aree poco inquinate. 
La maggior parte degli osservatori riportava la luminosità intorno alla magnitudine 4 il 12, con una lunghezza media della coda visibile compresa tra 1,5° e 2°. 
Le lunghezze di coda più lunghe riportate per gli osservatori con orizzonti occidentali molto scuri erano tipicamente intorno ai 4°. 
Ancora più interessante, tuttavia, è stato il verificarsi di eventi di interruzione della coda. Il primo è stato rilevato il 3 ed è illustrato nell'archivio immagini dalle immagini di Michael Jäger (Austria) e Andrea Aletti e Simone Di Filippo (Italia). Il secondo evento è avvenuto l'11 ed è illustrato nell'archivio immagini dalle immagini di Paolo Candy (Italia), Gilbert Jones (USA) e Alfredo Garcia, Jr. (USA). 

Copyright © 2002 di Shigemi Numazawa (Kamijinai, città di Shibata, Niigata, Giappone. Queste quattro fotografie sono state ottenute entro un periodo di 37 minuti il ​​18 aprile e rivelano un evento di disconnessione della coda. Le immagini sono state ottenute con una Schmidt Camera 200/220.300 F/1.5 ).

Nella seconda metà di marzo, la maggior parte degli osservatori riportava che la luminosità della cometa era compresa tra la magnitudine 3,3 e 3,5. La maggior parte delle stime visive della lunghezza della coda erano comprese tra 2,5° e 4°. Il chiaro di luna ha interferito con le osservazioni durante questo stesso periodo, ma dopo che si era lasciato il cielo della prima serata durante gli ultimi giorni di marzo, gli osservatori hanno segnalato una coma più ampia e la crescente prominenza della coda di polvere.

Questa fotografia è stata ottenuta da Michael Jäger il 10.77 marzo 2002. È un'esposizione di 12 minuti ottenuta con una pellicola Deltagraph 300/1000 e Kodak Ektachrome 100. Le immagini mostrano che la coda è composta da numerosi filamenti ).

Aprile:
La luminosità della cometa era ancora compresa tra la magnitudine 3,3 e 3,5 all'inizio di aprile, mentre il diametro della chioma generalmente rientrava nell'intervallo da 5 a 10 minuti d'arco , come si vede con un binocolo. La lunghezza della coda era generalmente stimata tra 3 e 5 gradi. 
La cometa è svanita con il progredire di aprile ed era compresa tra la magnitudine 4,5 e 4,8 entro la fine del mese. 
La chioma era aumentata fino a un diametro compreso tra 15 e 20 arcmin , mentre la coda era diminuita in lunghezza a circa 2 gradi.

Percorso in cielo della 153P dal 2001 al 2003 ).

Maggio:
Le stime di magnitudo il 1° maggio in genere rientravano nell'intervallo 4,6 e 4,8, mentre il diametro della chioma era compreso tra 15 e 22 arcmin. Le stime della lunghezza della coda visiva erano praticamente inesistenti, con le poche disponibili che andavano da 0,5 a 5 gradi. 
Entro la metà del mese, le stime di magnitudo variavano tipicamente da 5,5 a 6,0, mentre il diametro della chioma stava ancora mantenendo un grande diametro compreso tra 13 e 18 arcmin . 
Ancora una volta, le stime della lunghezza della coda visiva erano scarse, con le poche disponibili che indicavano che si estendeva per meno di 1 grado. 
Alla fine di maggio, le stime di magnitudo andavano da 6,1 a 6,7. 
Stime del diametro della coma che coprono un intervallo più ampio rispetto a prima, con una distribuzione abbastanza uniforme tra 9 e 20 arcmin . 
Non sono state riportate stime della lunghezza della coda visiva.

Questa è un'immagine inviata da Rolando Ligustri (del CAST: Circolo AStrofili Talmassons), ottenuta il 30 maggio 2002 ).
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LA COMETA del 2002
C/2002 F1 (UTSUNOMIYA)

La C/2002 F1 (Utsunomiya) è una cometa che è stata osservata anche ad occhio nudo, durante la primavera dell'anno 2002.


Scoperta:
Syogo Utsunomiya (Minami Oguni-machi, Aso-gun, Kumamoto-ken, Giappone) ha scoperto questa cometa tra Pegaso e Cavallino, al crepuscolo mattutino con un binocolo 25x150 il 18 marzo 2002, mentre era all'incirca di decima magnitudine, e ha stimato il diametro del coma come 1 arcmin . Utsunomiya confermò la cometa la mattina successiva, e si era spostata di 1,2°, e la descrisse come magnitudine +10,0, con una chioma diffusa e debolmente condensata di circa 1,5 minuti d'arco di diametro.

Questa fotografia è stata ottenuta da Michael Jäger, il 13,10 aprile 2002. È una composizione di due pose di 4 minuti ottenute con una pellicola 250/450 Schmidt-Cassegrain e Kodak Ektachrome 100 ).

Osservazioni:
La cometa ha poi attraversato le costellazioni di Pegaso e Andromeda, e si è avvicinata al Sole fino a 0,44 UA a fine aprile, un mese dopo la sua scoperta si è illuminata fino alla 4a magnitudine e aveva una coda di 1,5 gradi. In questo periodo, la cometa era passata nel Triangolo, e poteva essere osservata solo dall'emisfero settentrionale, era nelle vicinanze del lato nord del Sole, e si trovava a bassa quota.
Dopo il passaggio al perielio, si spostò a sud verso passando dal Toro e da Orione, ed era osservabile anche nell'emisfero australe, ma si affievoliva rapidamente.

Curva di luce dal sito di Seiichi Yoshida ).

Questa fotografia è stata ottenuta da Michael Jäger, il 30 aprile 2002. È una composizione di due esposizioni da 1 minuto ottenute con una fotocamera Schmidt 250/450 e pellicola Kodak Ektachrome 100. Ha stimato che la cometa fosse allora vicina alla magnitudine +5.0 ).

Parametri orbitali:
La prima orbita pubblicata è stata pubblicata il 21 marzo da BG Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) ha preso 31 posizioni ottenute il 20 e 21 marzo e ha calcolato un'orbita parabolica con una preliminare data del perielio del 23 aprile 2002. L'orbita indicava che la cometa sarebbe passata all'incirca a 0,46 AU dal sole.

Successivamente il sito del JPL ha pubblicato i calcoli ottenuti da 161 osservazioni nell'arco di 53 giorni, ne è risultata un'orbita ellittica con eccentricità di 0,9995399670148084 , con una traiettoria prograda e quasi perpendicolare al piano dei pianeti, con un'inclinazione di ben 80,87692965731995° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 125,9000292380358°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 289,0295448864359° (2000.0).
La cometa ha un semiasse maggiore della sua orbita di 952,755523101198 UA, e quindi un periodo di rivoluzione di ben 29409,01066372320 anni che la spinge fino ad un afelio che si trova a 1905.07275 UA dal Sole.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 22,89841812 aprile 2002, mentre si trovava ad una distanza di 0,4382989674500229 UA dal Sole.

Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA COMETA del 2002-2003
C/2002 V1 (NEAT)

La C/2002 V1 (NEAT) è una cometa non-periodica a lungo periodo, che è apparsa nel mese di novembre 2002. La cometa ha raggiunto un picco di magnitudine apparente di circa -0.5, il che rende l'ottava cometa più brillante vista dal 1935.

Questa immagine è stata ottenuta da Rolando Ligustri e Lucio Furlanetto utilizzando un riflettore Newton 350/1750 e una camera CCD ST9E il 29 gennaio 2003. È una combinazione di sei immagini esposte per rivelare la complessità della coda ).

Scoperta:
La scoperta della cometa Neat (C/2002 V1) venne annunciata da S. H. Pravdo (del Jet Propulsion Laboratory della NASA) alle 14:24 UT del 6 Novembre 2002 , nel corso del programma Near Earth Asteroid Tracking (NEAT). Al momento della scoperta l'oggetto, per il quale venne impiegato lo strumento Schmidt da 1,2 m , posizionato a Haleakala - Hawaii, esibiva una coda estesa 10 secondi d'arco nell'angolo di posizione 225°.
In immagini successive, prese il 6.61 e 6.62 di Novembre, la sua magnitudine fu stimata essere compresa fra la +17,1 e la +17,5. La cometa venne confermata da M. Blasco e S. Sanchez (dell'osservatorio di Maiorca) il 6,83 Novembre 2002 impiegando il telescopio Schmidt da 40 cm; essi notarono che la chioma aveva un diametro di 15 secondi d'arco.

Questa immagine è stata ottenuta da G. Sostero il 10 dicembre 2002, presso l'osservatorio di Remanzacco, Italia. L'immagine è composta da 10 pose da 120 secondi ottenute con una camera Baker-Schmidt 0.3mf/2.8 e una camera CCD ).

Osservazioni:
Impiegando le stime ottenute sino al 26 dicembre 2002 dai membri della sezione comete tedesca, Andreas Kammerer analizzò l'andamento della luminosità della NEAT (C/2002 V1) e stabilì che che il suo rapido incremento in luminosità era "tipico di una cometa con nucleo piccolo". Benché egli affermasse che l'andamento indicava una possibile luminosità massima di magnitudine -15 nel momento del perielio.
Il 23 dicembre 2002, John Bortle scrisse, "Nessuna cometa intrinsecamente debole come C/2002 V1 si può pensare che possa essere sopravvissuta entro una distanza perielica di 0,1 UA." 
In altre parole, riteneva improbabile che questa cometa possa sopravvivere sufficientemente a lungo per diventare un impressionante oggetto diurno in febbraio.

Le osservazioni effettuate durante la prima metà del gennaio 2003 furono per lo più disturbate dalla luna piena, con la luna transitata a 12° dalla cometa il 9. 
Il primo e due gennaio, molti osservatori riportarono magnitudini comprese in un intervallo fra la 7,6 e la 8,6 e un diametro della chioma stimato compreso fra 6 e 12 minuti d'arco.
Fra il 14 e 15, parecchi osservatori riportarono magnitudini comprese fra la 6,8 e la 7,5 e stime del diametro della chioma comprese fra 5 e 12 minuti d'arco. Durante tutto questo periodo giunsero rapporti occasionali che riferivano l'avvistamento di una coda.
Prendendo le stime di magnitudine degli osservatori esperti, la cometa appare avere continuato la rapida ascesa in luminosità durante tutto il periodo. La pubblicazione di una nuova orbita, avvenuta il 15 gennaio, indica che la cometa si sta muovendo in un'orbita a lungo periodo con un periodo di circa 37 mila anni. Questo indica che questa piccola cometa è già sopravvissuta in passato attraverso un passaggio al perielio, che costrinse probabilmente ad uno scioglimento del nucleo.

Parecchi annunci interessanti furono fatti durante la seconda metà di gennaio. 
Lo spagnolo Pepe Manteca ottenne immagini ccd il 17 le quali rivelarono un'apparente evento di disconnessione della coda. La prima osservazione ad occhio nudo fu riportata dall'austriaco Michael Jäger il 20 gennaio; egli la stimò di magnitudine +6,3. Jäger ottenne una fotografia dove i gas della coda si dispiegavano per un'estensione di 2,5°. 

Questa immagine è stata ottenuta da Pepe Manteca il 17 gennaio 2003. C'è un nodo di materiale situato a due terzi della coda rispetto alla chioma, che potrebbe essere un evento di disconnessione della coda ).

Il 23 gennaio 2003 un'analisi del giapponese Seiichi Yoshida indicò che la cometa mostrava indizi di rallentamento del suo tasso di aumento della luminosità.
La variazione del tasso di luminosità della cometa sembrava rallentare di nuovo a partire dal 3 febbraio, poiché gli osservatori riportavano stime di luminosità inferiori ai valori previsti. Gli osservatori davano quindi generalmente la magnitudine come +5, mentre il grado di condensazione era compreso tra 7 e 8. Le stime visive della lunghezza della coda erano generalmente comprese tra 1° e 2°, con stime estreme intorno ai 6°. 

Questa fotografia è stata ottenuta da Michael Jäger utilizzando una fotocamera Schmidt 250/450 il 9,74 febbraio 2003. È una combinazione di due esposizioni da 1 minuto ottenute con Kodak Ektachrome 100S e due esposizioni da 5 minuti ottenute con Kodak TP ).

Poiché la distanza angolare della cometa dal Sole ha continuato a diminuire, molti osservatori hanno iniziato a perdere la cometa nel crepuscolo serale, ma le osservazioni sono riprese per molti osservatori il 7 e l'8 febbraio con la segnalazione di un'esplosione di luminosità. Sebbene le stime della magnitudine siano molto difficili da fare quando le comete sono in forte crepuscolo, a molti osservatori è stato indicato che l'esplosione è stata di 0,5-1 magnitudine, che colloca la luminosità tra +4 e +4,5.
La cometa è entrata nel campo visivo del Solar & Heliospheric Observatory (SOHO) il 16 febbraio.

Questa immagine è un collage di quattro immagini ottenute dal Solar & Heliospheric Observatory (SOHO) alle 10:54 UT del 17, 18, 19 e 20 febbraio 2003. Il cerchio bianco vicino al centro del margine sinistro rappresenta il contorno del Sole ).

La cometa è stata colpita da un'espulsione di massa coronale durante il suo passaggio vicino al Sole. 
Il 18 febbraio 2003, la cometa C/2002 V1 (NEAT) ha superato l'elongazione minima ad una distanza angolare di 5,7 gradi dal Sole.
C/2002 V1 (NEAT) è apparsa impressionante osservata dal Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) come risultato della diffusione in avanti della luce dalla polvere nel coma e nella coda.

DALL'ITALIA (CAST, Talmassons, Friuli):
L'attività di sorveglianza della cometa Neat (C/2002 V1), effettuata dai soci del C.AS.T-Circolo Astrofili Talmassons, cominciò il 29 novembre 2002, mentre è solamente dalla metà del dicembre 2002 che abbiamo avuto la possibilità di mostrare le nostre riprese ccd o fotografiche. 
La prima immagine ccd visibile nel sito è datata 10/12/2002, nella quale si vede una chioma diffusa di magnitudine +12,0 e con un diametro di circa tre primi d'arco. Ma è nel mese di gennaio che la sua luminosità esplode, come pure il diametro della sua chioma. 
Le icone della gallery riproducono in scala l'effettico aumento dei pixel interessati dalla luminosità della brillante chioma rotonda. Nell'immagine del 1° gennaio 2003 si nota per la prima volta la coda della cometa (lunga 3'), quando l'oggetto è sceso sotto la magnitudine 10 e la chioma raggiunge un diametro massimo di 8' (mentre quello usato da Rolando Ligustri per misurare la luminosità dell'oggetto si riferisce solamente ai 1',35 dal centro dell'oggetto.
Nell'immagine di Virginio Savani, presa il 7 gennaio, si misura una coda di 10' d'arco, con una brillantezza dell'oggetto notevole (e una magnitudine di 9,1 entro 1' d'arco dal centro della chioma). Nei giorni seguenti essa aumentava la luminosità, raggiungendo la 8,7 il 12 gennaio, con una coda di 14' nell'angolo di posizione 68°. Il 23 e 24 gennaio, ripresa da Savani e Ligustri rispettivamente, essa cresceva ancora e si portava alla luminosità di 7,7 e 7,4 rispettivamente, con una coda che raggiungeve i 30' ad un angolo di posizione di 61°.
GALLERIA : '' Immagini della cometa Neat / 2002 V1 ''. dal sito del CAST.

Parametri orbitali:
La prima orbita è stata pubblicata da Brian G. Marsden del Central Bureau for Astronomical Telegrams il 7 novembre 2002 (MPEC 2002-V31 e IAUC 8011). Utilizzando 39 posizioni dal 6 al 7 novembre, ha calcolato un'orbita parabolica con una data del perielio del 18,59 febbraio 2003 e una distanza del perielio di 0,0999 AU. Marsden ha confermato la correttezza generale dell'orbita l'8 novembre (MPEC 2002-V1) quando 54 posizioni dal 6 all'8 novembre hanno rivelato una data del perielio del 17 febbraio 2003 e una distanza del perielio di 0,0987 AU. Dopo che più posizioni divennero disponibili, la data del perielio fu fissata al 18.30 febbraio, la distanza del perielio fu data come 0,0993 AU e il periodo orbitale era di circa 37 mila anni. 
L'orbita indica che la cometa è passata nel punto più vicino alla Terra il 24 dicembre a 0,80 UA.

L'orbita ellittica risulta prograda e molto allungata, ed è fortemente inclinata di ben 81,7961° rispetto al piano dell'eclittica, con un argomento del perielio di 152,1697°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 64,0884°.
L'orbita di una cometa di lungo periodo si ottiene propriamente quando si calcola l'orbita osculatrice in un'epoca successiva all'uscita dalla regione planetaria e si calcola rispetto al centro di massa del sistema solare. Utilizzando JPL Horizons , gli elementi orbitali baricentrici per l'epoca 01 gennaio 2020 generano un semiasse maggiore di 1.100 AU, una distanza all'afelio di 2.230 AU e un periodo di circa 37.000 anni.

( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA PRIMA COMETA del 2004
C/2001 Q4 (NEAT)

la C/2001 Q4 (NEAT) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo durante la prima metà dell'anno 2004. La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +2,8 magnitudini, rendendola una delle 25 comete più luminose dal 1935.

La cometa C/2001 Q4 ripresa insieme all'ammasso stellare aperto Messier 44 in basso a sinistra ).

Scoperta:
Era stata scoperta quasi tre anni prima come parte del progetto Near Earth Asteroid Tracking (NEAT) ed è diventata una delle comete più luminose del 2004.
Nelle immagini scattate dall'Osservatorio di Palomar dal 24 al 27 agosto 2001, HH Pravdo, EF Helin e KJ Lawrence del Jet Propulsion Laboratory hanno scoperto uno spot a forma di nebulosa rotonda con una luminosità di circa +20 magnitudinì.
Al momento della sua scoperta, la cometa si trovava ancora a una distanza di circa 10 UA dal sole , più del pianeta Saturno, ed era in quel momento, la massima distanza alla quale una cometa sia mai stata trovata.

Osservazioni:
Già a metà marzo 2002, quando la cometa era ancora a 8,6 UA dal Sole, sono state scattate immagini all'Osservatorio di La Silla in Cile e sono stati effettuati esami spettroscopici della chioma della cometa in luce visibile. Il coma, costituito da polveri, già aveva un diametro di oltre 100.000 km a questa distanza dal sole, ma nessun segno di emissione di gas di CN, C2 o C3 poteva ancora essere rilevato.
Durante il 2003 la luminosità della cometa è aumentata lentamente. Per molto tempo si poteva vedere solo dall'emisfero australe vicino al polo celeste australe . Gli osservatori in Brasile e in Australia hanno stimato che la luminosità fosse di circa +12 mag all'inizio di settembre 2003, circa +10 mag alla fine dell'anno e circa +8 mag nel febbraio 2004. 


Un primo avvistamento ad occhio nudo è avvenuto a fine marzo 2004 alle Isole Falkland con una luminosità intorno a +6 mag.
La cometa ha continuato ad aumentare di luminosità, ma è stata osservata solo nel cielo meridionale fino a maggio 2004 , dove molti osservatori l'hanno seguita. 
Dal 10 maggio poteva essere trovata nel cielo della sera del l'emisfero settentrionale, dove ha anche raggiunto il suo massimo splendore di circa +3 mag in quel momento. Da questo momento è stata osservata anche la coda della cometa, le informazioni su questa erano molto diverse e raggiungevano valori fino a 11° di lunghezza. Allo stesso tempo, anche le comete C/2002 T7 (LINEAR) e C/2004 F4 (Bradfield) potevano essere osservata nel cielo. Entro la seconda metà di maggio, la luminosità era scesa al di sotto di +4 mag e la lunghezza della coda era scesa a 1,5°.


