Ya
era yo lo que no era,
Cuando
apareció el cometa.
Del
mar de Cádiz, Sofía,
Saltaba
su cabellera.
¡Ay,
quien se la peinaría!
Con
un escarpidor fino,
Salí
a la ribera mía.
¡Suéltate
la cauda, madre,
que
se la peine Sofía!
¡Ya
era yo lo que no era!
Nací
para ser marino
Y
no para estar clavado
En
el tronco de este árbol.
Dadme
un cuchillo.
¡Por
fin, me voy de viaje!
-¿Al
mar, a la luna, al monte?
-¡Qué
sé yo!¿Nadie lo sabe!
¡Dadme
un cuchillo!
(Elegía
del cometa Halley) Rafael Alberti
COMETA LINEAR C/1999 S4.
Carles Labordena
El cometa LINEAR c/1999 S4 es un cometa de brillo
bajo, pero que se acerca relativamente cerca de la Tierra
y por tanto se preveía el que fuera observable sin grandes
instrumentos ópticos. Es un caso similar al del cometa Hyakutake,
salvo que éste último tuvo un acercamiento a la Tierra bastante
mayor: por eso el Hyakutake, un cometa común, llegó a ser
visible fácilmente desde las ciudades con gran contaminación
lumínica, mientras que el LINEAR apenas ha sido visible
desde cielos muy oscuros. Fue descubierto el pasado mes
de octubre de 1999 gracias al sistema de seguimiento y detección
automática de objetos cercanos a la Tierra LINEAR En esta
foto tomada por J.Muñoz, Pepe Manteca y otros desde el Montseny,
se aprecia en todo su efímero "esplendor".
El cometa alcanzó su perigeo el día 23 de julio, a 55 millones
de kms, Pero demás, poco después, este cometa también tuvo
su máximo acercamiento al Sol (perihelio), que lo llevó
el día 25 de julio a 11 millones de kms del Sol.
En Enero el cometa estaba en la magnitud 14ª,
pasando tras su paso detrás del Sol en Marzo a la magnitud
11ª a primeros de Mayo. Posteriormente, en Junio
pasó por la constelación de Perseo durante la madrugada,
y en Julio cruzó la Osa Mayor a primeras horas de la Noche.
Este cometa se ha visto envuelto en una cadena de predicciones
contradictorias, en un principio Mark Kidger apostaba por
una magnitud en su máximo sobre la 4ª a 6ª,
afinando posteriormente a la 5-5'5ª. Las predicciones
oficiales eran de que se acercaría a la 3'7ª .
Posteriormente se fue comprobando que no sería tan brillante
y a primeros de Julio Pepe Manteca, Jonathan Shanklin y
Victor R.Ruiz pensaban que sería 2 magnitudes más débil
que lo previsto. Mark Kidger pensaba que observadores situados
en lugares muy oscuros estaban viendo una coma más extensa
y débil, con lo cual daban magnitudes globales más altas
para el cometa, cercanas a la 5ª, con la posibilidad
de ser visible a simple vista.
En Julio la cola se desarrolló y las imágenes mostraban
bastante estructura en la cola de gas, hacia la tercera
semana del mes el núcleo fue más activo, con gran brillo,
hasta el dia 18, en el que empieza a detectarse una desconexión
en la cola y la actividad empieza a decaer, siendo el cambio
muy llamativo la noche del 24 de Julio, en el que el brillo
del núcleo baja brutalmente, observándose una condensación
alargada y poco luminosa. A partir de aquel momento el cometa
decae en el plazo de 4 días 2 magnitudes, perdiéndose a
finales de mes entre las luces del anochecer, no siendo
observado por miembros de la SAC.
La explicación que da Mark Kidger es de que
el núcleo se ha fragmentado, se ha roto, a su paso por el
perihelio. No es la única explicación posible, de hecho
Hergenrother habla de otros cometas que han decaído en su
magnitud en estas circunstancias, como el C/1997 N1 (Tabur)
y otros 7 en los últimos 13 años, proponiendo para el LINEAR
el que la región activa del núcleo pasase por rotación a
la sombra del Sol, con lo que perdería actividad, e incluso
el posible desarrollo de una costra que impidiera la actividad
del núcleo. Esto ocurre en cometas con un núcleo pequeño.