La luminosità ha continuato a diminuire, all'inizio di giugno è scesa al di sotto della soglia per l'osservazione ad occhio nudo, e a metà settembre è stato nuovamente necessario un telescopio per l'osservazione. Le osservazioni della cometa sono continuate fino all'inizio del 2005. 
L'osservazione finale è avvenuta il 18 agosto 2006, quasi esattamente cinque anni dopo la sua scoperta, presso l'Osservatorio di Ageo in Giappone.

Analisi e studi scientifici:
LUCE VISIBILE:
Dal 13 al 19 maggio 2004, presso l'Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences in India, sono stati effettuati esami spettroscopici e fotometrici della cometa nel campo del visibile. 
Sono state rilevate linee di emissione di CN e C2 e il loro tasso di produzione è statoderivato.
Nel maggio e giugno 2004, sono state effettuate anche indagini sullo spettro della cometa nella gamma di lunghezze d'onda visibili presso l'osservatorio di Andruschiwka in Ucraina . 
Il 14 maggio furono scoperte le linee di emissione di C2 , C3 , CN, CH, NH2 e H2O+ e fu determinate le loro intensità.
Già nel settembre 2003, quando la cometa era di circa 3,7 UA dal Sole, e poi di nuovo nel maggio 2004, quando la cometa era solo circa 1 UA dal Sole, il Very Large Telescope dell' European Southern Observatory in Cile ha intrapreso indagini spettroscopiche nel violetto per determinare il rapporto tra gli isotopi stabili 12C/13C e 14N/15N nel radicale CN . 
I valori misurati cambiavano solo leggermente con la distanza dal sole della cometa e corrispondevano a quelli ottenuti in condizioni simili per le comete C/1995 O1 (Hale-Bopp) e C/2003 K4 (LINEAR) .
Per ottenere un risultato di misurazione indipendente, le due comete C/2001 Q4 (NEAT) e C/2002 T7 (LINEAR) sono state nuovamente misurate spettroscopicamente con il Very Large Telescope nel maggio 2004, ma questa volta nel blu per con un altro metodo, per determinare il rapporto di 12C/13C nella molecola C2. I risultati erano in accordo con i valori precedentemente ottenuti dall'osservazione del radicale CN.
Dalle osservazioni dei gusci di polvere concentrici attorno al nucleo della cometa all'Osservatorio del Pic-du-Midi in Francia dal 14 al 19 maggio 2004 è stato possibile ricavare un periodo di rotazione del nucleo cometario di circa 23,2 ore. 
Da ulteriori osservazioni dei cambiamenti morfologici nei gusci di polvere attorno alla cometa, avvenuti tra l'altro dal 16 aprile al 3 giugno, che sono stati realizzate all'osservatorio Vainu Bappu in India e all'osservatorio Las Campanas in Cile, è stato possibile determinare l'orientamento spaziale dell'asse di rotazione del nucleo della cometa e la sua inclinazione rispetto al piano dell'orbita. 
Inoltre, potrebbero essere modellate le posizioni delle zone attive sul nucleo della cometa e la loro area totale nel tempo del perielio stimata in circa 40 km².
INFRAROSSI:
Con l'Infrared Telescope Facility (IRTF) della NASA alle Hawaii , l'11 maggio 2004 sono stati effettuati esami spettroscopici della cometa nel medio infrarosso alla lunghezza d'onda di 10 µm. L'andamento degli spettri ottenuti era molto simile a quelli ottenuti osservando la cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) nel febbraio 1997. 
La cometa è simile, nella sua composizione di silicati cristallini sotto forma di olivina e ortopirosseno, in gran parte alla cometa Hale-Bopp. 
Da ciò si dedusse che le due comete o si sono formate nello stesso ambiente, oppure che i silicati cristallini erano generalmente diffusi nelle zone in cui le comete si sono formate durante la formazione del sistema solare . 
Dal 4 al 6 giugno sono state effettuate ulteriori indagini spettroscopiche della cometa NEAT e della cometa C/2002 T7 (LINEAR) nell'intervallo di lunghezze d'onda intorno ai 10 µm con l'IRTF, che hanno confermato i risultati precedentemente ottenuti. I granelli di polvere della cometa NEAT sembravano essere più piccoli di quelli della cometa LINEAR. Anche in esami spettroscopici al Mount Lemmon Observatory in Arizona dal 14 maggio al 20 giugno si sono potute rilevare le firme di silicato cristallino e olivina.
Il 28 Maggio 2004, esami spettroscopici ad alta risoluzione della cometa nel vicino infrarosso sono state effettuati presso il Subaru telescope del Giappone alle Hawaii . 
La temperatura di spin nucleare del metano è stata determinata per la prima volta intorno ai 33 K dai risultati della misurazione . Valori simili erano stati precedentemente determinati per la temperatura di spin dell'acqua e dell'ammoniaca in altre comete. La temperatura di spin corrisponde probabilmente alla temperatura al di sotto della quale la molecola si è originariamente formata prima di essere intrappolata nel materiale cometario. Insieme alla determinazione di un rapporto numericamente solo piccolo tra deuterio e idrogeno nel metano indica che il metano intrappolato nella cometa si è formato da una nube primordiale presolare a temperature superiori a 30 K e che di conseguenza anche il sole è emerso da una nube calda intorno ai 30 K e non, come ipotizzato in precedenza, da una fredda uno a circa 10 K.
L'indagine spettroscopica simultanea delle righe di emissione dell'acqua nell'infrarosso e quella della riga di emissione del radicale NH2 in luce visibile il 24 maggio ha portato a risultati molto simili . Dagli spettri ottenuti sono stati determinati i rapporti numerici tra orto e paraidrogeno (OPR) in queste molecole, che a loro volta corrispondono a temperature di spin di circa 31 K. 
Con un metodo perfezionato, un valore ancora più preciso per l'OPR nel radicale NH2 potrebbe essere successivamente derivato. Nel coma cometario, il radicale NH2 deriva principalmente dalla rottura della molecola di ammoniaca (NH3) sotto i raggi ultravioletti del Sole. Pertanto, è stato possibile determinare anche l'OPR dell'ammoniaca e la sua temperatura di spin intorno ai 30 K.
Con lo stesso metodo di calcolo migliorato, sono stati rivisti i risultati delle misurazioni per un totale di 15 comete, inclusi i risultati dell'osservazione della cometa NEAT dal 5 al 7 maggio 2004 sul Very Large Telescope (vedi sopra). Anche qui è stata ottenuta una temperatura di spin per la molecola NH3 di 30 K per la cometa NEAT , come è avvenuto per quasi tutte le altre comete studiate, che hanno anche un rapporto isotopico comparabile di 14N/15N nel radicale CN.
La determinazione del rapporto tra orto e paraidrogeno nelle molecole d'acqua del coma cometario consente inoltre un nuovo metodo in cui si valuta lo spettro di emissione nel visibile, dell'H2O+, che è essenzialmente creato dalla ionizzazione di acqua. Questo metodo è stato utilizzato per la prima volta con la cometa NEAT e ha portato anche a valori della temperatura di spin dell'acqua di circa 30 K.
ULTRAVIOLETTI E RAGGI X:
Dal 14 settembre 2003 al 2 novembre 2004, la cometa NEAT è stata osservata con la telecamera Solar Wind Anisotropies (SWAN) a bordo del satellite Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) da ¼ UA di distanza dal Sole prima del suo perielio ed a una distanza di 2 UA dopo il suo perielio. 
Registrazioni regolari della distribuzione dell'idrogeno nel mezzo interplanetario alla luce della linea α di Lyman a 121,5 nm hanno consentito una registrazione quasi completa del tasso di produzione di acqua per la cometa. Da esso valori numerici della produzione di acqua in molecole al secondo in funzione della distanza dal Sole sotto forma di potenza è stato derivato. 
Prima del perielio, la cometa era circa due o tre volte più produttiva che dopo di esso, il che potrebbe essere dovuto all'orientamento del suo asse di rotazione rispetto al sole in connessione con una forma allungata del nucleo della cometa o una distribuzione asimmetrica di aree attive sulla sua superficie.
Il 24 aprile 2004 sono iniziate anche le osservazioni della cometa con il Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) nella regione del lontano ultravioletto . 
Questo è stato il primo utilizzo di questo satellite dopo un guasto nel 2001. Numerose linee di emissione potrebbero essere identificate con intensità simile a tre comete osservate nel 2001, comprese le linee di CO, O e H, mentre circa due dozzine di altre linee sono rimaste non identificate. 
La linea del CO ha mostrato una fluttuazione regolare con un chiaro fattore di 1,6 tra minimo e massimo e un periodo di circa 17,0 ore. Dalle misurazioni è stato possibile determinare il tasso di produzione di CO rispetto a quello dell'acqua.
Per la prima volta è stato possibile rilevare una riga di emissione di deuterio atomico nello spettro della cometa C/2001 Q4 (NEAT). La corrispondente linea α di Lyman a 121.534 nm è stata rilevata con sufficiente certezza durante le osservazioni della cometa dal 24 al 28 aprile 2004 con lo Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) a bordo del telescopio spaziale Hubble.
Sebbene la determinazione di un tasso esatto di produzione di deuterio fosse problematica, è stato possibile effettuare una stima iniziale del rapporto tra deuterio e idrogeno.
Dall'8 al 15 maggio 2004, il Far-Ultraviolet Imaging Spectrograph (FIMS) a bordo del satellite coreano STSAT-1 è stato in grado di effettuare ulteriori osservazioni della cometa nel lontano ultravioletto. Da questo si potrebbe ricavare un'immagine della cometa e degli spettri con le righe di emissione di S, C e CO. I tassi di produzione di queste sostanze sono stati determinati dalle misurazioni.
Quando gli ioni del vento solare si scontrano con neutri atomi e molecole nel guscio della cometa, lo scambio di carica può provocare raggi X e radiazione ultravioletta (EUV) (come è stato trovato anche nell'osservazione con FUSE). Le circostanze favorevoli durante il passaggio del perielio hanno permesso per la prima volta di osservare la cometa NEAT in simultanea con il telescopio a raggi X a bordo del satellite Chandra nonché con lo spettrografo EUV a bordo del satellite CHIPSat nel periodo dal 21 aprile al 21 maggio 2004. Lo spettro dei raggi X ottenuto con Chandra ha permesso di rilevare le righe di emissione di C, N, O, Mg, Fe, Si, S e Ne ionizzati nel vento solare. Le linee EUV misurate erano molto deboli.
MIROONDE E ONDE RADIO:
Con il telescopio submillimetrico a bordo del satellite Odin , lanciato nel 2001, sono state osservate dodici comete fino al 2005, tra cui la cometa C/2001 Q4 (NEAT) da inizio marzo a metà maggio 2004. In particolare, la linea di emissione dell'acqua a 557  GHz è stata studiata approfonditamente per ottenere una misura esatta della sua velocità di produzione. 
E' stata registrata anche la riga di emissione di H2(18O) a 548 GHz e quindi è stato determinato il rapporto tra gli isotopi 16O e 18O, a circa 530:1 che coincide quasi con il valore misurato sulla Terra.
In via sperimentale, l'ammoniaca (NH 3) è stata rilevata debolmente a 572 GHz, alla fine di aprile 2004 ed è stato dedotto che l'ammoniaca è stata emessa dalla cometa in quantità 200 volte inferiore a quella dell'acqua.
Il tasso di degassamento dell'acqua ha mostrato una fluttuazione regolare durante il periodo di osservazione, che corrispondeva a una variazione del tasso di produzione di circa ± 40%, e il cui periodo poteva essere determinato in circa 19,6h. 
Una fluttuazione con un periodo simile è stata riscontrata anche nelle osservazioni della riga di emissione di CO con FUSE nel lontano ultravioletto (vedi sopra).
Utilizzando il radiotelescopio da 12 m del Kitt Peak National Observatory in Arizona , dal 6 al 18 maggio sono state scoperte le linee di emissione di HCN, CO e H2S e sono state esaminate le loro velocità di produzione rispetto a quelle dell'acqua per determinare se la cometa è impoverita in una di queste molecole rispetto alla cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp), e dalle osservazioni delle righe di emissione della formaldeide (H2CO) a 211 e 218 GHz è stato possibile determinare il tasso di produzione della molecola e il rapporto tra questo tasso di produzione e quello dell'acqua. 
Parte della formaldeide è forse rilasciata da grani ricchi di silicato nella polvere della chioma cometaria, inframmezzata da molecole organiche, così che nonostante il suo rapido decadimento potrebbe essere rilevata a una distanza maggiore dal nucleo della cometa.
Dal 7 all'11 maggio 2004 sono stati effettuati esami spettroscopici della cometa NEAT con il telescopio submillimetrico del Mount Graham International Observatory (MGIO) in Arizona per determinare la composizione della presunta cometa "dinamicamente nuova" NEAT con quella di " comete dinamicamente "vecchie" da confrontare. In particolare sono state ricercate le linee di emissione di HCN, H2CO, CO, CS, CH3 OH e HNC nell'intervallo 225-270 GHz. Le misurazioni hanno permesso di determinare i tassi di produzione di queste molecole e la loro relazione con il tasso di produzione dell'acqua. 
Dal 8 al 17 maggio 2004, una ricerca di ammoniaca (NH3) alle linee di emissione a 24 GHz nella chioma della cometa è stata effettuata con il radiotelescopio di Effelsberg da 100m del Max Planck, ma non è stato possibile rilevare tali emissioni, mentre una misura di controllo delle righe del radicale OH ha confermato il corretto allineamento dell'antenna.
Con l'interferometro millimetrico BIMA presso l' Hat Creek Radio Observatory in California , dal 23 al 24 maggio 2004 sono state effettuate indagini spettroscopiche delle righe di emissione di HCN a 88,6 GHz. Dai risultati della misurazione, il tasso di produzione di HCN e la sua relazione con i tassi di produzione di acqua e CN sono stati determinati con vari modelli matematici. Il rapporto tra la velocità di produzione dell'HCN e quella dell'acqua era paragonabile al valore che era già stato osservato in precedenza per la cometa C/1996 B2 (Hyakutake) . 
Dal 20 al 24 maggio, sono stati cercati segnali da molecole più grandi come metanolo , acetonitrile, propionitrile, etanolo e formiato di metile, nonché firme di composti più piccoli come CS, SiO, HNC, HN(13C) e (13C)O nella gamma di frequenze da 87 a 110 GHz. Nel caso della cometa NEAT, è stato possibile rilevare chiaramente solo il metanolo e determinarne la velocità di produzione. 
Anche qui il rapporto tra questo tasso di produzione e quello dell'acqua era paragonabile al valore che era già stato osservato per la cometa Hyakutake.
Dall'inizio di maggio alla metà di giugno 2004, il radiotelescopio di Nançay in Francia è stato utilizzato per osservare la riga di emissione di 18 cm OH della cometa NEAT.
POLARIZZAZIONE:
Nel maggio e giugno 2004, sono state effettuate osservazioni della polarizzazione lineare della luce del coma cometario presso l'Osservatorio del Monte Abu in India ed è stato determinato un alto grado di polarizzazione e da esso è stata derivata una composizione tipica dei grani di polvere di silicati e sostanze organiche, simile alla cometa C/1996 B2 (Hyakutake).
Dal 21 al 23 maggio 2004, presso l'Osservatorio di Crimea in Russia, sono state effettuate misure con un polarimetro, della polarizzazione lineare e circolare della luce proveniente dal coma cometario e dalla coda di polvere. È stata trovata una correlazione significativa tra la polarizzazione circolare ed i parametri della polarizzazione lineare. Ciò indica particelle non sferiche e allineate nella polvere della cometa che sono distribuite in modo disomogeneo o anisotropico . Ciò che era evidente, come già notato con altre tre comete prima, era una polarizzazione prevalentemente sinistrorsa.
ALTRE:
Dal 24 aprile al 2 giugno, la cometa è stata osservata insieme alle altre due comete C/2002 T7 (LINEAR) e C/2004 F4 (Bradfield) con il Solar Mass Ejection Imager (SMEI) a bordo del satellite Coriolis . Intorno al 5 maggio, è stato possibile osservare l'interazione di un'espulsione di massa coronale (CME) del Sole con la coda di plasma della cometa NEAT, nonché influenze simili a onde sulle code di plasma di NEAT e LINEAR da parte delle fluttuazioni del vento solare sono state osservate per la prima volta. 
La coda di plasma della cometa Bradfield, invece, è rimasta indisturbata, presumibilmente perché non era più vicina al piano equatoriale del Sole al momento dell'osservazione, come invece per le altre due comete. Ulteriori indagini hanno mostrato che le influenze sulle code di plasma sono causate da fluttuazioni della velocità radiale del vento solare di tipicamente 50-100 km/s.

Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita iperbolica (e = 1,000688051701856) molto precisa è stata determinata da 2630 dati di osservazione su un periodo di quasi 5 anni, e risulta che è inclinata di circa 99,6426335° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 1,2043705°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 210,2784398°.
La sua orbita è quindi quasi perpendicolare al piano dei pianeti. 
Nel punto dell'orbita più vicino al sole (perielio), che la cometa ha attraversato il 15,96572159 maggio 2004, si trovava a una distanza di 0,96195978 UA / 143,9 milioni di km dal sole, un po' all'interno del raggio dell'orbita terrestre. Si era già avvicinato alla Terra stessa il 6 maggio a circa 0,32 AU / 48,0 milioni di km. 
Il 13 maggio è stata raggiunta la distanza più vicina a Venere con circa 39,4 milioni di km .
In prossimità del nodo ascendente della sua orbita, la cometa C/2004 Q4 si è spostata nelle immediate vicinanze dell'orbita terrestre intorno al 16 maggio 2004, e infatti ad una distanza di soli 0,043 AU/6,4 milioni di km da essa. Tuttavia, la terra aveva già superato questo punto poco meno di un mese prima, il 20 aprile.

( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).

Evoluzione dell'orbita:
Poco dopo la sua scoperta, Brian Marsden determinò i primi parametri orbitali preliminari della cometa. Sulla base dei risultati, già nel 2002 sospettava che la cometa provenisse dalla nube di Oort e potesse essere penetrata per la prima volta nel sistema solare interno come una "nuova cometa dinamica". Dopo che furono disponibili ulteriori osservazioni, nel 2004 scoprì che la cometa si stava ancora muovendo su un'orbita ellittica con un semiasse maggiore di 23.800 UA prima di avvicinarsi al sole e fornì parametri per l'azione delle forze non gravitazionali sul movimento della cometa.
In uno studio del 2010, Królikowska e Dybczyński hanno determinato nuovi valori per gli elementi orbitali, tenendo conto di 2661 dati di osservazione durante l'intero periodo di osservazione della cometa. Inoltre, hanno determinato i valori per la forma originale e futura dell'orbita prima e dopo il passaggio attraverso il sistema solare interno. Sono inoltre giunti alla conclusione che considerare le forze non gravitazionali in questa cometa porta a risultati significativamente migliori rispetto a un calcolo puramente gravitazionale e che un calcolo dell'orbita puramente gravitazionale porta a valutazioni errate della forma dell'orbita originale e futura. 
Secondo le loro indagini, la cometa si stava muovendo su un'orbita ellittica con un semiasse maggiore di circa 16.400 UA prima di avvicinarsi al Sole e quindi aveva un periodo orbitale di circa 2,1 milioni di anni.
Inoltre, hanno scoperto attraverso una simulazione della dinamica della cometa con metodi statistici , tenendo conto dell'attrazione gravitazionale del disco galattico e del centro galattico, nonché delle stelle gravitazionalmente disturbanti nell'ambiente solare, che la cometa C/2001 Q4 ( NEAT) non è, come precedentemente generalmente ipotizzato, una "nuova dinamica" ma era una cometa, che potrebbe essere già penetrata nella gamma dei pianeti durante la sua precedente orbita attorno al Sole.

In un ulteriore studio del 2012, hanno anche scoperto che la determinazione dei parametri dell'orbita della cometa con una precisione ancora maggiore è possibile se per il calcolo si utilizzano solo le osservazioni a distanze maggiori dal Sole e si omettono quelle vicine al passaggio del perielio perché sono incalcolabili visto che sono influenzate da effetti di degassamento spontaneo sulla superficie della cometa. Partendo da questo presupposto, si otterrà un risultato leggermente diverso dai calcoli precedenti, secondo il quale la cometa si trova su un'orbita ellittica con un'eccentricità prima di avvicinarsi al Sole di circa 0,999953 e un semiasse maggiore di circa 20.300 UA e quindi aveva un periodo orbitale di circa 2,9 milioni di anni. Tuttavia, questo tipo di calcolo conferma anche che la cometa non era sicuramente "dinamicamente nuova", ma era già stata vicina al Sole almeno una volta e aveva attraversato le orbite di Saturno e Giove verso l'interno ad una distanza di circa 3,3 AU dal Sole.
Durante l'ultimo passaggio attraverso il sistema solare interno, tuttavia, la sua orbita è stata significativamente modificata di circa 8 ½ AU il 7 giugno 2000 e su Giove il 3 gennaio 2001 di circa 9 ¾ AU a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare passando vicino a Saturno e il 27 maggio 2004 a una distanza di circa 4 ¾ AU, l'eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 1.00067, così che la cometa sta partendo su un'orbita iperbolica. Non tornerà quindi più nel sistema solare interno.
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LA SECONDA COMETA del 2004
C/2004 F4 (BRADFIELD 18)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).

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

Diagramma orbitale - JPL ).

Evoluzione orbitale:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima di questo passaggio nel sistema solare interno del 2004 aveva un'eccentricità di circa 0,99914 e un semiasse maggiore di circa 195 UA, per cui il suo periodo orbitale era di circa 2710 anni. 
La cometa potrebbe quindi essere apparsa per l'ultima volta nell'antichità intorno all'anno -708 (incertezza ± 15 anni). Ma causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, specialmente quando è passata vicino a Saturno il 3 aprile 2001 a circa 5 ¾ UA e a Giove il 24 aprile 2001 ad una distanza di circa 8½ UA, l'eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 0,99929 e il semiasse maggiore a circa 237 UA, così che il suo periodo orbitale è aumentato a circa 3650 anni. 
Quando raggiungerà il punto più lontano dal Sole ( afelio ) della sua orbita intorno all'anno 3828 (incertezza ± 12½ anni) , sarà a 70,8 miliardi di km dal sole, quasi 475 volte più lontano come la Terra dal Sole e quasi 16 volte più lontano come Nettuno dal Sole. 
La sua velocità orbitale nell'afelio sarà solo di circa 0,037 km/s. 
Il prossimo perielio della cometa dovrebbe avvenire intorno all'anno 5652 (incertezza ± 25 anni).
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LA TERZA COMETA del 2004
C/2002 T7 (LINEAR)

La C/2002 T7 (LINEAR) è stata la terza cometa visibile anche ad occhio nudo, durante la primavera del 2004.

Scoperta:
Il progetto LINEAR ha annunciato la scoperta di un oggetto asteroidale su immagini ottenute il 14,42 ottobre 2002. La magnitudo è stata data come +17,5. 
Diversi osservatori hanno ottenuto osservazioni di follow-up nel corso di ottobre. 
È interessante notare che P. Birtwhistle (Great Shefford, UK) ha notato che le immagini CCD ottenute con uno Schmidt-Cassegrain di 0,3 m il 28 ottobre hanno rivelato che l'oggetto appariva "più morbido" rispetto alle stelle vicine di luminosità simile. 
T.B. Spahr (Osservatorio Whipple, Mt. Hopkins) ha ottenuto immagini CCD con un riflettore di 1,2 m il 29,4 ottobre e ha notato che l'oggetto sembrava "molto leggermente diffuso" con una magnitudine totale di +17. Annunciato con la circolare IAU n.8003 (29 ottobre 2002) questo oggetto era davvero una cometa. Osservazioni pre-scoperta sono state trovate su immagini LINEAR ottenute il 12 ottobre.

Questa immagine è stata ottenuta da M. Jäger e G. Rheman il 22 maggio 2004 (Austria). È stata ottenuta con un obiettivo Nikon da 50 mm e una camera CCD Starlight SXV-H9. La stella luminosa vicino alla parte superiore dell'immagine è Sirio, mentre l'ammasso a sinistra della cometa è M41 ).

Osservazioni:
La cometa si è lentamente illuminata nel corso del 2003, anche se il ritmo è accelerato negli ultimi due mesi dell'anno. Le stime di magnitudo erano vicine a +14 nei mesi di febbraio e marzo e infine hanno raggiunto +13 alla fine di agosto. Sempre più osservatori hanno iniziato a seguire la cometa a partire da ottobre, quando la cometa ha superato la magnitudine +12. Alla fine dell'anno la luminosità aveva quasi raggiunto la magnitudine +8, mentre la chioma era tipicamente stimata tra 4 e 6 minuti d'arco.

Questa immagine è stata ottenuta da G. Masi e F. Mallia (Osservatorio Astronomico di Campo Catino, Italia), utilizzando un telescopio da 0,81 m, f/7 e una camera CCD il 29 novembre 2003. È una combinazione di tre esposizioni da 1 minuto. L'immagine in bianco e nero è stata ridimensionata in log; a destra: l'immagine in alto mostra l'applicazione del gradiente di Larson-Sekanina per indagare meglio l'attività nel coma interno, mentre il pannello in basso mostra gli isofoti, calcolati sull'immagine in scala logaritmica ).

A metà febbraio 2004, diversi osservatori hanno notato in modo indipendente che la cometa non è aumentata di luminosità così rapidamente come previsto durante l'ultimo mese, e durante la prima metà di febbraio la cometa ha mostrato pochissimi cambiamenti da una magnitudine di +7.  
L'astronomo dilettante tedesco Maik Meyer sospettava che la cometa potesse tornare al tasso di luminosità sperimentato prima dell'improvviso cambiamento del passato ottobre. 
La cometa è stata osservata al crepuscolo durante la prima settimana circa di marzo e diversi osservatori hanno notato una magnitudine leggermente più luminosa di +7. 
Le osservazioni sembravano essere cessate il 10 marzo, poiché la cometa era troppo profonda al crepuscolo. La cometa è passata a circa 9° dal sole alla fine di marzo. 


La prima osservazione dopo la congiunzione con il sole sembra essere stata fatta il 9 aprile, quando Alexandre Amorim (Florianopolis, Brasile) la vide in un luminoso crepuscolo usando un binocolo 20x80, mentre Andrew Pearce (Kalgoorlie, W. Australia) la avvistò anche lui con un binocolo 20x80 poche ore dopo, dando la magnitudine di +4,6 e ha detto che il coma era di 6 minuti d'arco .
Sebbene la cometa abbia superato il perielio il 23 aprile, è passata a 0,27 UA dalla Terra il 19 maggio, il che l'ha fatta illuminare lentamente per la maggior parte di maggio. La magnitudine era di circa +4 all'inizio di maggio e sembra aver raggiunto il picco tra la magnitudine +2,5 e +3,0 durante il periodo dal 20 al 25 maggio. 
Al suo apice, la cometa era a bassa quota per gli osservatori dell'emisfero australe e il coma era generalmente stimato come 10 minuti d'arco di diametro. Il primo osservatore dell'emisfero settentrionale è stato Francisco A. Rodriguez Ramirez (Gran Canaria - Isole Canarie) il 25 maggio, quando ha notato che era "chiaramente visibile ad occhio nudo". 
La successiva osservazione dell'emisfero settentrionale è arrivata da Mike Linnolt (Honolulu, Hawaii), che lo ha individuato con un binocolo 10x50 il 27 maggio.

Osservatorio Astronomico Cristo Rey e ASA (Argentina). Questa immagine è stata ottenuta da Víctor Ángel Buso, Gustavo Mazalán e Mariano Ascheri il 20 aprile 2004. È stato ottenuto con un telescopio Schmidt-Cassegrain da 28 cm e una camera CCD ).

Questa cometa ha sorpreso molte persone poco dopo la metà di maggio. 
Innanzitutto, la curva di luminosità non era uniforme, ma conteneva diversi cali e aumenti inspiegabili, che indicano che la cometa stava fluttuando in luminosità. In secondo luogo, laddove la maggior parte degli osservatori riportava una lunghezza della coda compresa tra 1° e 2°, c'erano indicazioni di una coda molto più lunga. 
Andrew Pearce (Noble Falls, W. Australia) ha costantemente riportato una lunghezza della coda da 4° a oltre 6° dalla seconda metà di aprile e David Seargent (Cowra, New South Wales, Australia) è stato in grado di seguire la coda per 13° con binocolo 2,5x25 il 19 maggio 35. Più interessante è stata la fotografia di John Drummond (Gisborne, Nuova Zelanda) che aveva fotografato una coda lunga 43° con un obiettivo da 24 mm il 19.30 di maggio. Il collega neozelandese di Drummond, Ian Cooper, ha ottenuto diverse immagini dal 16 al 22, che ha mostrato un drammatico aumento della lunghezza della coda fino a 19° e poi un rapido declino. Sebbene il resoconto di queste immagini abbia inizialmente generato alcune polemiche, Terry Lovejoy ha immediatamente offerto conferma quando ha mostrato un'immagine scattata il 20 maggio che mostrava la coda che si estendeva fuori dal campo della sua fotocamera, che indicava una lunghezza della coda di oltre 25°. 
Lovejoy ha inoltre sottolineato che al momento dell'osservazione di Drummond la "sezione terminale della coda ionica ... era probabilmente <0.1 AU dalla terra".

Osservatorio Astronomico Cristo Rey e ASA (Argentina). Questa immagine è stata ottenuta da Víctor Ángel Buso, Gustavo Mazalán e Mariano Ascheri il 27 aprile 2004. È stato ottenuto con un telescopio Schmidt-Cassegrain da 28 cm e una camera CCD ).

Analisi scientifiche:
Il 30 aprile 2004, la cometa è stata ripresa e studiata utilizzando i dispositivi di telerilevamento sulla navicella spaziale Rosetta . Il coma e la coda sono stati misurati in lunghezze d'onda che vanno dall'ultravioletto al microonde. Ciò è avvenuto da una distanza di circa 95 milioni di chilometri. 
La presenza di molecole d'acqua intorno alla cometa è stata identificata con successo.

Parametri orbitali:
La cometa si trova su una traiettoria iperbolica con eccentricità di 1,000486281134781, in moto retrogrado, i calcoli del JPL sono stati fatti usando 4397 osservazioni in un arco di 3,40 anni (1242 giorni - dal 12/10/2002 al 07/03/2006), e risulta inclinata di 160,5827153342453° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del Perielio di 157,7390844456747°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 94,85657322180674° (2000.0).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 23,06203116 aprile 2004, mentre si trovava ad una distanza di 0,61454604345993 UA dal Sole.
La cometa ha avuto 2 passaggi abbastanza ravvicinati a Saturno, sia in entrata nel luglio 2002 e sia in uscita nel febbraio 2007.

Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA COMETA del 2004-2005
C/2004 Q2 (MACHHOLZ)

La C/2004 Q2 (Machholz) è una cometa che poteva essere osservata anche ad occhio nudo a cavallo degli anni tra la fine 2004 e l'inizio del 2005.
Ha raggiunto la sua massima luminosità a +3,5 mag.

18 gennaio 2005 ).

Scoperta:
L' astronomo dilettante americano Don E. Machholz è stato alla ricerca di comete regolarmente dal 1975. Nel 1994 aveva già scoperto nove nuove comete, poi ha atteso fino al 27 agosto 2004 quando ha scoperto la sua decima cometa all'alba in California con il suo telescopio da 15 centimetri. 
In quel tempo aveva una luminosità di circa +11 magnitudine e distava circa 2,5 UA dal Sole e circa 2,2 UA dalla Terra.
Durante le prime ore del mattino del 27 agosto 2004, Machholz riconobbe l'oggetto come un piccolo punto debole di luce di 11a magnitudine nell'oculare del suo telescopio riflettore Criterion Dynascope da 6 pollici f/8 a 30x di ingrandimento. Poco dopo divenne chiaro che si trattava di una nuova cometa:
'' Ho iniziato la mia osservazione alle 3:35 del mattino nel punto del cielo dove mi ero fermato due giorni prima. Con una benda sull'occhio sinistro, ho guardato nell'oculare con quello destro e lentamente ho fatto una panoramica verso l'orizzonte meridionale attraverso il cielo scuro. Quando sono arrivato all'orizzonte, ho riportato il telescopio nella sua posizione originale, poi un po' verso est e di nuovo con il campo visivo verso l'orizzonte. Ci sono numerose galassie in quest'area, alcune delle quali ho riconosciuto: NGC 1316, 1398, 1395, 1399, 1404 e la nebulosa planetaria NGC 1360, che ho erroneamente segnalato come possibile scoperta di una cometa nel 1977. A prima vista, ognuno di questi oggetti potrebbe anche sembrare la debole chioma di una pallida cometa. Ho controllato la forma di ciascuno di questi oggetti usando il mio atlante celeste che ho portato con me quella mattina. Queste mappe mostrano la maggior parte delle galassie e delle nebulose che incontro durante la caccia alle comete. Alle 4:12 ho incontrato un oggetto nebbioso piuttosto piccolo e debole. Ho dato un'occhiata più da vicino per vedere se era una stella doppia o un piccolo gruppo di stelle che erano vicine e sembravano un po' sfocate. Tuttavia, non era così. Ho preso la mia mappa stellare per vedere se ci sono galassie o nebulose conosciute in questa regione. Mi ci sono voluti alcuni minuti per utilizzare la mappa stellare per determinare esattamente dove si trovava il mio campo visivo nel cielo. L'atlante del cielo non mostrava nulla per la regione. C'era un atlante di Uranometria 2000 ancora più dettagliato nel mio osservatorio, e sono andato a prenderlo con il nostro cane Shadow. Anche questo non ha mostrato alcun oggetto nella relativa regione del cielo. Ho segnato la posizione sulla mappa con la data e l'ora. Fece anche un disegno dell'area che mostrava la posizione della cometa in relazione alle stelle circostanti. Se l'oggetto osservato fosse una cometa, avrebbe mostrato un cambiamento di posizione entro l'ora successiva. Il disegno esatto mi aiuterebbe a determinare il cambiamento di posizione e la direzione del movimento. Una mappa stellare ancora più dettagliata è sul computer di casa mia. Il cane che mi segue ovunque e sono entrato dentro. Ho acceso il computer per usare il programma The Sky per distinguere gli oggetti ancora più deboli. Il programma ha mostrato alcune stelle di 15a magnitudine nell'area in questione, troppo deboli per essere riconosciute da me.
Sospettavo che l'oggetto che stavo osservando potesse essere una cometa conosciuta. Spesso ci sono osservazioni di comete scoperte solo di recente, e anche questo potrebbe essere un oggetto del genere. Ho controllato il sito web che pubblica tali comete , ma anche qui nessuna cometa è stata mostrata nell'area del cielo che stavo osservando. L'orologio ora segnava le 04:37. Avevo osservato per la prima volta l'oggetto 25 minuti prima. Prima dell'alba sarebbero trascorsi altri 40 minuti, il che renderebbe impossibile ogni ulteriore osservazione. Così sono andato all'osservatorio e ho disimballato il mio telescopio riflettore da 10 pollici. Con un ingrandimento di 64x, sono stato in grado di ritrovare l'oggetto molto rapidamente. Che l'oggetto qui sembrava tondo e nebbioso. Basandosi sulle stelle più vicine, sembrava che l'oggetto si fosse spostato un po' nel frattempo. Ho disimballato il mio binocolo cometa autocostruito ed ho esaminato la cometa fresca. In questo strumento, la macchia sfocata era visibile, ma molto difficile da vedere. Poi sono tornato dentro e ho cercato di svegliare la mia famiglia. Mia moglie non voleva lasciare il suo letto in questo momento per guardare la proprietà. Entrambi i miei figli erano troppo stanchi per svegliarsi. Quando sono uscito di nuovo, mia moglie si è unita a me e ha cercato di vedere la cometa. A causa della scarsa visibilità, tuttavia, riusciva a distinguere l'oggetto solo molto male. Sono tornato dentro e ho iniziato a scrivere il rapporto sull'osservazione di una cometa precedentemente sconosciuta al Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT) dello Smithsonian Astrophysical Observatory per l'attesa conferma e riconoscimento della scoperta. Il CBAT è il punto di contatto centrale per le pubblicazioni sulle comete appena scoperte. Poco dopo le 5 del mattino, ero di nuovo fuori al telescopio da 10 pollici per valutare la luminosità, le dimensioni e la forma della cometa. Non aveva la coda. Mostrava un movimento in direzione est e forse, almeno così mi sembrava, un po' in direzione nord. In seguito ho appreso che il suo movimento effettivo calcolato stava portando la cometa a est e leggermente a sud per 20 minuti d'arco (un terzo di grado) al giorno. Quindi nel giro di un'ora la cometa si era spostata di meno di un minuto d'arco, una quantità molto piccola. Ho scritto l'e-mail e l'ho inviata al Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT). Ho quindi inviato loro lo stesso messaggio via fax. Ho fatto una telefonata per confermare che il messaggio era arrivato. Sei ore dopo, Dan Green del CBAT mi ha informato che la scoperta della cometa era stata confermata dagli avvistamenti di Robert McNaught e G. Garradd. La cometa è stata nominata C/2004 Q2, il giorno successivo è stato aggiunto il nome Machholz ''.
Machholz ha ricevuto l'Edgar Wilson Award per questa scoperta nel 2005 insieme allo scopritore di un'altra cometa.

La cometa incontra le Pleiadi - Mao in cinese, Subaru in giapponese ).

Osservazioni:
Per gli osservatori dell'emisfero settentrionale , la cometa era inizialmente molto bassa sopra l'orizzonte, ma ha iniziato a muoversi rapidamente verso nord alla fine di ottobre 2004. 
All'inizio di novembre la luminosità era ancora di +8 mag, ma a metà novembre aveva già raggiunto i +6 mag, cosicché la cometa poteva essere vista ad occhio nudo durante la seconda metà della notte. Alla fine dell'anno la luminosità era di +4 mag e la cometa poteva essere osservata per tutta la notte, la sua coda era piuttosto poco appariscente. 
Intorno al 7 gennaio, la cometa giunse alla sua luminosità massima di 3,5-4 mag mentre era a breve distanza inferiore a 3° dall'ammasso stellare delle Pleiadi.
La coda di gas bluastro della cometa, lunga pochi gradi, ha spazzato l'ammasso stellare aperto il 7 gennaio. Inoltre, la cometa, insieme alle Pleiadi e alle Iadi nella costellazione del Toro, costituiva un motivo particolarmente attraente.
La Machholz ha raggiunto la sua massima luminosità con circa +3,5 magnitudine intorno al 9 gennaio 2005. Il diametro massimo del coma a gennaio era di circa 35 minuti d'arco (poco più del diametro della luna piena), la massima lunghezza visiva della coda intorno a 4-5°.
Due settimane dopo il passaggio delle Pleiadi, la cometa Machholz si trovava nel mezzo della Via Lattea ricca di stelle e ha attraversato l'associazione stellare nella costellazione del Perseo intorno al 21 gennaio 2005, superando gli ammassi stellari doppi Acca e Chi Persei con una luminosità di +4 mag ad una distanza di circa 5°.
Il 9 marzo si avvicinò a circa 5° della Stella Polare, ma in quel momento la cometa era appena visibile ad occhio nudo. 
Si è potuta osservare telescopicamente fino a metà agosto 2006.