Según Brian Marsden, desde 1974 (cometa Bennett) no se ha
visto nada igual, refiriéndose a la desintegración de un
cometa.
Zdenek Sekanina opina que el LINEAR puede tratarse de un
fragmento de un cometa más grande.
En imágenes posteriores tomadas con la Cámara de
Campo Ancho (Wide Field Camera) del ING (Isaac NewtonGroup),
a través de un filtro rojo, no revelaban la presencia de
ninguna estructura en la coma del cometa que pueda ser un
resto sólido de su núcleo. Si aún existía algún núcleo activo
del LINEAR, su diámetro no podía ser mayor que unas pocas
decenas de metros. Según Kidger, "el núcleo del cometa
se ha desintegrado totalmente y que de él sólo queda una
nube de escombros". Imagen del IAC.
"Seguramente –explica el astrofísico del IAC-,
el cometa LINEAR fue un objeto mucho más pequeño de lo que
su brillo y actividad indicaban; en vez de los 2 km de diámetro
calculado inicialmente, es probable que el núcleo del cometa
tuviera un diámetro de apenas 200 ó 300 metros".
El reducido tamaño del cometa y la fuerte disminución de
su actividad durante las últimas semanas antes de su paso
por el perihelio (máxima aproximación al Sol) hacen pensar
que la rotura del núcleo no se debió a ninguna explosión,
ni a ninguna actividad violenta en el cometa, sino al desgaste
del hielo del núcleo. (Se cree que el núcleo de un cometa
es una bola compuesta de pequeños bloques de material "rocoso",
aunque se parecen más a "bloques de barro", sujetos
por un "cemento" de hielo).
"La desintegración del cometa LINEAR se puede explicar
–señala Mark Kidger- por la proximidad del cometa al Sol
sumada al pequeño tamaño inicial de su núcleo, factores
que dieron lugar al desgaste total del hielo que mantenía
unido al cometa. Al volatilizarse todo el cemento de hielo,
los bloques de material rocoso se separaron y siguieron
fragmentándose, dando lugar a la nube de escombros que se
observa expandiéndose desde el antiguo núcleo del cometa".
Las observaciones con el Telescopio "Isaac Newton",
de 2,5 metros de diámetro, del ING, han demostrado que la
velocidad de expansión de la nube de fragmentos ha ido aumentado
con el tiempo, siendo a primeros de Agosto unos 50 m/s desde
la rotura del núcleo el día 25 de julio. Otros cometas que se han fragmentado han seguido
visibles un cierto tiempo, pero el LINEAR se ha degradado
rápidamente a una pequeña nubes de escombros, como se puede
observar en la siguiente imagen obtenida por el VLT ANTU
de la ESO.
Ha sido un cometa débil pero que nos ha deparado el espectáculo
de su desintegración ante nuestras narices.
Respecto de una eventual lluvia de meteoros que algunos
medios manejaban, Mark nos dice, que la distancia mínima
Linear-Tierra es de 0.18UA y, por tanto, NO SE ESPERA una
lluvia.
De todas formas no hay que desesperar, nos queda en Diciembre
otro cometa, espero que algo más consistente.
Finalmente quiero agradecer desde estas páginas a Mark
Kidger la ayuda que nos brinda, con sus siempre tan oportunas
informaciones, modelo de cooperación entre profesionales
y aficionados.
Desde el 29-5-00 con datos propios.
| Dia |
Autor |
Hora TU |
Instrum. |
Mag. |
Coma |
Cola |
Lugar |
Notas |
| 29/5/00 |
CLB |
2h55m |
Sc200x50 |
10.5 |
1x2' |
- |
Desierto L.P. |
Sin condensación
del núcleo |
| 2/7/00 |
CLB |
1h45m |
Sc200x50.
P10x80 |
8.5 |
3' |
14' |
Xiva de M. |
Ligera condensación |
| 11/7/00 |
CLB |
2h10m |
Sc200x50.
P10x80 |
8.1 |
3' |
12' |
Castellón.
Tossal |
Jet central |
| 21/7/00 |
CLB |
21h10m |
P10x50 |
7.5 |
5' |
30' |
Madeira |
|
| 23/7/00 |
CLB |
21h01m |
Sc200x50.
P10x80 |
6.6 |
7' |
30' |
Castellón.
Tossal |
Núcleo luminoso
y puntual |
| 24/7/00 |
CLB |
20h58m |
Sc200x50.
P10x80 |
6.4 |
7 |
60' |
Serra D'Engar. |
Muy concentrado |
| 25/7/00 |
CLB |
20h48m |
Sc200x50.
P10x80 |
6.7 |
5' |
20' |
Castellón.
Tossal |
No aprecio
núcleo luminoso |
| 28/7/00 |
CLB |
20h56m |
Sc200x50.
P10x80 |
8.4 |
5' |
20' |
Penyagolosa |
Núcleo difuso |
| 29/7/00 |
CLB |
20h56m |
Sc200x50.
P10x80 |
8.6 |
5' |
15' |
Penyagolosa |
Apenas núcleo |
DIBUJOS
Tomados con un SC 200 mm, a 50x por el autor del artículo.
Inicio
de página
EL COMETA IKEYA-ZHANG
Carles Labordena y Carlos Segarra.
El cometa Ikeya-Zhang, c/2002 c1, fue descubierto
por los astrónomos aficionados Ikeya, japonés, y Zhang,
chino. Ikeya es el descubridor de varios cometas en la década
de los 60. Este es el primer descubrimiento realizado por
Ikeya en muchos años. Su primer cometa fue el C/1963 A1
(Ikeya) y fue seguido por el C/1964 N1(Ikeya), el famoso
y brillante C/1965 S1 (Ikeya-Seki), el C/1966 R1 (Ikeya-Everhart),
el C/1968 Y1 (Ikeya-Seki) y el C/1970 U1 (Suzuki-Sato-Seki).
Desde entonces, aunque ha recuperado numerosos cometas peridicos,
el C/2002 C1 es su primer cometa nuevo. Se trata de un auténtico
cazador de cometas. También es el primer cometa descubierto
visualmente desde China desde hace varios siglos.
Al observar la órbita se puso de manifiesto rápidamente
que se trataba de un cometa periódico, el de mayor período
conocido. Según los expertos Suntoro Nakano y Mail Meyer,
el cometa tenía un parecido considerable con un objeto observado
en 1532, según la órbita calculada por Olbers en 1787. Ese
cometa se descubrió el 2 de septiembre como un objeto con
una cola de dos grados en Geminis. La cola creció hasta
medir 30 grados y el cometa se vio hasta finales de diciembre.
Debe decirse que la órbita del cometa de 1532 no está muy
bien determinada, además tuvo una magnitud absoluta mucho
más brillante que el Ikeya-Zhang. Otra posibilidad, según
propone entre otros Mark Kidger, es que se trate de un retorno
del cometa de 1661/c1, con una órbita y magnitud absoluta
similares al c/2002 c1. Hay expertos que opinan podrían
datarse retornos en los años 877 (dudoso), 1273, 1661 y
2002, tratándose tal vez el 1532/r1 de una fragmentación
del cometa principal. El aumento rápido de la luminosidad
del cometa Ikeya-Zhang al aproximarse al sol también es
consistente con un cometa periódico, además, las últimas
correcciones de la órbita dan como paso anterior mas probable
en Marzo de 1659, una fecha muy consistente con el 1661/c1,
teniendo en cuenta las diversas alteraciones que ha podido
sufrir la órbita durante este tiempo, por presión de radiación,
rotacionales y gravitacionales.
Los siguientes elementos orbitales están extraídos del
MPC 45654:
Epoch 2002 Mar. 27.0 TT = JDT 2452360.5
T 2002 Mar. 18.9796 TT MPCN
q 0.507067 (2000.0) P Q
z +0.019636 Peri. 34.6671 -0.5491412 -0.6906947
Node 93.3698 +0.6196001 -0.7142886
e 0.990043 Incl. 28.1207 +0.5608383 +0.1128390
From 899 observations 2001 Aug. 25-2002 May 19. Nongravitational parameters
A1 = +0.55, A2 = -0.1238.