Dalla fine dell'anno la cometa ha attraversato la costellazione di Eridano oltre Orione, in seguito ha attraversato le costellazioni del Toro, Perseo e Cassiopea e ha superato la Stella Polare a marzo. Quindi poteva essere trovato nell'Orsa Maggiore ).

Le code:
Le due code ampiamente diffuse della cometa Machholz potrebbero talvolta essere osservate più o meno bene nel corso del suo sviluppo. Visivamente, si riconosceva il suo coma luminoso, le code erano particolarmente facili da vedere sulle immagini fotografiche. La coda stretta allungata e bluastra è la coda gassosa della cometa. L'altra coda più corta e più larga è la cosiddetta coda di polvere.


Analisi scientifiche:
Il tasso di produzione di C2 e NH2 è stato determinato dalle osservazioni presso l'Osservatorio di Lulin a Taiwan e presso l'Osservatorio di La Silla in Cile tra dicembre 2004 e gennaio 2005 . 
Sono stati osservati anche due getti elicoidali di gas, espulsi da due regioni attive della cometa rotante. Tuttavia, dai dati non è stato possibile ricavare un periodo di rotazione del nucleo della cometa. 
Questo successivamente è stato ottenuto nel gennaio 2005 nel corso di un'indagine mirata con un telescopio di 1,2 m al osservatorio Roque de los Muchachos nelle isole Canarie, ed è stato ricavato un periodo di rotazione del nucleo di circa 9,1 ore (ma non si poteva escludere il doppio del valore).
Con la Near InfraRed Echelle spectrograf (NIRSPEC) al telescopio II da 10m del dell'osservatorio Keck sul Mauna Kea, nel novembre 2004 e nel gennaio 2005 a raggi infrarossi sono state trovate le righe spettrali delle sostanze H2O , CH4 , C2H2 , C2H6 , CO , H2CO , CH3OH, HCN e NH3 ed è stato valutato il loro rapporto di miscelazione.
Con lo stesso strumento, a fine gennaio sono stati ottenuti ulteriori spettri delle sostanze volatili H2O, HCN, C2H2 , NH3 , CH4 , C2H6 , CH3OH e H2CO , ed il loro rapporto di miscelazione relativo è stato determinato con l'acqua. I risultati sono stati confrontati con quelli di altre comete della nube di Oort. La cometa Machholz potrebbe quindi averavuto origine nelle aree interne della nebulosa solare. Ciò è stato confermato anche dalla stima del rapporto deuterio/idrogeno nel metano. 
Dai risultati della misurazione sono stati ricavati anche il rapporto tra ammoniaca e acqua e il tasso di produzione di NH2.
A fine gennaio sono state effettuate anche misurazioni spettroscopiche nell'infrarosso con il telescopio da 60 cm dell'Osservatorio Astronomico di Andruschiwka in Ucraina . Nello spettro sono state trovate le righe di emissione di C2 , C3 , CN, NH2 , CH, H2O+ e CH+.
Con il telescopio submillimetrico (SMT) di 10 m dell'Arizona Radio Observatory (ARO), sono stati determinati i tassi di produzione di diverse sostanze volatili (CH3OH, HCN, H(13C)N, HNC, H2CO, CO e CS) nel coma cometario. Sulla base dei valori misurati, si è ipotizzato che la cometa fosse già stata vicina al sole almeno una volta e si fosse riscaldata durante il processo.
Con il Galaxy Evolution Explorer (GALEX), all'inizio di marzo è stata scattata un'immagine della cometa nel lontano ultravioletto (FUV ) e valutata per quanto riguarda la resistenza del carbonio atomico alla ionizzazione da parte del vento solare e ad altre cause. 
Con il Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer (CHIPS) a bordo del satellite CHIPSat , nel gennaio 2005 si sono ottenuti spettri della cometa nell'ultravioletto estremo, da cui è stata rilevata la presenza di O , C , N , Ne e Fe.

Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica prograda, è stata determinata dal JPL da 3612 dati di osservazione su un periodo di circa 2 anni, e risulta quindi che è inclinata di circa 38,584989° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 19,504703°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 93,633895° (2000.0).
Nel punto più vicino al Sole ( perielio ), attraversato dalla cometa il 24,91111 gennaio 2005, si trovava a 1,2050415 UA / 180,3 milioni di km dal Sole e si trovava quindi nell'area compresa tra le orbite della Terra e di Marte. Si è avvicinata alla Terra il 5 gennaio a circa 51,9 milioni di km (0,35 UA). 
Non ci sono strati approcci degni di nota agli altri pianeti terrestri.

Diagramma orbitale al perielio - JPL ).

Secondo gli elementi orbitali, come sono specificati nel JPL Small-Body Database e che tengono conto anche delle forze non gravitazionali sulla cometa, la cometa si muoveva su un'orbita ellittica estremamente allungata molto prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno con un'eccentricità di circa 0,99952 e un semiasse maggiore di circa 2540 UA, in modo che il suo periodo orbitale era di circa 128.000 anni. La cometa proveniva dalla nube di Oort e forse ha vissuto uno dei suoi primi passaggi attraverso il sistema solare interno come una cometa "giovane dinamica". 
Ma a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto a causa dei passaggi relativamente ravvicinati di Saturno il 18 gennaio 2005 a una distanza di quasi 8 UA e di Giove il 21 giugno 2006 a una distanza di circa 2 ¾ AU, la sua eccentricità orbitale è diventata di circa 0,99777 e il suo semiasse maggiore si è ridotto a circa 538 UA, in modo che il suo periodo orbitale si sia accorciato di molto, fino a circa 12.500 anni.
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LA COMETA del 2006
C/2006 M4 (SWAN)

La C/2006 M4 (SWAN) è una cometa iperbolica, che è stata osservata anche ad occhio nudo durante l'autunno del 2006, ed ha raggiunto una luminosità massima di circa +4 mag.

Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 12 luglio 2006 dall'americano R.D. Matson e dall'australiano Michael Mattiazzo su immagini riprese dallo strumento SWAN dell'osservatorio solare SOHO il 20 giugno.


Osservazioni:
A settembre è stata inizialmente osservata nel cielo mattutino nel profondo nord-est. Con una chiara coda di ioni blu e un forte coma verdastro, ricordava la cometa Pyomansky, che apparve anch'essa nel cielo mattutino all'inizio dell'anno. In ottobre, la sua distanza angolare dal Sole, inizialmente piccola, è aumentata.
A ottobre 2006 è apparsa anche all'orizzonte serale verso nord-ovest, per circa tre settimane, è apparsa come un oggetto luminoso di circa +6 mag, e per il momento non poteva essere vista ad occhio nudo.
A metà ottobre ''SWAN'' è migrata dai Cani da Caccia alla costellazione del Bootes. La sera del 17 ottobre, la stella dalla coda superò la mutevole stella della spalla destra del Bootes (γ Bootis), e poteva essere trovata abbastanza facilmente con il binocolo mentre mostrava principalmente una chioma di colore verdastro.
Tuttavia, intorno al 24 ottobre 2006, la cometa ha aumentato significativamente la sua attività, ed ha mostrato un'esplosione di luminosità di circa 1,5 magnitudini e poteva anche essere osservata ad occhio nudo per alcuni giorni nella costellazione della Corona Boreale. 
La ''SWAN'' ha raggiunto circa +4,3 mag. L'intensa coda di ioni della cometa, lunga circa 5°, ha mostrato numerosi dettagli e strutture.
Il 25 ottobre, ''SWAN'' ha attraversato la sua posizione orbitale più vicina alla Terra a una distanza di 0,99 AU. Il giorno successivo, la sua luminosità ha ricominciato a sbiadire leggermente.
Alla fine di novembre e all'inizio di dicembre 2006, la cometa poteva ancora essere trovata all'inizio del crepuscolo astronomico con diminuzione dell'altitudine nel cielo serale, con semplici strumenti, come un oggetto intorno alla settima magnitudine.
Nel corso di dicembre, la luminosità della cometa è scesa al di sotto della magnitudine +9, e si spostava sempre più verso sud, sparendo dalla vista nell'emisfero settentrionale.


Frammentazione:
Dal 10 novembre, numerosi osservatori hanno riferito che la cometa C/2006 M4 (SWAN) mostrava un aspetto cambiato della sua regione centrale. Le osservazioni hanno indicato che diversi grandi frammenti potrebbero essersi staccati dal suo nucleo.
Una condensazione della chioma separata è stata registrata anche il 7 novembre con il telescopio MMT da 6,5 ​​m (ad ottica adattiva) sul monte Hopkins nello stato americano dell'Arizona a una distanza di 3,4 secondi d'arco dal nucleo principale. Questo angolo corrisponde a una distanza di circa 2.700 chilometri, e si trattava probabilmente di numerosi frammenti che si erano staccati durante l'inizio dell'attività a fine ottobre per poi allontanarsi dal corpo principale.

Parametri orbitali:
I seguenti sono gli elementi orbitali per la cometa C/2006 M4 (SWAN), che sono stati derivati ​​da 75 osservazioni dal 12 luglio al 29 settembre 2006.
La cometa si trova su una traiettoria di espulsione dal sistema solare.

PARAMETRIVALORE
epoca2006 settembre 22.0 TT
JDT 2454000.5
Momento del perielio (T)2006 settembre 28.7282
Argomento del perielio (ω)62,5916 °
Distanza del perielio (q)0.783040 UA
Longitudine del nodo (n)148.7268 °
Eccentricità (e)1.000265
Inclinazione dell'orbita (i)111,8221 °

Diagramma orbitale - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 2007
C/2006 P1 (McNAUGHT)

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


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

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

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


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

23 gennaio 2007 ).

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


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

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


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

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

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

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


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

Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA COMETA 17P/HOLMES nel 2007

La 17P/Holmes è una cometa periodica che nell'ottobre del 2007, ha raggiunto la visibilità ad occhio nudo, raggiungendo la magnitudine di +2,5 ed è restata così visibile fin nel primo mese del 2008.

Evento del 2007:
Il 24 ottobre 2007, la cometa periodica 17P / Holmes ha mostrato uno spettacolare aumento di luminosità. La cometa poteva essere vista improvvisamente nella costellazione del Perseo come un oggetto apparentemente a forma di stella di circa 2,5 magnitudini, ad occhio nudo.
Normalmente, Holmes avrebbe dovuto mostrare una luminosità di circa +17 magnitudini in questo momento, ma ha superato questa previsione di oltre 14 magnitudini! 
Quindi è diventata improvvisamente quasi 500.000 volte più luminoso del previsto. 
Lo sviluppo che la luminosità della cometa ha mostrato nell'ottobre 2007 è paragonabile alle circostanze che hanno portato alla scoperta dell'oggetto 115 anni prima.
Holmes appartiene alla famiglia delle comete di Giove perché la sua orbita è compresa tra le orbite di Marte e Giove. La cometa ha bisogno di poco più di 7 anni per compiere un'orbita intorno al sole. 
La 17P aveva già attraversato il suo perielio il 4 maggio 2007 ad una distanza dal Sole di 2,6155 AU. Al momento dell'eruzione, si trovava a circa 1,63 AU (245 milioni di chilometri) dalla Terra.


Nella notte dal 23 al 24 ottobre, l'astrofilo spagnolo Juan Antonio Henríquez Santana ha notato l'insolita luminosità della cometa a Tenerife. A quel tempo, la Holmes mostrava già una luminosità di circa +10 mag. Solo circa 12 ore dopo era possibile trovarla ad occhio nudo. In serata aveva già raggiunto la 3a magnitudine.
Nel telescopio, la 17P inizialmente è apparsa come un oggetto quasi di forma puntiforme con un falso nucleo molto luminoso della dimensione di soli 3 minuti d'arco e un debole coma di circa 10 minuti d'arco.
Nei giorni successivi, tuttavia, la nube di gas e polvere che circondava il nucleo si espanse notevolmente e divenne quindi più evidente. All'inizio di novembre, il coma luminoso interno ha raggiunto un diametro di circa 12 minuti d'arco e la cometa ora poteva essere riconosciuta ad occhio nudo come un punto sfocato nel cielo.
In soli 10 giorni, il coma interno è cresciuto fino a raggiungere un diametro effettivo di circa 900.000 chilometri. Ciò corrisponde a una velocità di espansione di circa 500 metri al secondo!
Il coma verdastro esterno aveva un diametro ancora più grande di circa 30 minuti d'arco all'inizio di novembre. A quel tempo, la cometa occupava un'area apparente del cielo che corrisponde all'incirca al diametro della luna piena. Nelle esposizioni a lungo termine si possono vedere anche strutture molto fini con un diametro superiore a 60 minuti d'arco.


Dalla fine di ottobre, alcuni deboli approcci ad una coda ionica potevano essere riconosciuti anche fotograficamente con un lungo tempo di esposizione.
Alla fine del 2007, il diametro effettivo della chioma della cometa era cresciuto così tanto che la cometa di Holmes è diventata l'oggetto più grande del sistema solare, superando persino il Sole.

Studio dell'evento ed ipotesi:
Dopo il violento scoppio dell'attività, anche i grandi telescopi spaziali erano stati puntati sulla cometa Holmes. I risultati ottenuti con il telescopio spaziale Hubble hanno fornito solo alcune risposte alla domanda su come sia potuto accadere l'evento straordinario.


Nel novembre 2007 e marzo 2008, la NASA ha utilizzato il telescopio spaziale Spitzer per dare un'occhiata al coma in espansione della cometa. 
Le immagini del telescopio a infrarossi mostrano alcune stelle filanti curve all'interno del coma di polvere rotondo della cometa. I dati spettroscopici così ottenuti consentono anche di trarre conclusioni sul materiale rilasciato durante l'evento.
Secondo questa rilevazione, nel novembre 2007 c'era una quantità particolarmente grande di polvere di silicato nella chioma della cometa, che era in gran parte più fine della sabbia. Gli scienziati sospettano che strutture così fini si presentino sempre quando i sensibili grani di silicato contenuti nel nucleo della cometa sono esposti a grandi forze e quindi frantumati in frammenti più piccoli. Quando la cometa è stata osservata di nuovo nel marzo 2008, le particelle di polvere fine erano scomparse ed erano presenti solo frammenti più grandi.
Ogni sei anni, la cometa 17P / Holmes si sposta dall'orbita di Giove verso il sistema solare interno, attraversando nel processo la fascia degli asteroidi. È possibile che nell'anno della sua scoperta e nel 2007 ci sia stata una rara collisione con un asteroide più piccolo, che ha fatto esplodere un cratere nel nucleo della cometa durante il suo impatto. Da questo, in breve tempo, potrebbe essere stato rilasciato molto materiale fresco, che si è diffuso in un'enorme nuvola di polvere nello spazio.


Gli scienziati sono perplessi sull'orientamento del coma di polvere e dei filamenti, che, osservati a novembre, sporgevano dal nucleo della cometa e, apparentemente modellate dalla pressione del vento solare, sembravano puntare tutte nella direzione opposta al sole. 
Quasi cinque mesi dopo, tuttavia, i filamenti e la forma del guscio di polvere in espansione intorno a loro puntavano ancora nella stessa direzione, anche se da allora la cometa si era spostata parecchio lungo la sua orbita intorno al sole e il vento solare stava arrivando da una direzione diversa. 
Si presume che ciò possa essere causato solo da granelli di polvere molto grandi di diametro superiore a 1 millimetro, che possono essere accelerati meno fortemente dal vento solare.

Osservazione:
Alla fine del 2007, 17P/Holmes si trovava nella posizione ottimale di osservazione, vista dalla Terra era opposta al Sole e in posizione circumpolare nella costellazione del Perseo e poteva quindi essere trovata per tutta la notte. Dall'Europa centrale, poteva essere vista la sera in alto a nord-est, e poco dopo la mezzanotte allo zenit, mentre nel cielo mattutino a nord-ovest.
La cometa si è spostata molto lentamente tra delta Persei e Mirphak. Nelle prime tre settimane di novembre si è apparentemente spostata verso la stella principale della costellazione del Perseo, quindi in un arco verso Algol.

Dalla fine di ottobre fino all'inizio di novembre la luminosità della cometa è rimasta abbastanza costante intorno a +2,5 mag. Successivamente, l'oggetto svanì solo molto lentamente, ma occupò sempre più spazio nel cielo, così che Holmes era inizialmente spettacolarmente grande, ma dal volgere dell'anno divenne sempre più poco appariscente. 
A gennaio 2008, Holmes poteva essere facilmente trovata ad occhio nudo. A marzo, la cometa ha incontrato la Nebulosa California. A quel tempo, però, era già una sfida fotografare la cometa, che ormai era diventata molto sbiadita.
Alla fine del 2008 e all'inizio del 2009, la cometa 17P/Holmes ha attraversato le aree settentrionali della costellazione del Cancro, e fotograficamente era ancora possibile catturare l'estesa nuvola di polvere.

Parametri orbitali:
dimensionevalore
epoca2007 maggio 20.0 TT = JDT 2454240.5
Passaggio al perielio (T)2007 maggio 4.4998227387 DD
Argomento del perielio (ω)24.2587862926°
Distanza del perielio (q)2.0531695384 UA
Longitudine del nodo ascendente (n)326.8672428475°
Eccentricità (e)0.4324292587
Inclinazione dell'orbita (i)19.1132017815°
DATI da 211 osservazioni dal 16 luglio 1964 al 15 agosto 2007

Diagramma orbitale animato ).
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Aggiornato il 11/03/2022

LA COMETA del 2009
C/2007 N3 (LULIN)

La cometa Lulin, formalmente designata C/2007 N3 (Lulin), è una cometa non periodica che è stata visibile anche ad occhio nudo in cieli scuri, sul finire della stagione invernale dell'anno 2009, ha raggiunto una luminosità massima di +4,8 mag.

La cometa supera la stella Regolo. Rolando Ligustri ha ottenuto questa immagine il 28 febbraio. Stava quindi utilizzando a distanza il telescopio RAS nel New Mexico, USA. Il telescopio era un rifrattore da 10,6 cm e la camera CCD era una SBIG STL11000 ).

Scoperta:
Questo oggetto è stato inizialmente descritto come un oggetto asteroidale, quando è stato trovato da Quanzhi Ye (葉泉志) (Sun Yat-sen University, Guangzhou, Cina) su tre immagini che erano state ottenute da Chi-Sheng Lin (林啟生) (Institute of Astronomy, National Central University, Jung-Li, Taiwan) l'11 luglio 2007, Lin aveva acquisito le immagini utilizzando il Ritchey-Chretien da 41 cm e una telecamera CCD all'Osservatorio di Lulin (Nantou, Taiwan). La magnitudine è stata data come +18,9 , mentre l'oggetto si trovava a oltre 6,4 UA dal Sole al momento della sua scoperta.
Sono state ottenute diverse osservazioni di conferma; tuttavia, il 17 luglio 2007, J. Young (Table Mountain Observatory, California, USA) ha notato un coma di 2-3 pollici di diametro, con un nucleo centrale luminoso.
La scoperta avvenne nell'ambito del Lulin Sky Survey, un progetto di ricerca volto all'individuazione di piccoli oggetti del Sistema solare, principalmente asteroidi near-Earth (NEA). 
In base a questo la cometa è stata nominata dall'osservatorio di scoperta.