DIBUJO DE LA ÓRBITA:
Según
estos elementos, el período del cometa es de 341 años, coincidiendo
de este modo con el cometa de 1661 observado por Johannes
Hevelius. Muy probablemente, la denominación definitiva
será 153P Ikeya-Zhang, por ser un cometa periódico visto
en al menos dos pasos por el perihelio.
El cometa fue descubierto el día 1 de Febrero y al día
siguiente ya fue posible obtener una medida del cometa por
uno de los autores, maravillas del correo electrónico. En
aquel momento se trataba de un cometa pequeño, visible con
instrumental de aficionado pero sin un interés especial.
La previsión era de que alcanzase la 4ª magnitud en el perihelio
el día 18 de Marzo, pero el máximo brillo lo alcanzó 2 semanas
más tarde, y por una vez, superando las previsiones, pues
llegó ha superar la 3ª magnitud, ofreciendo un bonito espectáculo
a simple vista por aquellas fechas. Atravesaba las constelaciones
de Piscis y Andrómeda, desarrollando una cola bastante grande,
que con prismáticos se apreciaba compleja, y un núcleo activo,
de aspecto estelar. Este hecho de tener una magnitud mayor
después del perihelio, un fenómeno de asimetría de la curva
de brillo, ha sido producido por una exposición de nuevas
áreas de la superficie del cometa a la acción de los rayos
solares, con la consiguiente mayor actividad de los chorros
y formación de una coma más activa, parece ser que hubo
un estallido (outburst) de la actividad cometaria.
Posteriormente el brillo decayó más despacio debido a que
coincidía con un mayor acercamiento del cometa a la Tierra,
máximo entre el 8 de Abril hasta el 23 de Mayo. Se podía
observar en aquellos momentos un núcleo menos activo y brillante
pero una coma mayor. Por esos días, 4 a 5 de Abril, se acercó
mucho a la galaxia M31, proporcionando bellas vistas y extraordinarias
fotografías. Eran dos astros de tamaño similar pero a distancias
enormes uno de otro. Los días 20 a 30 del mismo mes surcó
la rica zona de Cepheus, derivando hacia Hércules, con el
acercamiento al cúmulo globular M13 a mitad de Mayo, y a
finales de este mes llegó a la Corona Boreal. En Julio atravesó
el ecuador celeste para ir a visitar el firmamento austral,
por aquellos días todavía se podía apreciar, con dificultad,
con pequeños telescopios, como una nubecilla alargada.
En observaciones visuales efectuadas en aquella
época, entre ellas las de los autores del artículo, se aprecia
un mayor brillo y tamaño de la coma que en observaciones
CCD, limitadas a observar la parte central de la coma y
el núcleo. Posteriormente, al alejarse el cometa de nuestro
planeta, las observaciones visuales y con CCD son más coincidentes.
En las observaciones de Carlos Segarra se aprecia muy bien
que la longitud de la cola es mayor hacia el perihelio,
alcanzó los 4ª, y presenta un giro en su orientación conforme
pasa por esta posición. Como ya se ha señalado anteriormente,
la cola presentaba una estructura compleja en los días posteriores
al perihelio, desarrollando una potente cola iónica y también
una cola de polvo.
Otro fenómeno curioso que se ha observado en este cometa
es la formación de anticolas. Según Ferrín, las condiciones
que permiten la observación de la anticola son:
1. Tierra en el plano orbital del cometa.
2. Angulo Sol-cometa-Tierra mayor de 90º
3. "Que el cometa tenga partículas grandes"
4. Que el cometa haya pasado por el perihelio.
La anticola está formada por partículas grandes que se
desprenden del cometa y van cayendo hacia el Sol a lo largo
del plano orbital, de ahí la condición 1. La condición 2
es muy difícil que se cumpla, ya que implica que la posición
del cometa sea interior con respecto a la Tierra. Revisando
algunas anticolas observadas, esta condición no se estaba
cumpliendo en casi ningún caso, por lo tanto, no parece
considerarse esencial según Julio Castellano. La tercera
es incalculable con los elementos orbitales y la cuarta
fue incluida por Ferrín interpretando que durante el perihelio
es cuando más partículas se desprenden. Aún cumpliéndose
estas condiciones, no siempre es posible observar este fenómeno.