Osservazioni:
La cometa si è costantemente illuminata durante gli ultimi mesi del 2008. Era vicina alla magnitudine +11,0 all'inizio di luglio, +10,5 all'inizio di agosto, +10,0 all'inizio di settembre e +9,5 all'inizio di ottobre. Mentre la cometa si avvicinava al crepuscolo serale, è stata osservata da alcuni osservatori a bassa quota. 
Chris Wyatt (Australia) ha visto la cometa con il suo riflettore da 25 cm il 18 ottobre 2008 ed ha dato la magnitudine di +8,1 e ha detto che la chioma era moderatamente condensata di 12' di diametro. 
JJ Gonzalez (Spagna) ha visto la cometa il 18 e 19 ottobre 2008, utilizzando un binocolo 25x100, quando la sua altitudine era di soli 7-8 gradi. Ha dato la magnitudo di +8,3 nell'ultima data, mentre la chioma era moderatamente condensata di 4 'di diametro. 
Con Stoitsis (Australia) ha visto la cometa con il suo Dobson da 20 cm il 20 ottobre, e a dato la magnitudine di +9,0 e ha detto che la chioma moderatamente condensata era di 4,5' di larghezza. 
David A.J. Seargent (Australia) ha visto la cometa per l'ultima volta, prima della congiunzione solare il 27 ottobre 2008. Usando un binocolo 25x100, ha dato la magnitudine di +8,1 e il diametro della chioma di 5'.

Dopo la congiunzione solare, la cometa è stata rilevata nel cielo mattutino da Gonzalez il 21 dicembre. Il crepuscolo astronomico era appena iniziato, mentre la cometa era a 7 gradi sopra l'orizzonte. 
Il suo binocolo 25x100 ha rivelato una magnitudine di +7,6, mentre la chioma moderatamente condensata era larga 2,5'. Sulla base di questa osservazione, la magnitudine massima della cometa a fine febbraio si calcolò che potesse raggiungere la magnitudine +4.

Il 4 febbraio 2009 un gruppo di astronomi italiani hanno osservato il distacco della coda di plasma. Il leader del gruppo, Ernesto Guido, ha detto:
'' Abbiamo fotografato la cometa utilizzando un telescopio a controllo remoto nel New Messico, e le nostre immagini mostrano chiaramente una disconnessione. Durante le osservazioni, parte della coda di plasma è stata strappata via ''.
Ernesto Guido e colleghi ritengono che l'evento sia stato provocato da disturbi magnetici trasportati dal vento solare. Piccole tempeste magnetiche nelle code delle comete erano state già osservate in precedenza; una delle più famose è quella che ha interessato la Cometa Encke nel 2007, quando la sonda STEREO ha osservato un'espulsione di massa coronale colpire la cometa, che perse la sua coda, come è parzialmente accaduto per la cometa Lulin il 4 febbraio.

La cometa si avvicinò rapidamente alla Terra e sviluppò la tipica coda che punta lontano dal sole, nonché una "anti-coda" che punta direttamente verso il Sole. 
La cometa ha presentato nettamente un'anti-coda di polveri, rosata, ed una coda di plasma strutturata, verde-azzurra. L'anti-coda di polveri è stata visibile fino al 26 febbraio 2009.
Questa configurazione insolita è piuttosto rara e si verifica solo quando la Terra passa attraverso il piano orbitale di una cometa piuttosto luminosa. 
Nel caso della cometa Lulin, la Terra rimane vicino al piano orbitale della cometa quasi durante questa apparizione, perché l'orbita della cometa è solo leggermente inclinata rispetto al piano dell'eclittica (il piano Sole-Terra del nostro sistema solare). Inizialmente, queste code erano visibili solo attraverso la fotografia, ma alcuni osservatori hanno iniziato a segnalare l'anti-coda come visibile attraverso un telescopio poco dopo la metà di febbraio.

Rappresentazione schematica della coda di polveri e della coda di gas della cometa Lulin ).

La mattina del 21 febbraio, gli osservatori stimavano la luminosità della cometa tra la magnitudine +4,5 e +5,8. Il motivo della grande variazione di magnitudine deriva dalle grandi dimensioni della chioma della cometa mentre si avvicina alla Terra. 
Gli osservatori visivi indicano diametri della chioma che vanno da 15 a 25 minuti d'arco. 
Per fare un confronto, la luna ha un diametro di circa 30 minuti d'arco. La chioma conteneva una condensazione molto forte. I fotografi hanno notato una nuova caratteristica la mattina del 22 febbraio, poiché una grande massa era visibile a nord-ovest del coma, a quanto pare indicava un'emissione improvvisa, probabilmente esplosiva dalla chioma. 


La cometa è passata più vicino alla Terra il 24 febbraio, con una distanza di separazione di 0,41 UA (61 milioni di chilometri).
Infine, mentre la cometa si stava allontanando dalla Terra, la combinazione di distanze crescenti sia dal Sole che dalla Terra sta ora facendo svanire la cometa. Il chiaro di luna poi ha seriamente influenzato le osservazioni dal 5 marzo. Il 4 marzo, gli osservatori stimavano la luminosità della cometa come +5,5 / +6,0. La chioma era ancora di 10-15 minuti d'arco.

Curva di luce con tutte le varie osservazioni - di Seiichi Yoshida ).

Aspetto e dati fisici:
La chioma, era piena e molto luminosa, è di un lucente colore verde, dovuto all'emissione dal nucleo di gas ionizzati di carbonio biatomico e cianogeno, che emettono luce nelle lunghezze d'onda corrispondenti al verde.
La cometa ha una magnitudine assoluta di +8,5.
Le immagini della chioma della cometa hanno mostrato un'estensione allungata e due getti a forma di cavatappi, causati da due zone attive, da dove venivano espulse polveri e gas vicino ai poli della cometa. Da ciò è stato possibile determinare l'orientamento dell'asse di rotazione e un periodo di rotazione della cometa di circa 41,5 ore. Dal tasso di produzione dell'acqua è stato ricavato un raggio del nucleo della cometa fino a circa 8 km.
La composizione chimica della cometa è stata esaminata a gennaio/febbraio 2009 utilizzando il Near Infra-Red Spectrograph (NIRSSPEC) presso l'Osservatorio Keck sul Mauna Kea:
Sono state rilevate 9 sostanze volatili (H2O , C2H6 , CH3OH , H2CO , CH4 , HCN , C2H2 , NH3 e CO), nonché OH* e NH2 .

Parametri orbitali:
Da 3855 dati di osservazione su un periodo di tre anni e mezzo, è stata determinata un'orbita ellittica di lungo periodo per la cometa, che è inclinata di circa 178° rispetto all'eclittica . 
L'orbita della cometa corre quasi sullo stesso piano di quello dei pianeti, ma corre nella direzione opposta (retrograda) ad essi. Nel punto più vicino al Sole (perielio), che la cometa ha superato il 10 gennaio 2009, era a circa 181,4 milioni di km dal Sole ed era quindi tra le orbite della Terra e di Marte. Già il 22 novembre 2008 la cometa si era avvicinata molto a Marte a circa 14,8 milioni di km. Il 2 febbraio 2009 è avvenuto un avvicinamento a Mercurio a circa 130,9 milioni di km e il 24 febbraio la distanza più vicina alla Terra è stata raggiunta a circa 61,5 milioni di km (0,41 UA). Il 2 marzo 2009 è passata a una distanza di circa 111,0 milioni di km da Venere.

Diagramma orbitale al perielio - JPL ).

La cometa orbita attorno al Sole in un'orbita ellittica estremamente allungata. Secondo gli elementi orbitali forniti nel database JPL Small-Body, che non tengono conto delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,99996 molto prima del suo passaggio attraverso il Sistema Solare, con un semiasse maggiore di circa 34.000 UA, dandogli un periodo orbitale di circa 6,3 milioni di anni. A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa dei passaggi relativamente ravvicinati a Giove il 23 giugno 2008 a una distanza di circa 2 ½ UA, a Saturno il 13 marzo 2009 a una distanza di circa 8 UA e di nuovo su Giove il 13 novembre 2011 a una distanza di circa 6 UA, la sua eccentricità orbitale sarebbe stata ridotta a circa 0,99900 e il suo semiasse maggiore a circa 1200 UA, portando il suo periodo orbitale a ridursi circa 42.000 anni.

In uno studio del 2013, Królikowska e Dybczyński sono stati quindi in grado di dimostrare, utilizzando un totale di 3951 osservazioni della cometa in un periodo di tre anni e mezzo, che il miglior accordo con le posizioni osservate della cometa può essere ottenuto semplicemente con la determinazione dell'orbita gravitazionale e da una valutazione separata dei risultati dell'osservazione prima e dopo il perielio. Hanno utilizzato 1.594 osservazioni per determinare un insieme di elementi orbitali per descrivere il percorso della cometa fino al perielio e 515 osservazioni per determinare un insieme di elementi orbitali per descrivere il percorso della cometa dopo il perielio. 
Inoltre, hanno determinato i valori per la forma orbitale originale e futura molto prima e dopo il passaggio attraverso il sistema solare interno. Di conseguenza, hanno ottenuto che prima di avvicinarsi al Sole, la cometa si muovesse su un'orbita ellittica con un'eccentricità di circa 0,99996, un semiasse maggiore di circa 34.000 UA (incertezza ±2,0%) e un periodo orbitale di circa 6,3 milioni di anni in movimento. Per l'orbita futura, hanno determinato una caratteristica ellittica con un'eccentricità di circa 0,99900, un semiasse maggiore di circa 1214 UA (incertezza ±0,3%) e un periodo orbitale di circa 42.300 anni.

In un altro studio del 2015, sono stati in grado di ottimizzare un po' i dati simulando la dinamica della cometa con metodi statistici , tenendo conto anche delle forze gravitazionali del disco galattico e del centro galattico, nonché delle stelle che disturbano gravitazionalmente l'ambiente solare , ma questi effetti aggiuntivi hanno avuto solo una piccolissima influenza, tanto che i suddetti valori numerici potrebbero essere confermati anche qui in modo quasi identico. Hanno anche classificato la cometa come "dinamicamente nuova" perché non si è avvicinata al Sole nella sua orbita precedente.

Diagramma orbitale in uscita - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 2011
C/2011 W3 (LOVEJOY 3)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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


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


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

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

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

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

Parametri orbitali:
La prima orbita parabolica è stata calcolata da GV Williams il 2 dicembre 2011. Ha preso 31 posizioni dal periodo compreso tra il 1-2 dicembre 2011 e ha determinato la data del perielio come 16 dicembre 2011. La distanza del perielio è stata data come 0.0059 AU. Questa distanza e gli aspetti angolari dell'orbita indicavano che si trattava di un sungrazer di Kreutz.
Il Minor Planet Center ha rilasciato un'orbita rivista il 5 dicembre che ha mostrato solo una leggera variazione nei parametri. La data del perielio è stata data al 15,99 dicembre 2011, mentre la distanza del perielio era di 0,0056 AU. Questo si basava su 40 posizioni del periodo 1-4 dicembre.
La prima orbita ellittica è stata pubblicata da Williams l'11 dicembre, usando 91 posizioni dal 27 novembre all'8 dicembre, Williams ha calcolato una data del perielio del 16 dicembre, una distanza del perielio di 0,0055 e un periodo di circa 377 anni. Una revisione è stata pubblicata da Williams il 16 dicembre. Ciò ha esteso l'arco osservativo di due giorni e ha determinato la data del perielio come 16 dicembre, la distanza del perielio come 0,0056 e il periodo come circa 680 anni. K. Kinoshita ha pubblicato un'orbita ellittica il 17 dicembre, che ha usato la posizione 94 dal periodo dal 27 novembre al 10 dicembre. Ciò ha dato la data del perielio al 16 dicembre e il periodo a circa 681 anni.
Ma lo studio più recente utilizzando una soluzione con epoca 2050, si stima che la cometa Lovejoy abbia un'orbita di circa 622 anni e farà un ritorno al perielio intorno all'anno 2633.
Caratteristiche orbitali
EpocaJD 2455901.5
(6 dicembre 2011)
Afelio157,36±0,50 UA
Perielio0,00555 UA
Semiasse maggiore78,68±0,25 UA
Eccentricità0,99993
Periodo orbitale~622 anni
(epoca 2050)
massima 
velocità orbitale
565 km/s
Inclinazione134,36°±0,002°
Longitudine de 
Nodo ascendente
326.369°
Argomento del
perielio
53.5092°
Anomalia media359.986°
Diagramma dell'orbita - JPL ).
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COMETA NON VISIBILE del 2012
273P/2012 V4 (PONS-GAMBART)

La C/2012 V4 (Matson) Corrisponde alla cometa periodica 273P/2012 V4 Pons-Gambart che in questo passaggio non era visibile ad occhio nudo, ma solo telescopicamente.

Osservazioni:
Una cometa è stata trovata da Rob Matson (Newport Coast, California, USA) su immagini ottenute dal 7 al 19 novembre 2012 dallo strumento SWAN a bordo della sonda SOHO. Terry Lovejoy (Thornlands, Queensland, Australia) ha ottenuto immagini di conferma il 29 e 30 novembre e Rob H. McNaught (Siding Spring Observatory, New South Wales, Australia) ha ottenuto diverse immagini il 30 novembre utilizzando il telescopio Uppsala Southern Schmidt da 51 cm. 
La massima magnitudine apparente è stata di +8,5 mag.

La curva di luce della cometa 273P tra fine 2012 ed inizio 2013 ).

Orbita:
Maik Meyer (Limburg, Germania) e GV Williams (Minor Planet Center, Massachusetts, USA) hanno suggerito indipendentemente che questa fosse Pons-Gambart. Sebbene fosse indicata come la cometa "perduta", si è scoperto che le orbite pubblicate in passato erano considerevolmente fuori periodo rispetto al periodo reale e questo è stato in realtà il primo ritorno della cometa dalla sua scoperta nel 1827.

Epoch = 2012 Dec. 19.0 TT T = 2012 Dec. 19.67083 +/- 0.00001 (m.e.) TT Peri. = 20.19141 +/- 0.00003 Node = 320.43037 +/- 0.00003 (2000.0) Inc. = 136.39599 +/- 0.00001 q = 0.8101595 +/- 0.0000003 AU e = 0.9753209 +/- 0.0000000 a = 32.8278003 +/- 0.0000006 AU n' = 0.00524012 +/- 0.00000000 P = 188.089 +/- 0.0000051 years


Grafico dell'orbita al perielio del 19 dicembre 2012 ).

Galleria fotografica:
( Foto del 3 febbraio 2013 ).

Foto del 18 febbraio 2013 ).

Foto del 5 marzo 2013 ).

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LA GRANDE COMETA del 2013
C/2011 L4 (PANSTARRS)

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

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

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

Diagramma orbitale - JPL ).

Evoluzione orbitale:
Con gli elementi orbitali afflitti da una certa incertezza, e senza tener conto delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva un'eccentricità di poco inferiore a 1,0000 molto prima del passaggio attraverso il sistema solare interno del 2013 , la sua orbita quindi era quasi parabolica . 
Il suo periodo orbitale era, con un semiasse maggiore di oltre 30.000 UA (circa mezzo anno luce), nell'arco di diversi milioni di anni. 
La cometa proveniva dalla nube di Oort e forse ha sperimentato il suo primo passaggio attraverso il sistema solare interno come una cometa "giovane dinamica". 
Questo potrebbe spiegare anche il suo forte aumento di luminosità quando si è avvicinata al Sole. 
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa dei passaggi relativamente ravvicinati di Saturno l'11 febbraio 2012 a circa 6 Ua di distanza, a Giove il 16 marzo 2013 a circa 4 UA di distanza, e di nuovo su Saturno il 16 gennaio 2015 a una distanza di circa 7 ¼ UA, la sua eccentricità orbitale è stata ridotta a circa 0,99987 e il suo semiasse maggiore a circa 2250 UA, in modo che il suo periodo orbitale si sia accorciato a circa 107.000 anni.
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LA COMETA del 2013
C/2012 S1 (ISON)

La C/2012 S1 (ISON), era una cometa Sungrazer, proveniente dalla nube di Oort, che si è completamente disintegrata dopo il suo passaggio al perielio nel 2013, ha raggiunto una luminosità massima di circa +4 mag, eludendo tutte le trionfalistiche previsioni che erano attese dalla sua scoperta.

Scoperta:
Durante le osservazioni di routine del 21 settembre 2012, Vitali Nevski e Artyom Novichonok hanno monitorato le aree dei Gemelli e del Cancro dopo che le loro osservazioni sono state ritardate dal tempo nuvoloso per gran parte della notte. Il team ha utilizzato il riflettore ISON da 0,4 metri (16 pollici) vicino a Kislovodsk, in Russia, e l'imaging CCD per effettuare le proprie osservazioni. 
Poco dopo la loro sessione, Nevski ha elaborato i dati utilizzando CoLiTec, un programma software automatizzato per la scoperta di asteroidi. 
Nell'analisi ha notato un oggetto insolitamente luminoso con un movimento apparente lento, che indica una posizione al di fuori dell'orbita di Giove basata sull'uso di quattro esposizioni CCD di 100 secondi.
Al momento della scoperta, la magnitudine apparente dell'oggetto variava da +19,1 a +18,8.


Il gruppo ha segnalato la loro scoperta al Central Bureau for Astronomical Telegrams come un oggetto asteroidale, e successivamente inoltrato al Minor Planet Center
Tuttavia, il gruppo in seguito riferì che l'oggetto aveva un aspetto cometario con un coma di circa 8  secondi d'arco. La posizione dell'oggetto e l'aspetto della cometa sono stati confermati da molti altri osservatori non affiliati, e come tale la cometa è stata nominata ISON, che è il progetto di osservazione internazionale e in conformità con le linee guida di denominazione dell'Unione Astronomica Internazionale. 
La cometa ISON è stata pre-scoperta nell'analisi delle immagini del Mount Lemmon Observatory da GV Williams e delle immagini di Pan-STARRS a Haleakalā . 
Le immagini pre-ricerca del Monte Lemmon sono state scattate per la prima volta il 28 dicembre 2011 e hanno indicato che la cometa aveva una magnitudine apparente stimata compresa tra +19,5 e +19,9. Le immagini di Pan-STARRS sono state scattate il 28 gennaio 2012 e in quelle immagini la cometa aveva una magnitudine apparente stimata compresa tra +19,8 e +20,6.

Le osservazioni di conferma sono state effettuate il 22 settembre 2012 da un team dell'Osservatorio di Remanzacco in Italia utilizzando la rete iTelescope . 
La scoperta è stata annunciata dal Minor Planet Center il 24 settembre.

Osservazioni:
Al momento della sua scoperta, la luminosità della cometa ISON era approssimativamente di magnitudine  18,8, troppo debole per essere vista ad occhio nudo , ma abbastanza luminosa per essere ripresa da astrofili con grandi telescopi. 
Seguì quindi lo schema della maggior parte delle comete e aumentò gradualmente di luminosità avvicinandosi al Sole.

La cometa ISON, ripresa dal telescopio spaziale HUBBLE, il 10 aprile 2013, mentre era nei pressi dell'orbita di Giove ).

Almeno una dozzina di veicoli spaziali hanno ripreso la cometa ISON. È stata ripresa per la prima volta dalla navicella spaziale Swift e dalla Deep Impact nel gennaio e febbraio 2013 e si è dimostrata attiva e con una coda estesa. Ad aprile e maggio 2013 l'Hubble Space Telescope (HST) ha misurato le dimensioni della cometa ISON, il colore, l'estensione e la polarizzazione della sua polvere emessa. 
Lo Spitzer Space Telescope (SST) ha osservato la cometa ISON il 13 giugno e ha stimato il degassamento di anidride carbonica a circa 1 milione di chilogrammi al giorno. 
Dal 5 giugno al 29 agosto 2013, la cometa ISON ha avuto un'elongazione inferiore a 30° dal Sole. Nessuna evidente variabilità rotazionale è stata rilevata da Deep Impact, HST o Spitzer. 
L'astronomo dilettante Bruce Gary l'ha recuperata il 12 agosto 2013, quando si trovava a 6° sopra l'orizzonte e a 19° dal Sole. A causa della crescita della sua luminosità più lenta del previsto, la cometa ISON è diventata visibile solo attraverso piccoli telescopi all'inizio di ottobre 2013.

Il 1 ottobre 2013, la cometa ISON è passata entro 0,07 UA (10 milioni di km) da Marte, quindi tra il 29 settembre e il 2 ottobre, il Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) ha rilevato la cometa ISON. 
La navicella spaziale STEREO ha iniziato a rilevare la cometa ISON nella seconda settimana di ottobre. Le immagini dell'ottobre 2013 della cometa ISON mostravano una tinta verdastra, probabilmente attribuibile al rilascio di cianogeno e carbonio biatomico.

La cometa ISON vista dallo SkyCenter del Monte Lemmon l'8 ottobre 2013, mentre attraversa la costellazione del Leone ).

Il 31 ottobre 2013, la cometa ISON è stata rilevata con un binocolo 10×50 mm.
Il 14 novembre 2013, la cometa ISON è stata segnalata come visibile ad occhio nudo da osservatori esperti situati in siti oscuri. 
Aveva un aspetto simile alla cometa C/2013 R1, visibile anch'essa ad occhio nudo. Non ci si aspettava che la cometa ISON raggiungesse la magnitudine +6 ad occhio nudo fino a metà novembre, e non sarebbe stata osservabile dal pubblico in generale fino a quando non si è illuminata all'incirca a magnitudine +4. 

Foto della cometa C/2012 S1 (ISON), è stata scattata con il telescopio TRAPPIST presso l'Osservatorio di La Silla dell'ESO la mattina di venerdì 15 novembre 2013 ).

Il 17-18 Novembre, quando la cometa ISON era più luminosa e molto più vicina al crepuscolo mattutino, ha superato la stella luminosa Spica nella costellazione della Vergine.
Ma a causa della luna piena e del bagliore del crepuscolo, la cometa ISON non era diventata abbastanza luminosa da essere vista senza un aiuto ottico dal pubblico in generale. 
Il 22 novembre iniziò a scendere sotto Mercurio nel luminoso crepuscolo.
SOHO ha iniziato a vederla il 27 novembre, con il coronografo LASCO, e ISON raggiunse la magnitudine -2 e superò Delta Scorpii.
Ulteriori considerazioni hanno suggerito che, anche se fosse rimasta intatta, poteva illuminarsi solo fino a circa magnitudine -6. 
La temperatura al perielio era stata calcolata per raggiungere i 2.700 °C , sufficienti per fondere il ferro. Inoltre, è passata entro il limite di Roche, il che significa che avrebbe potuto disintegrarsi a causa della gravità del Sole, e cos' è stato.

Immagine STEREO-B COR2 della cometa ISON che riemerge circa 7 ore dopo il perielio ).

Disintegrazione:
Rapporti del 28 novembre 2013 (il giorno del passaggio del perielio ) hanno indicato che la cometa ISON si era parzialmente o completamente disintegrata a causa del calore del Sole e delle forze di marea. Tuttavia, più tardi quel giorno i membri del CIOC (NASA Comet ISON Observing Campaign) scoprirono una caratteristica simile ad un coma, suggerendo che un piccolo frammento di esso potrebbe essere sopravvissuto al perielio.
Il 29 novembre 2013, il coma è sceso a una magnitudine apparente di +5. Entro la fine del 30 novembre 2013, il coma era ulteriormente sbiadito al di sotto della visibilità a occhio nudo di magnitudine +7. Il 1 dicembre 2013, il coma ha continuato a svanire ulteriormente quando ha finito di attraversare il campo di vista dell'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO) . 
Il 2 dicembre 2013, il CIOC ha annunciato che la cometa ISON si era completamente disintegrata. 
Il telescopio spaziale Hubble non è riuscito a rilevare frammenti di ISON il 18 dicembre 2013.
L'8 maggio 2014 è stato pubblicato un esame dettagliato della disintegrazione, suggerendo che la cometa si fosse completamente disintegrata poche ore prima del perielio.

Dimensioni precedenti:
Le osservazioni del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), effettuate quando la cometa è passata vicino a Marte, hanno suggerito che il nucleo fosse più piccolo di 0,8 chilometri di diametro.

Orbita:
La cometa ISON è arrivata al perielio il 28 novembre 2013 a una distanza di 0,0124 UA (1.860.000  km) dal centro del Sole, cioè circa 1,165 milioni km sopra la superficie del Sole. 
La sua traiettoria sembrava essere iperbolica, il che suggeriva che si trattasse di una cometa dinamicamente nuova che ha impiegato milioni di anni per arrivare dalla nube di Oort, o addirittura di una cometa interstellare. 
Vicino al perielio, soluzioni eliocentriche generiche a due corpi per l'eccentricità orbitale suggerivano che la cometa potesse essere legata o meno al Sole. Ma per oggetti con una tale eccentricità, una soluzione che usa il baricentro del Sistema Solare è più stabile di una soluzione eliocentrica. 
L'orbita di una cometa di lungo periodo si ottiene propriamente quando l'orbita osculante è calcolata con un'epoca dopo aver lasciato la regione planetaria ed è calcolata rispetto al centro di massa del Sistema Solare. Gli elementi orbitali baricentrici per l'epoca 1950 e 2050 generano entrambi una soluzione iperbolica senza periodo orbitale. Usando un'epoca del 1950, l'eccentricità debolmente iperbolica in entrata di 1.000000086 suggerisce che ISON è originaria del sistema solare. 

Passaggi ravvicinati:
Al suo massimo avvicinamento, la cometa ISON è passata a circa 0,07248 UA (10.843.000 km) da Marte il 1 ottobre 2013, e i resti della cometa ISON sono passati a circa 0,43 UA (64 milioni di km) dalla Terra il 26 dicembre 2013.

Presunte correlazioni:
Poco dopo la sua scoperta, le somiglianze tra gli elementi orbitali della cometa ISON e la Grande Cometa del 1680 hanno portato a ipotizzare che potesse esserci una connessione tra loro, ma ulteriori osservazioni di ISON, tuttavia, hanno mostrato che le due comete non sono correlate. 
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LA COMETA del 2013
C/2013 R1 (LOVEJOY 4)

La C/2013 R1 (Lovejoy) è una cometa che è stata osservata anche ad occhio nudo durante la stagione autunnale dell'anno 2013, raggiungendo una luminosità massima di circa +4,5 mag.

Scoperta:
La cometa Lovejoy, è una cometa di lungo periodo scoperta il 7 settembre 2013 dall'astronomo australiano Terry Lovejoy mediante l'utilizzo di un telescopio Schmidt-Cassegrain.
La cometa a quel tempo aveva una luminosità di circa +14 magnitudini e si trovava nella costellazione di Orione. Le prime stime suggerivano che la cometa sarebbe rimasta un oggetto telescopico.

28 novembre 2013 ).

Osservazioni:
La sua luminosità, tuttavia, si è sviluppata in modo insolitamente forte e quindi si poteva già vedere ad occhio nudo per la prima volta all'inizio di novembre. 
Il 1º novembre la cometa è divenuta visibile a occhio nudo vicino all'Ammasso del Presepe, a circa metà strada fra Giove e Regolo, più luminosa della cometa ISON. Se osservata con un binocolo, la C/2013 R1 sarebbe apparsa come un ammasso globulare color verde.
Il 19 novembre 2013 la cometa raggiunse la distanza più vicina alla Terra, corrispondente a circa 0,3967 UA (59.350.000 km) con una magnitudine apparente di +4,5.
Il 27 novembre la cometa era nella costellazione dei Cani da Caccia, mentre dal 28 novembre al 4 dicembre si trovava nella costellazione Bootes. Dal 4 dicembre al 12 dicembre la cometa passò attraverso la costellazione della Corona Boreale.
Alla fine di novembre la luminosità della cometa ha iniziato lentamente a diminuire di nuovo. 
Dal 12 dicembre fino al 14 gennaio la cometa è passata attraverso la costellazione Ercole. 
A metà dicembre si poteva osservare una coda lunga 2-3°. 
Il perielio è stato raggiunto il 22 dicembre alla distanza di 0,81 UA dal Sole, e la cometa aveva un'elongazione di circa 51 gradi.
A fine gennaio 2014 la luminosità era di +7 mag, la cometa è stata osservata telescopicamente fino a settembre 2014.

6 dicembre 2013 ).

Analisi scientifiche:
Con il radiotelescopio da 30m dell'Istituto di radioastronomia millimetrica (IRAM), nella chioma è stata rilevata la presenza di molecole di HCN, HNC e metanolo. 
Con lo stesso radiotelescopio, in un altro esperimento, sono stati rilevati anche glicole etilenico e formammide in una concentrazione simile a quella precedentemente vista nella C/1995 O1 (Hale-Bopp). Inoltre, sono stati trovati acido formico e acetaldeide. All'Osservatorio di Onsala sono state misurate la velocità di produzione e l'abbondanza relativa di HCN rispetto all'acqua.
Con lo spettrografo HARPS-N sul telescopio da 3,5 m del Telescopio Nazionale Galileo sono stati ottenuti spettri ad alta risoluzione con i quali sono state misurate le velocità di produzione di C2 e NH2 e il rapporto degli isotopi 12C/13C e 14N/15N è stato determinato. Misure simili sono state effettuate anche con lo spettrografo ad alta risoluzione WINERED al telescopio Araki di 1,3 m dell'Osservatorio Astronomico Koyama a Kyoto.
Con il telescopio Trappist da 6m a La Silla del l'European Southern Observatory in Cile, il tasso di degassamento di molecole come OH, NH, CN, C3 e C2, così come è stata misurata la velocità di produzione della polvere. Il NIRSPEC (Near Infra-Red Spectrograph) presso l'Osservatorio Keck sul Mauna Kea è stato utilizzato anche per studiare i tassi di produzione e altri parametri di vari gas nel coma cometario. Si è scoperto che la cometa Lovejoy è particolarmente ricca di monossido di carbonio.
Con la telecamera Solar Wind Anisotropies (SWAN) a bordo del Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) sono state effettuate registrazioni, da cui è stata ricavata la velocità di produzione di acqua in funzione della distanza dal sole della cometa. 
Le misurazioni polarimetriche della cometa sono state effettuate presso l'Osservatorio Astronomico Nazionale Rožen in Bulgaria.

Parametri orbitali:
Un'orbita ellittica allungata è stata determinata da 3894 dati di osservazione su un periodo di poco più di un anno, e risulta che è inclinata di circa 64,04095° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 67,16645°, con una Longitudine del nodo ascendente di 70,711175°.
Nel punto più vicino al Sole ( perielio ), attraversato dalla cometa il 22 dicembre 2013, si trovava a circa 0,8118256 UA / 121,5 milioni di km dal Sole e si trovava nell'area compresa tra le orbite di Venere e della Terra.
Durante il suo passaggio attraverso il sistema solare interno, la cometa è riuscita ad evitare passaggi ravvicinati a quasi tutti i pianeti. Non si è avvicinato in modo significativo a Marte e Mercurio, mentre si è avvicinato alla Terra il 19 novembre 2013 a circa 0,40 UA / 59,3 milioni di km e il 5 dicembre ha superato Venere a una distanza di circa 100,1 milioni di km.

Diagramma orbitale - JPL ).

Evoluzione dell'orbita:
1) - Secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da una certa incertezza, e senza tener conto delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,99777 e un semiasse maggiore di circa 363 UA prima di avvicinarsi al sistema solare interno, tanto che il suo periodo orbitale era di circa 6920 anni, poi a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto a causa dei passaggi relativamente ravvicinati di Giove il 29 settembre 2013 a circa 4 UA di distanza e Saturno il 24 novembre 2015 a una distanza di circa 5½ UA, la sua eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 0,99806 e il suo semiasse maggiore a circa 418 UA, così che il suo periodo orbitale è aumentato a circa 8540 anni.
2) - Ma secondo gli elementi orbitali, come affermato da Seiichi Yoshida sul suo sito, e che tengono conto anche delle forze non gravitazionali, l'orbita originale e futura ha valori leggermente diversi, l'orbita della cometa prima che si avvicinasse al sistema solare interno aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99779 e un semiasse maggiore di circa 366 UA, così che il suo periodo orbitale sarebbe stato di circa 7010 anni. La sua orbita futura ha un'eccentricità orbitale di circa 0,99803 e un semiasse maggiore di circa 410 UA, quindi il suo periodo orbitale è di circa 8300 anni.
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La grande cometa di Marte del 2014
C/2013 A1 (SIDING SPRING)

Introduzione:
La C/2013 A1 (Siding Spring) è una cometa che dalla superficie di Marte ha raggiunto una magnitudine di -6, visibile nell'autunno del 2014 (data terrestre).
Va detto che su Marte le comete sono uno spettacolo meno evidente rispetto alla Terra, vista la maggiore distanza dal Sole, quindi diventano ben visibili solo nel caso di un passaggio estremamente ravvicinato come in questo caso, per cui sono poche quelle che offrono passaggi visibili ad occhio nudo e spesso meno brillanti.
Comunque fu uno spettacolo solo per gli ''occhi'' di due rover della NASA, Curiosity ed Opportunity.

( SOPRA: le immagini riprese da Opportunity - SOTTO: quelle di Curiosity - Tenete conto che gli obbiettivi dei 2 rover non sono adatti alla visione notturna ).

Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 3 gennaio 2013 dall'astronomo professionista Robert McNaught al Siding Spring Observatory di Coonabarabran nel Nuovo Galles del Sud in Australia e quindi ha ricevuto la designazione ufficiale C/2013 A1. 
È stata chiamata Siding Spring sulla base di una tradizione per identificare l'osservatorio che l'ha scoperta. Tre immagini sono state ottenute mediante l'utilizzo di una camera CCD montata sul telescopio Uppsala Southern Schmidt con uno specchio sferico di 0,5 metri di diametro. 
La cometa Siding Spring aveva una magnitudine apparente di +18,4 / +18,6 , al momento della sua scoperta, ed era a 7,2  AU (1,08 miliardi di km) dal Sole.
Non appena è stata individuata, gli astronomi del Catalina Sky Survey in Arizona hanno ricontrollato le loro osservazioni precedenti, trovando una prima immagine di pre-scoperta risalente all’8 dicembre 2012.

Sequenza di 4 immagini della cometa dal telescopio spaziale NEOWISE ).

Osservazioni:
Nel corso del 2013, la cometa è stata ulteriormente fotografata in numerosi osservatori. 
La prima osservazione visiva attraverso un telescopio è stata effettuata solo nel dicembre 2013 nel New Mexico con una luminosità di +14 mag. Anche per gran parte del 2014 la cometa è rimasta oggetto di osservazione principalmente per l' emisfero australe.
Il 3 settembre la cometa si trovava a circa 15° di distanza dal polo celeste meridionale. 
Alla fine di luglio 2014, la luminosità era salita a circa +10 mag e la cometa non era più significativamente più luminosa fino al massimo avvicinamento alla Terra all'inizio di settembre. Inizialmente, la luminosità è scesa rapidamente a circa +12 mag, ma poi è salita di nuovo brevemente a +9 mag a novembre a causa di un'esplosione di attività.

Cometa Siding Spring il 27 marzo 2014, immagine presa dal telescopio spaziale Hubble ).

Incontro con Marte:
La cometa Siding Spring è passata molto vicino a Marte il 19 ottobre 2014 alle 18:28 ± 0:01 UTC.
Le osservazioni iniziali di Leonid Elenin del 27 febbraio 2013, suggerivano che potesse passare a 0,000276 AU (41,300 km) dal centro di Marte, ma con un arco di osservazione di 733 giorni, il passo nominale è risultato di 0,000931 AU (139.300 km) dal punto centrale di Marte e la regione di incertezza mostra che non si poteva avvicinare a meno di 0,000927 AU (138.700 km). 
Per fare un confronto, la luna esterna di Marte, Deimos, orbita attorno ad esso ad una distanza di 0,00016 AU (24.000 km). 
A causa della regione di incertezza, c'era la possibilità che potesse passare Marte più vicino , ma in realtà è passato ad una distanza di 140.496,6 ± 4,0 km, ad una velocità relativa di 56 km/s.


L’evento è stato però minuziosamente seguito da diversi telescopi e strumenti scientifici, tra cui due sonde NASA, MAVEN e Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), e l’europea Mars Express, i cui primi risultati sono stati resi noti e si tratta delle prime osservazioni ravvicinate del passaggio di una cometa attorno a Marte, osservazioni che hanno permesso di raccogliere nuove informazioni sulle proprietà di base del nucleo cometario e di rilevarne direttamente gli effetti sull’atmosfera marziana, dove è stato visto formarsi uno strato temporaneo di gas ionizzato. Tutte informazioni preziose, visto che Siding Spring è una cometa proveniente direttamente della remotissima Nube di Oort, nella quale si ritiene permangono gli “avanzi” della formazione del Sistema Solare, al contrario della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, obbiettivo della sonda ESA Rosetta, già ampiamente “cucinata” dal calore solare.

Passando a una distanza da Marte che è meno di un decimo rispetto a quanto qualsiasi cometa nota si sia mai avvicinata alla Terra, Siding Spring ha scodinzolato una scia di polvere verso il pianeta, una parte della quale si è vaporizzata in atmosfera, producendo uno sciame meteorico. 
Questi detriti hanno determinato significative modifiche temporanee nella parte superiore dell’atmosfera marziana, ma anche possibili perturbazioni a lungo termine, che saranno oggetto di ricerche future.

Peraltro, la cometa rappresentava una potenziale minaccia per le sonde orbitanti. 
Un tale evento storico ci ha permesso di osservare i dettagli di questa veloce cometa della Nube di Oort in un modo mai prima possibile con le nostre missioni su Marte esistenti”, ha dichiarato Jim Green, direttore del Planetary Science Division della NASA a Washington. ''Osservando gli effetti su Marte della polvere cometaria che ha impattato nell’alta atmosfera, sono molto felice che abbiamo a suo tempo deciso di posizionare le nostra navi spaziali al sicuro, sull’altro lato di Marte, al culmine del passaggio''.

DALLA TERRA:
Visto dalla Terra, il 19 ottobre 2014, Marte si trovava nella costellazione dell'Ofiuco, vicino all'ammasso globulare NGC 6401 , ed a circa 60 gradi dal Sole. 
Marte e C/2013 A1 erano quindi a circa 1,6 AU (240.000.000 km) dalla Terra. 
A ottobre 2014, C/2013 A1 aveva una magnitudine apparente di circa +11.

di Rolando Ligustri - Questa immagine è stata acquisita il 19 ottobre 2014, mentre la cometa (in basso a sinistra) si stava avvicinando a Marte che è l'oggetto più luminoso nell'immagine ).

Eventuale pioggia di meteoriti e rischi per i satelliti:
Nel 2013 si pensava possibile che la cometa Siding Spring avrebbe creato una pioggia di meteoriti su Marte o sarebbe stata una minaccia per le navicelle spaziali nell'orbita di Marte. 
Gli studi del 2014 hanno mostrato che la minaccia per i veicoli spaziali in orbita era minima. 
La minaccia maggiore sarebbe circa 100 minuti dopo il massimo avvicinamento. 
Marte passò a circa 27.000 km dall'orbita della cometa intorno alle 20:10 UT del 19 ottobre 2014.
Mentre erano in attesa d’inviare i primi dati scientifici, le sonde NASA ed ESA lassù in orbita comunicarono di essere uscite indenni dall’incontro ravvicinato.
Per scongiurare il pericolo, le tre agenzie spaziali avevano provveduto per tempo a mettere i loro cinque gioielli al riparo, utilizzando come scudo lo stesso pianeta. Al tempo stesso, era un’opportunità rarissima e irrinunciabile, un flyby del genere è un evento che capita una volta ogni milione di anni, per raccogliere materiale di prima mano da una cometa che porta in se il passato remoto del Sistema solare, un vero e proprio fossile spaziale. Siding Spring è infatti al suo primo passaggio così ravvicinato rispetto al Sole, e arriva dritta dritta dalla Nube di Oort, recando con sé tracce inedite di com’era il Sistema solare oltre quattro miliardi di anni fa. Ecco dunque che, compatibilmente con la situazione di pericolo, le cinque sonde non hanno perso l’occasione per fare incetta di dati.

La sonda MAVEN ha studiato le variazioni chimiche in atmosfera, rilevando anche parte della composizione cometaria. Crediti: NASA/JPL, University of Colorado ).

La sonda MAVEN, da poco arrivata su Marte, ha rilevato i cambiamenti nella chimica della parta più alta dell’atmosfera marziana in seguito alla pioggia di meteoriti. 
Lo strumento Imaging Ultraviolet Spectrograph (IUVS) ha osservato un’intensa emissione ultravioletta dovuta a ioni di ferro e magnesio, più intensa di quanto mai osservato sulla Terra per analoghe tempeste di meteore. L’emissione ha dominato lo spettro ultravioletto di Marte per diverse ore dopo l’incontro, per poi dissiparsi nei successivi due giorni. 
Grazie a un altro strumento, Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer (NGIMS), la sonda MAVEN è stata anche in grado di campionare direttamente e determinare la composizione di alcune delle polveri della cometa nell’atmosfera di Marte, trovando otto diversi tipi di ioni metallici, tra cui sodio, magnesio e ferro. 
Queste sono le prime misurazioni dirette della composizione delle polveri rilasciate da una cometa della Nube di Oort.

In un altro luogo attorno a Marte, il radar italo-americano MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) a bordo di Mars Express ha osservato un enorme aumento della densità di elettroni nella ionosfera marziana sette ore dopo il momento di massimo avvicinamento della cometa. 
Questo picco si è verificato ad una quota sostanzialmente inferiore (attorno agli 80-100 km) al normale massimo di densità nella ionosfera marziana, dove, in altre parole, l’impatto delle fini polveri cometarie ha dato origine a un nuovo e temporaneo strato di gas ionizzato particolarmente denso. 
«Per la prima volta abbiamo potuto osservare in presa diretta un fenomeno che per Marte era stato solo ipotizzato, ossia la formazione di uno strato di plasma dovuto al precipitare di polvere meteorica nell’atmosfera. Per un breve periodo, e per le zone del pianeta che erano rivolte verso la cometa, una parte dell’atmosfera è diventata una sorta di specchio per cui le onde radio a bassa frequenza trasmesse dall’esterno del pianeta non potevano raggiungerne la superficie», ha commentato Roberto Orosei dell’Istituto di Radioastronomia INAF, vice responsabile scientifico di MARSIS.

Questi spettrogrammi dello strumento MARSIS a bordo di Mars Express mostrano l’intensità dell’eco radar in una zona della ionosfera marziana interessata dal passaggio delle polveri cometarie. Crediti: ASI/NASA/ESA/JPL/Univ. di Roma/Univ. of Iowa ).

Anche il radar SHARAD (Shallow Subsurface Radar) di MRO ha rilevato l’incremento nella ionosfera. Benché le immagini dello strumento risultassero “sporcate” dal passaggio dei segnali radar attraverso il nuovo strato transitorio di gas ionizzato creata dalla polvere cometaria, gli scienziati di SHARAD hanno usato queste interferenze indesiderate per determinare che la densità elettronica della ionosfera sul lato notturno del pianeta, quello in cui sono state effettuate le osservazioni, è stata da 5 a 10 volte più alta del solito.

Naturalmente non si poteva ignorare la grande protagonista, la cometa stessa. La sonda MRO ha puntato la sua fotocamera ad alta risoluzione HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) direttamente su Siding Spring, rivelando un nucleo più piccolo del previsto, di soli 2 chilometri, e un periodo di rotazione per il nucleo di otto ore, coerente con le recenti osservazioni preliminari dal Telescopio Spaziale Hubble. Un altro strumento a bordo di MRO, Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM), ha osservato la cometa per vedere se vi fossero eventuali componenti chimici che spiccavano particolarmente nel suo spettro, senza però individuarne di particolari. Dalla variazioni di colore della chioma di Siding Spring, gli scienziati di CRISM hanno però tratto l’indicazione che la cometa sta rilasciando particelle di polvere di diverse dimensioni, sia grandi che piccole.

Queste 54 immagini in falsi colori del nucleo e della chioma cometaria riprese dalla camera HiRISE a bordo di MRO mostrano cambiamenti nel flusso di materiale che la cometa si lascia dietro. Crediti: NASA ).

Dati fisici:
La cometa Siding Spring è una cometa mediamente attiva, che non si avvicinava molto al Sole.
Le stime per il diametro del nucleo sono variate da 1 a 50 km, ma ora si sa che il nucleo ha un diametro di circa 400-700 metri , approssimativamente il diametro dell'asteroide 2010 XG11 che si è avvicinato anche lui a Marte il 29 luglio 2014. 
Sulla base delle stime delle dimensioni, il diametro di un ipotetico cratere da impatto sarebbe circa dieci volte il diametro del nucleo della cometa quindi un oggetto di 700 metri creerebbe circa un cratere di circa 7-10 km.
La cometa Siding Spring ha un periodo di rotazione di circa 8 ore.
Con il telescopio TRAPPIST dell'Osservatorio di La Silla , la cometa è stata rilevata da settembre 2013, quando ancora distava poco meno di 5 UA dal Sole, prima fino all'inizio di aprile 2014 e poi ancora da fine maggio a metà novembre, poche settimane dopo il suo perielio, osservato regolarmente. Sono stati determinati i tassi di produzione di OH, NH, CN, C3 , C2 e polvere. Con il FORS2, lo spettrometro sul Very Large Telescope dell' European Southern Observatory , gli spettri della chioma cometaria sono stati registrati tra luglio e settembre 2014 e anche la produzione tassi di CN e C2 derivato. Entrambi i metodi di misurazione hanno mostrato un buon accordo.
La valutazione della produzione di polvere ha mostrato inizialmente un lento aumento fino a raggiungere un massimo a una distanza di 4,3 UA dal sole per poi registrare nuovamente una diminuzione. Dalla fine di maggio è iniziato un secondo movimento ondulatorio, con un massimo a metà luglio intorno a 2.0 UA di distanza solare e una successiva leggera diminuzione, che si è protratta fino al perielio della cometa. 
Tra il 7 e l'11 novembre, i dati hanno mostrato un'improvvisa impennata dell'attività, poiché sia ​​la produzione di polvere che quella di gas sono aumentate di un fattore 5 nel giro di pochi giorni, per poi diminuire nuovamente dopo il 12 novembre.

Parametri orbitali:
Nel JPL Small-Body Database sono riportati gli elementi orbitali di un'orbita temporaneamente iperbolica , che sono stati derivati ​​da 449 dati di osservazione per un periodo di 3 anni e mezzo e che modellano le forze non gravitazionali di due getti di gas discreti. 
Invece, le seguenti informazioni si basano su elementi orbitali del Minor Planet Center , che sono stati determinati da 3037 dati di osservazione per un periodo di 4 ¼ anni.

Secondo il MPC, la cometa si muove su un'orbita ellittica molto allungata , e che risulta inclinata di circa 129° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 2,54133°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 300,85326°.
L'orbita della cometa è fortemente inclinata rispetto ai piani dei pianeti ed è retrograda. 
Nel punto più vicino al sole ( perielio), che la cometa ha attraversato il 25 ottobre 2014, si trovava a una distanza di 209,2 milioni di km / 1,3921432 UA dal Sole, nell'area compresa tra le orbite della Terra e di Marte. 
Il 5 settembre aveva raggiunto il massimo avvicinamento alla Terra, a 133,3 milioni di km (0,89 UA). Il 19 ottobre ha superato Marte a una distanza estremamente breve di soli 140.100 km (che corrisponde a poco più di un terzo della distanza media tra Terra e Luna) e il 29 novembre ha passato Venere a 135,2 milioni di km di distanza.


Evoluzione dell'orbita:
Secondo gli elementi orbitali, come specificato dal Minor Planet Center e che tengono conto anche delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva precedentemente al suo passaggio attraverso il sistema solare nel 2014, un'eccentricità di circa 0,99994 e un semiasse maggiore di circa 22.000 UA (corrispondenti a circa ⅓ anni luce ), per cui il suo periodo orbitale era di oltre 3 milioni di anni. La cometa è arrivata come una "nuova cometa dinamica" dalla nuvola di Oort, forse per la prima volta vicino al Sole.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto durante il passaggio ravvicinato con Marte, ma anche avvicinandosi a Giove il 16 maggio 2013 a una distanza di poco meno di 4 ¼ AU, a Saturno il 18 febbraio 2014 a poco più di 8 ½ AU, e ancora una volta su Giove il 24 gennaio 2016 fino a circa 3 ¾ AU, la sua eccentricità orbitale è ridotta a circa 0,99979 e il suo semiasse maggiore a circa 6700 AU, cosicché il suo periodo orbitale si è ridotto a circa 550.000 anni.
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LA COMETA del 2014-2015
C/2014 Q2 (LOVEJOY 5)

La C/2014 Q2 (Lovejoy) è una cometa che è stata osservata anche ad occhio nudo, intorno al volgere dell'anno 2014/15, la sua luminosità massima è arrivata a +3,7 mag.

( Foto di John Vernette ).

Scoperta:
Questa cometa è stata scoperta la mattina del 18 agosto 2014 ( ora locale ) dall'astronomo dilettante australiano Terry Lovejoy con un telescopio da 20 cm nel suo osservatorio privato a Birkdale, nel Queensland . Era la sua quinta scoperta.

Osservazioni:
La mattina seguente ha potuto ripetere la sua osservazione e mezza giornata dopo, una scoperta indipendente è stata fatta da C. Jacques, E. Pimentel e J. Barros (che avevano da poco scoperto la cometa C/2014 E2 (Jacques)) presso il Southern Observatory Near Earth Asteroids Research (SONEAR) in Brasile. 
La cometa si trovava in quel momento in una regione ricca di stelle nella Poppa della costellazione della Nave Argo e aveva una luminosità di +15 mag. Era a circa 2,6  AU dal Sole e 2,8 AU dalla Terra. Lovejoy è stato successivamente in grado di determinare di aver già fotografato la cometa il 1° luglio.

Dopo aver inizialmente ipotizzato che la cometa sarebbe rimasta un oggetto telescopico, la sua luminosità aumentò progressivamente nelle settimane successive, tanto che si cominciò a sperare nella visibilità ad occhio nudo. La cometa ha iniziato a sviluppare una coda che ha raggiunto i 2° di lunghezza a metà dicembre e ha mostrato una grande dinamica. In effetti, la cometa è stata vista per la prima volta ad occhio nudo in Australia il 13 dicembre. Dopo che inizialmente poteva essere visto solo nell'emisfero australe , si era costantemente spostato a nord nel cielo e poteva essere visto anche nell'emisfero settentrionale entro la fine del mese con una luminosità di +5 mag .

( Foto del 27 dicembre 2014 di Paul Stewart ).

A gennaio 2015 la luminosità è aumentata ulteriormente e ha raggiunto un valore massimo di circa +4 mag a metà del mese, la cometa era ormai un oggetto leggero per l'osservazione con il binocolo e ad occhio nudo, in Europa centrale si poteva vedere in alto sopra l'orizzonte meridionale per tutta la prima metà della notte. Poi la luminosità ha cominciato a diminuire lentamente di nuovo ed era ancora a +5 mag a metà febbraio. Si è riscontrato che la diminuzione della luminosità dopo il perielio era molto più lenta dell'aumento precedente. Poco prima del perielio, la coda aveva raggiunto una lunghezza massima di 4°, che corrispondeva ad una lunghezza di 10 milioni di km, dopodiché anche la lunghezza della coda è diminuita nuovamente, ma si poteva ancora osservare fino ad aprile.

( Foto del 9 gennaio 2015 di Juan Lacruz ).

Dalla metà/fine marzo 2015 la cometa è stata inseguita solo con strumenti ottici. All'inizio di agosto è stato ancora visto con un binocolo a +10 mag e per l'ultima volta è stato fotografato il 10 settembre 2016 dal Mount Lemmon Survey con una luminosità di +17 mag.

Valutazioni scientifiche:
La cometa Lovejoy è stata una delle comete più attive nelle vicinanze della terra dal passaggio della cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp), durante il suo perielio la velocità di produzione dell'acqua ha superato un valore di 20 t /s. 
Poiché l'acqua in degassamento porta con sé molte sostanze, tali comete attive offrono la possibilità di scoprire numerose molecole nella loro chioma . Dal 13 al 16 e dal 23 al 26 Gennaio 2014 la cometa è stata osservata con il Radiotelescopio da 30m dell'Istituto per la radioastronomia nella Millimeter Range (IRAM) in Spagna. Oltre alle molecole già presenti in altre comete, come CO, H2CO, CH3OH, HCOOH, HCN, H2S e numerosi altri, l'etanolo (C2H5OH) e la glicolaldeide (CH2OHCHO), e la forma più semplice di un monosaccaride, sono stati rilevati per la prima volta in un cometa. (link-pdf)
La frequenza relativa all'acqua o al metanolo potrebbe essere determinata anche per tutte le sostanze. Per ulteriori misurazioni dal 29 gennaio al 3 febbraio fatte con l'Odin - Space Telescope e i rapporti degli isotopi  D/H , 12C/13C, 14N/15N, 16O/18O e 32S/34S sono state determinate in diverse molecole. I tassi di produzione di H2(16O) e H2(14O) hanno mostrato un andamento regolare con un periodo di 0,94 giorni. Con il radiotelescopio dell'Atacama Pathfinder Experiment (APEX) in Cile , le molecole HCN, CH3OH, H2CO e CO vengono rilevati nella chioma e le loro velocità di produzione sono determinate in relazione all'acqua. (link-pdf)
Presso l'Osservatorio spaziale di Onsala in Svezia, il tasso di produzione di HCN e la sua abbondanza in relazione all'acqua sono stati determinati a metà gennaio.
L'11 gennaio 2015 sono stati effettuati esami spettroscopici ad alta risoluzione nel visibile e nel vicino infrarosso al telescopio Subaru sul Mauna Kea ed il rapporto di 14N/15N nel radicale NH2- è stato determinato, come lo è stato, il rapporto tra orto e para idrogeno in H2O+. 
Dai risultati delle misurazioni si possono trarre conclusioni sulle circostanze in cui la cometa si è formata nella nube solare.


Tra gennaio e maggio 2015, sono state effettuate misurazioni spettrografiche della cometa nell'infrarosso presso il Mount Abu InfraRed Observatory (MIRO) in Rajasthan . 
Nel gennaio forti righe di emissione di C2 , C3 e CN stati osservati e i tassi di produzione di gas e polveri sono stati determinati in funzione della distanza dal sole. 
Poco dopo il suo perielio, il 31 gennaio e il 1 febbraio 2015, la cometa è stata osservata con lo spettrografo ad alta risoluzione GIANO al Telescopio Nazionale Galileo (TNG) a La Palma, nel vicino infrarosso. Sono state determinate le forti linee di emissione di CN e acqua ed è stata determinata la velocità di produzione dell'acqua (acqua orto e para e loro rapporto). (link-pdf)
La spettrometria ad alta risoluzione nell'infrarosso con NIRSPEC l'Osservatorio Keck sul Mauna Kea il 4 febbraio 2015 ha permesso la scoperta simultanea di acqua "leggera" (H2O) e acqua deuterata ("semi-pesante") (HDO) e la determinazione dei loro tassi di produzione. Il rapporto degli isotopi D/H potrebbe essere determinato in circa 1:3300, che è circa il doppio del corrispondente rapporto nell'acqua di mare.
Con il Cosmic Origins Spectrograph (COS) a bordo del telescopio spaziale Hubble (HST), la cometa Lovejoy è stata osservata nel lontano ultravioletto il 2 febbraio 2015 e i tassi di produzione di CO e acqua, nonché la loro relazione reciproca, siamo determinati. Sono state anche determinate le linee di emissione di zolfo neutro e carbonio neutro. 
Con la telecamera Solar Wind Anisotropies (SWAN) a bordo dell'Osservatorio solare ed eliosferico (SOHO), tra il 2013 e il 2016 sono state osservate nove comete di cui una nuova, scoperta nell'ultravioletto, tra cui C/2014 Q2 (Lovejoy). È stato determinato il tasso di produzione dell'acqua ed è stata determinata la sua dipendenza dalla distanza dal sole prima e dopo il perielio.

Presso la stazione di osservazione Mayaki dell'Università Nazionale I.-I.-Mechnikov di Odessa , il 7 febbraio 2015 sono state effettuate misurazioni fotometriche della cometa con il telescopio da 80 cm e sono stati ricavati i parametri caratteristici per la coda del plasma.
Tra la fine di gennaio e l'inizio di febbraio, all'incirca all'epoca del suo perielio, la cometa è stata osservata all'Osservatorio del Teide a Tenerife per 15 notti. La periodicità di due grandi getti di gas a spirale è stata registrata e un tempo di rotazione del nucleo è stato determinato di circa 17,9 ore. 
Per determinare la dimensione dei nuclei cometari, è stato sviluppato un nuovo metodo in cui la diminuzione della luminosità nella chioma è presa come base e valutata utilizzando metodi matematici, e per la cometa C/2014 Q2 (Lovejoy), è stato determinato un raggio del nucleo di circa 4,3 km sulla base di un'immagine scattata il 20 agosto 2015.


Parametri Orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica prograda è stata determinata da 7890 dati di osservazione su un periodo di 2,2 anni, e risulta che è inclinata di 80,3012992044068° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 12,39526308063283°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 94.97505956666024° (2000.0).
L'orbita della cometa corre quindi quasi verticalmente prispetto ai piani orbitali dei pianeti . 
Nel punto più vicino al Sole ( perielio ), attraversato dalla cometa il 30 gennaio 2015, si trovava a 1,290358224579994 UA / circa 193,0 milioni di km dal Sole e si trovava quindi nell'area compresa tra le orbite di Marte e della Terra. 
Il 7 gennaio si era avvicinata alla Terra a circa 70,1 milioni di km (0,47 UA). Non ci sono stati ulteriori approcci degni di nota ai pianeti terrestri.

( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).

Evoluzione dell'orbita:
Secondo gli elementi orbitali, come sono specificati nel JPL Small-Body Database e che tengono conto anche delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99743 molto prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno in 2014/15 e un semiasse maggiore di circa 503 UA, per cui il suo periodo orbitale era di circa 11.300 anni, ma a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, specialmente quando si è avvicinata a Giove il 16 gennaio 2015 a una distanza di poco meno di 4½ AU e a Saturno il 13 gennaio 2018 a poco più di 4 AU, la sua eccentricità orbitale si è ridotta a circa 0,99669 e il suo semiasse maggiore è diventato di circa 390 UA, così che il suo periodo orbitale si è accorciato a circa 7700 anni. 
Quando l'astro raggiungerà il punto della sua orbita più lontano dal sole ( afelio ) intorno all'anno 5850, sarà a circa 116 miliardi di km dal sole, quasi 778 volte la terra e 26 volte Nettuno . 
La sua velocità orbitale nell'afelio sarà quindi solo di circa 0,062 km/s. 
Il prossimo passaggio al perielio della cometa avverrà probabilmente intorno all'anno 9690.
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LA COMETA DI NATALE del 2018
46P/WIRTANEN

Questo passaggio al perielio è l'unico in cui questa cometa è stata visibile ad occhio nudo, raggiungendo la luminosità massima di +3 mag.


Composizione:
Il ghiaccio che compone questa cometa è quello con il rapporto H/D (Idrogeno-Deuterio), il più simile al rapporto presente negli oceani terrestri, mentre per altre comete come per la 67P è risultato nettamente differente.
Questa cosa ci fa ritenere che le comete iperattive come la Wirtanen, siano la principale fonte dell'acqua presente sul nostro pianeta.
I ricercatori hanno provato a determinare la cosiddetta “frazione attiva” – la frazione dell’area della  superficie del nucleo richiesta per produrre la quantità di acqua presente nell’atmosfera – di tutte le comete con un rapporto D/H noto. È risultata una correlazione inversa tra la frazione attiva e il rapporto D/H del vapore acqueo:
Quindi più una cometa tende verso l’iperattività (cioè una frazione attiva superiore a 1), più il suo rapporto D/H diminuisce e si avvicina a quello della Terra. Come in questo caso.

da Lorenzo Franco Aggiungo lo spettro della cometa 46P/Wirtanen ripreso da Roma l'8 dicembre 2018 con un telescopio da 20cm ed uno spettroscopio Alpy600 (23 frame da 240 secondi) ).

"Lo spettro ottenuto mostra un'evidente riga di emissione del cianogeno (CN) a 3881 A , nel violetto ed alcune bande molecolari dei radicali del carbonio, tra cui le bande di Swan del C2 che caratterizzano il colore ciano-verde della cometa." (di Lorenzo Franco).

In foto SOTTO -  la cometa gioviana 46/P Wirtanen , fotografata da Carlo Rocchi, durante il passaggio del natale 2018, a soli 12 milioni di km dalla Terra ).

Radiotelescopio:

Quando si riprendono immagini ottiche di una cometa posta a milioni di km di distanza quello che appare più evidente è la chioma (o coma) della cometa, mentre il nucleo resta completamente celato.
Tuttavia, grazie al flyby della cometa Wirtanen con la Terra avvenuto a soli 11,5 milioni di km il 16 dicembre scorso, è stato possibile usare il radiotelescopio di Arecibo per “vedere” direttamente il nucleo. 
 Studiando la cometa con il radiotelescopio in modalità radar è stato possibile rilevare direttamente il nucleo, ossia la parte solida della cometa solitamente nascosta all’interno di quella nube di gas e polveri che costituisce la coma. Le immagini radar consentono anche una determinazione precisa dell’orbita della cometa, permettendo così di studiare “l’effetto razzo”, ossia l’alterazione degli elementi orbitali in seguito all’emissione di gas e polveri dal nucleo.
Le immagini radar del nucleo hanno rivelato un corpo allungato, piuttosto accidentato, molto più ruvido di altri nuclei che sono stati studiati in precedenza. Le nuove osservazioni radar hanno fornito le prime misurazioni definitive del diametro del nucleo, che è di circa 1,4 km, con un periodo di rotazione di 8,9 ore. Le misure precedenti delle dimensioni, ottenute con osservazioni ottiche da terra, davano un valore di circa 1,2 km mentre il periodo di rotazione era stimato di 7,6 ore (Meech, K. et al., Astronomy and Astrophysics, v.326, p.1268-1276). L’animazione che correda questo post mostra una parte della rotazione del nucleo vista dal radar di Arecibo .

Immagine radar della cometa 46P/Wirtanen riprese il 15 dicembre dal radiotelescopio di Arecibo. Il nucleo ruota una volta ogni 8,9 ore in senso antiorario. Questa animazione copre una durata di 1,4 ore. Combinando immagini acquisite nell’arco di diversi giorni, si potrà costruire un modello della forma del nucleo della cometa ).

(Immagini radio e ottiche della 46/P Wirtanen - Natale 2018)

Articolo dal blog di Bacci Paolo del GAMP: 46P/Wirtanen 

Immagine tratta da Gruppo Astrofili Montagna Pistoiese, dai loro studi relativi alla cometa 46P/Wirtanen ).
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LA GRANDE COMETA del 2020
C/2020 F3 (NEOWISE)

( Cometa C/2020 F3 (NEOWISE) Foto di Antonello Atzeri Astrophotographer, in data: 19/07/2020 ore 22:27 presso la località di Sestu (CA) - fotocamera: Nikon D3200 + tamron 70/300 @ 135mm f4,2 ISO: 400 - montatura: skywatcher heq5 pro sinscan 38 pose da 15sec - no dark flat bias - Immagine sottoposta a diritti riservati - Gentilmente concessa ad uso didattico per questo blog INSA direttamente dall'autore ).

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

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

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

La cometa fotografata da Salt Lake City ).

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


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

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

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

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

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

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

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

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

Cometa C/2020 F3 (NEOWISE) Foto di Antonello Atzeri Astrophotographer, in data: 19/07/2020 ore 22:27 presso la località di Sestu (CA) - fotocamera: Nikon D3200 + tamron 70/300 @ 135mm f4,2 ISO: 400 - montatura: skywatcher heq5 pro sinscan 38 pose da 15sec - no dark flat bias - Immagine sottoposta a diritti riservati - Gentilmente concessa ad uso didattico per questo blog INSA direttamente dall'autore ).
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LA COMETA del 2021-2022
C/2021 A1 (LEONARD)

La C/2021 A1 (Leonard) o Cometa Leonard è una cometa, con un'orbita retrograda di lunghissimo periodo. Il 15 dicembre ha avuto un outburst ed è passata da magnitudine +5.1 a +3.2, rendendola più facilmente osservabile con un piccolo telescopio o un binocolo, e pure ad occhio nudo in condizioni favorevoli.

Scoperta:
La cometa è stata scoperta da Greg Leonard come una debole macchia, il 3 gennaio 2021 usando il riflettore da 1,5 m di diametro posto sul monte Lemmon della Catalina Sky Survey, presso Tucson in Arizona - USA, quando era ben oltre l'orbita di Marte a circa 5,1 UA dal Sole e a 4,9 UA dalla Terra, ma si è subito verificato che la sua orbita avrebbe portato questa palla di ghiaccio nel sistema solare interno, passando vicino sia alla Terra, sia a Venere, nel mese di dicembre del 2021 prima che poi piombi verso il Sole all'inizio di gennaio 2022.


Successivamente è stata rilevata su registrazioni in immagini di pre-scoperta (sempre nell'ambito della Mount Lemmon Survey) risalenti all'11 aprile 2020.

Osservazioni:
La cometa ha continuato ad avvicinarsi alla Terra in modo anonimo fino circa al 10 ottobre, quando è stata osservata sulla cometa una coda di polvere corta ma densa. 


13 novembre:
Immagine di Dan Bartlett .
La cometa Leonard è stata catturata qui poco più di una settimana fa mentre presentava già una chioma verde ed una estesa coda di polveri. L'immagine è il risultato della somma di 62 immagini riprese con un telescopio di moderate dimensioni: una serie di esposizioni che inseguiva la cometa, mentre un'altra serie inseguiva le stelle sullo sfondo. Le esposizioni sono state fatte dai cieli oscuri al di sopra delle sierre orientali, vicino a June Lake in California, USA. 


17 novembre:
Da Rolando Ligustri.

C/2021 A1 (LEONARD) RIPRESA Da Rolando Ligustri. La cometa C/2021 A1 (Leonard) era "vicina" alla galassia Ngc 4395. Ripresa in remoto 2021/11/17 h 11:30 circa con Apo 106/530 ccd PL11002 L = 3x300sec ).

24 novembre:
Immagine: Gregg Ruppel .
La cometa Leonard e la galassia balena: Il 24 novembre scorso, attraversando i cieli settentrionali prima dell'alba, la cometa Leonard (C/2021 A1) è stata catturata tra due galassie in questa immagine telescopica.  Con una chioma verdastra, la coda polverosa della cometa sembra arpionare il cuore di NGC 4631 (in alto), nota anche come Galassia Balena. Ovviamente NGC 4631 e NGC 4656 (in basso, alias la Mazza da Hockey) sono galassie di fondo a circa 25 milioni di anni luce di distanza, mentre invece in quella data la cometa si trovava a circa 6 minuti luce dal nostro pianeta. 


3 dicembre:
LA COMETA E L'AMMASSO STELLARE
La cometa Leonard (C/2021 A1) ha appena avuto un incontro ravvicinato con l'ammasso globulare M3.
Il 3 dicembre, l'astrofotografo austriaco Michael Jaeger ha catturato la cometa che passava sopra una sfera formata da quasi un milione di stelle.
Gli astronomi dilettanti di tutto il mondo hanno assistito alla straordinaria congiunzione, anche se nessuno l'ha catturata in posizione così ravvicinata come ha fatto Michael.
Lo spettacolo sta per divenire ancora più avvincente. 


10 dicembre :
La cometa Leonard (C/2021 A3) si sta avvicinando alla Terra per un incontro ravvicinato (a 35 milioni di km di distanza) il 12 dicembre. 
Da lunedì la luminosità della cometa è quasi triplicata, ed è ora di magnitudine +5, rendendola un facile bersaglio per i binocoli ed i telescopi amatoriali. L'astronomo dilettante Michael Jaeger invia questa foto da Turmkogel, Austria, con la coda che è lunga più di 10 gradi.
Jaeger ha scattato la foto al margine di una tempesta invernale. 
Ho guidato per molti chilometri per trovare un vuoto tra le nuvole", racconta. Al momento dell'esposizione, ero a 1100 metri sul livello del mare con una temperatura di -6°C, vento forte e aria nevosa ".
Ha anche dimenticato di dire che erano le 4 del mattino. È allora che dovevi svegliarti per trovare la cometa. La cometa Leonard è attualmente nella costellazione del Serpente che si tuffa in direzione del sole mattutino. L'ora mattutina e la diminuzione della quota di osservazione possono rendere la cometa Leonard una sfida da fotografare nonostante la sua luminosità crescente, ma ciononostante gli astronomi dilettanti stanno ottenendo buoni risultati.


Resoconto di Claudio Prà:
'' Stamattina, 10 dicembre, alle ore 4.30 T.U. ho ri-osservato la Leonard. Seppure relativamente bassa in cielo è risultata visibile ad occhio nudo, percepibile come una piccola chiazza. Non spicca, ma con la visione distolta è sicuramente rilevabile. Al Binocolo 20x90 è evidente il suo falso nucleo e molto luminosa la chioma più interna. La coda è invece tenue, lunga circa 1,5°. Anche al binocolo 10x50 la cometa è bella ed è visibile senza problemi anche la coda. Comparandola al vicino ammasso globulare M5 l'ho valutata di +5 mag ''.

Il 12 dicembre la cometa Leonard ha fatto il suo massimo avvicinamento alla Terra, a soli 35 milioni di chilometri di distanza. La maggior parte degli esperti ha riferito che la cometa ha raggiunto la magnitudine +4, quindi era un oggetto facile da vedere con piccoli telescopi e visibile ad occhio nudo da siti con un cielo scuro.

20 dicembre:
Da Daniele Gasparri:
'' La cometa Leonard ora è ben visibile a occhio nudo e al telescopio è spettacolare! Questa è una foto scattata ieri sera (20 dicembre) dal deserto di Atacama con un piccolo Newton Skywatcher da 130 mm di diametro ''.


21 dicembre:
Cometa C/2021 A1 Leonard il 21 dicembre 2021 alle 11:15UT. C11 RASA f/2.2 + Canon 6D. 3 minuti. FOV 3 gradi. Nord su. Swan Hill, Victoria, Australia.
1 giorno post sfogo.
Anche se la cometa si è un po' sbiadita (stimato +3,5 mag) lo sviluppo è massiccio.
Si sono formati dei fianchi con coda di ioni, un cappuccio parabolico e una coda corta di polvere.


21 dicembre:
Da Daniele Gasparri, presso Atacama:
'' Ancora ben visibile a occhio nudo (e posso giurare di aver intravisto la coda), la cometa Leonard ora possiede una coda lunghissima, oltre 10°! L'ho fotografata ieri sera (21 dicembre) contemporaneamente con il mio telescopio da 130 mm di diametro (foto a destra) e con un obiettivo da 105 mm su fotocamera full frame Sony A7S (a sinistra). Non avrei mai pensato che la coda fosse talmente lunga da uscire dal campo dell'obiettivo. Con il cercatore da 6X30 del mio telescopio la coda già si vedeva bene e usciva addirittura dal campo, ma se non avessi avuto la prova fotografica non avrei creduto a quello che stavano osservando i miei occhi. 
Rispetto al giorno precedente (20 dicembre) la cometa è diversa: la coda è più raccolta, più colorata e meno ricca di dettagli nelle zone centrali, mentre la periferia è più irregolare. 
Una delle cose belle delle comete è proprio la loro variabilità: ogni giorno cambiano aspetto in una maniera imprevedibile. Chissà come diventerà nei prossimi giorni ''.


25 dicembre:
Notevole disconnessione della coda, della C/2021 A1 Leonard, come si vede nella foto qui sotto di Gerald Rehmann, presso Tivoli farm, in Namibia, ASA 12" f/3.6 .


3 gennaio 2022:
La cometa Leonard (C/2021 A1) è al perielio, il suo massimo avvicinamento al Sole (0,61 AU). L'intenso calore solare ha dato alla cometa una delle code più belle che gli astronomi abbiano mai visto. Gerald Rhemann ha ripreso questa immagine la vigilia di Capodanno utilizzando un telescopio da 30cm a Farm Tivoli, in Namibia.
'' Oggi ci si può attendere una visione ancora più bella, poiché la luce del Sole che colpisce il nucleo ghiacciato della Leonard raggiunge il suo apice. 
La cometa non era stata così riscaldata da più di 80.000 anni! Gli osservatori dell'emisfero australe sono favoriti mentre la cometa scivola attraverso le costellazioni di quell'emisfero brillando come una stella di quinta magnitudine ''.


10 gennaio 2022:
Foto di Giuseppe Pappa.


Nel complesso, tuttavia, la cometa ha mostrato una curva di luce coerente con le previsioni, con la cometa che calava a +4,5 il 22/23 dicembre (Goiato & Gonzalez), ma era a +3,5 il 23/24 dicembre (Amorim). Alexandre Amorim ha riferito di aver visto dei getti nel suo rifrattore da 90 mm. 
Le osservazioni sono continuate fino al 28 gennaio, quando Chris Wyatt l'ha stimata di +8,5 nel suo riflettore da 25 cm. 
Poi la cometa si è molto avvicinata prospetticamente al Sole rendendo impossibili le osservazioni da Terra vista la poca distanza angolare.

Disintegrazione:
È stata poi recuperata tra la fine di febbraio e l'inizio di marzo dopo la congiunzione solare e le immagini suggeriscono che la cometa si sta disintegrando, difatti la chioma risulta senza un'evidente condensazione centrale. 
David Seargent suggerisce che la disintegrazione potrebbe essere già iniziata alla fine di gennaio poiché la sua immagine del 22 gennaio mostrava la coda più prominente della testa.

Dati fisici:
Sappiamo poco nella natura del nucleo ma possiamo dire che le dimensioni risultano molto piccole.

Curva di luce dal sito di Seiichi Yoshida ).

ParametriValore
Errori
Note
[M1] comet total magnitude+12.50.9
2 parametri da 1933 osservazioni
[K1] comet total magnitude slope+4.5
(autocmod 3.0a)

Parametri orbitali:
Dalla sua scoperta, gli elementi orbitali di quella che attualmente è un'orbita iperbolica temporanea sono stati determinati da 2281 dati di osservazione in un periodo di 1 ¾ anni. 
La cometa si trova attualmente ancora nella regione planetaria del sistema solare e i parametri orbitali potranno essere determinati in modo ancora più preciso con ulteriori osservazioni. Le seguenti informazioni sono quindi da intendersi solo come una valutazione dei parametri di percorso attualmente noti.
L'orbita della cometa è inclinata di circa 132,685° rispetto all'eclittica, cioè corre molto inclinata rispetto ai piani orbitali dei pianeti e percorre la sua orbita in direzione opposta (retrograda) ad essi. 
Nel punto più vicino al Sole (perielio) il 3 gennaio 2022, la cometa si trovava a circa 92,0 milioni di km dal Sole (0,615 UA), leggermente all'interno della portata dell'orbita di Venere.
Il suo Argomento del perielio è di 225,088°, da una Longitudine del nodo ascendente di 255,89°.

Il 12 dicembre 2021, la cometa si è avvicinata alla Terra entro circa 34,9 milioni di km (0,23 UA) e il 18 dicembre era passata a una distanza insolitamente piccola di soli 4,3 milioni di km da Venere. 
Il 6 gennaio 2022, ha avuto un approccio a Mercurio a circa 59,2 milioni di km e il 21 marzo 2022 passerà a una distanza di circa 87,0 milioni di km da Marte.

( Diagramma orbitale al perielio del 3 gennaio 2022 - JPL ).

Evoluzione dell'Orbita:
Secondo gli elementi orbitali forniti nel database del JPL, che tengono conto anche delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,999697 molto prima del suo passaggio attraverso la sistema solare interno intorno, con un periodo orbitale di circa 92.000 anni.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, ed in particolare a causa dell'avvicinamento a Giove del 9 febbraio 2022 a quasi 4,5 UA e a Saturno il 22 maggio 2022 a circa 8,67 UA, la sua eccentricità orbitale si è poi ridotta a circa 0,999667 e il suo semiasse maggiore intorno a 1840 UA, accorciando quindi il suo periodo orbitale a circa 79.000 anni.
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COMETA PREVISTA nel 2024
12P/2020 M1 (PONS-BROOKS)

La 12P/2020 M1 già recuperata passerà al perielio nella primavera del 2024, e potrebbe diventare appena visibile ad occhio nudo con una luminosità massima di +5 mag.
Passaggio al perielio previsto per il 20 aprile.

Previsioni:
Osservazione sfavorevole ad occhio nudo, telescopicamente è già stata recuperata il 17 giugno 2020, quasi 4 anni prima del suo perielio, mentre si trovava a circa 11,9 UA dal Sole.

Avvistamento del 17/06/2020 ).

Come nel 1954, la geometria della visione nel 2024 è relativamente sfavorevole. Durante la corsa fino al perielio la cometa rimane sul lato opposto del sole dalla Terra, sebbene si troverà ben a nord del sole e quindi osservabile dall'emisfero settentrionale nel cielo serale. Nell'approccio finale al perielio l'elongazione rimane piuttosto piccola, essendo di circa 37 gradi a metà marzo e si restringe a 29 gradi all'inizio di aprile e a 21 gradi al momento del passaggio del perielio. 
Poiché la cometa è, intrinsecamente, piuttosto luminosa, può raggiungere un picco di luminosità di circa +5 magnitudini. 
Dopo il perielio viaggerà verso sud e sarà visibile dall'emisfero meridionale. anche se ancora con un'elongazione relativamente piccola, all'inizio mentre si allontana e svanisce. 

Percorso della cometa per questo ritorno ).

Dov'è la cometa? '' https://theskylive.com/where-is-12p ''.
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A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.


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