Según el programa Orbitas del mencionado Julio Castellano
la previsión de anticola en el Ikeya-Zhang estaba para el
día 25 de Junio, y en observaciones CCD realizadas en fechas
inmediatamente posteriores se demuestra una pequeña anticola.
CURVA DE LUZ
Obtenida con las observaciones de los autores.
DIBUJOS Y FOTOS:
Obtenidas por Carles Labordena
Inicio de página
29P Schwassmann-Wachmann 1:
Cometa periódico con órbita casi circular, que no se eleva
muchos grados sobre el horizonte desde las latitudes templadas
del hemisferio Norte. Presenta frecuentes estallidos que
elevan su magnitud unos o dos puntos y lo hacen más fácilmente
visible visualmente.
Es posible que el mecanismo de sus estallidos sea la propagación
de ondas térmicas cálidas en el interior de su núcleo, que
dispare la sublimación de gas CO.
C/2002 O4 Hoenig:
Fue hallado casualmente por S. Hoenig mientras observaba
cúmulos globulares, descubierto visualmente el 22 de Julio
de 2002. Este aficionado alemán lo observó por primera vez
cuando estaba contemplando cúmulos estelares con su telescopio
de 250mm. Se dio cuenta que un objeto difuso de la 12ª magnitud
no se correspondía con ningún cuerpo celeste en la zona,
y que se desplazaba a lo largo de la noche.
Aún así mantuvo la sangre fría como para retirarse a descansar
y al día siguiente consultar con cartas más detalladas y
en la web de la IAU, dando aviso posteriormente al CBAT,
organismo encargado de recoger estas alarmas. Se intentó
en los días posteriores recuperarlo pero no fue posible
hasta cinco días después gracias a Nakamura y Kadota, desde
Japón en una imagen CCD.
En las semanas siguientes fue visto con una magnitud superior
a lo calculado, con magnitudes que lo hacían fácilmente
accesible con pequeños instrumentos. Su trayectoria circumpolar
lo llevó a que se perdiera al atardecer, a primeros de Octubre,
en el horizonte noroeste.
Atravesó las constelaciones de Pegasus, Lacerta, Cepheus,
Ursa Minor, Ursa Major y Canes Venatici.
La cola alcanzó una longitud de 10’ el día 10-8-02.
Su aspecto fue medianamente concentrado.
C/2002 X5 Kudo - Fujikawa:
Tetuo Kudo desde Japón, con unos prismáticos 20x120 descubre
el cometa, junto Shigehisa Fujikawa, también desde Japón,
el día 14 de Diciembre de 2002.
El c/2002 X5 Kudo-Fujikawa se estimó inicialmente que alcanzaría
magnitudes cercanas a 0ª cerca del perihelio, que por cierto
pasaba muy cerca del Sol, con la consiguiente posibilidad
de su fragmentación. La
evolución que tuvo desmintió estas perspectivas, observando
el 16 de diciembre una magnitud de 7.9ª no pasando de la
5.8ª el día 12 de Enero. Los días 7 al 11 de dicho mes desarrolló
una pequeña cola de unos 12 minutos de longitud.De
todas formas se obtuvieron bonitas imágenes en su acercamiento
al Sol con el coronógrafo del satélite SOHO. El cometa 2002
X5 Kudo-Fujikawa pasó a ser visible desde nuestras latitudes
nuevamente a finales de Marzo muy bajo en el horizonte vespertino,
entre las constelaciones de Eridanus, Orión, Hércules y
Aquila, aunque con una magnitud bastante inferior a la que
tuvo en Enero, entre la 10ª y la 11ª y bastante difuso,
el 19 de Marzo se asignó
una magnitud de 10.5ª.
Imagen del c/2002 X5, con el SOHO
C/2002 V1 NEAT:
Este cometa, el c/2002 V1, descubierto por el instrumento
NEAT, ha pasado lo contrario, de unas estimaciones iniciales
bastante mediocres se ha pasado a unas magnitudes asequibles
con pequeños prismáticos, desplazándose de posiciones cenitales
a principio de la noche en Piscis a acercarse al horizonte
sudoeste en Febrero, atravesando las constelaciones de Piscis
y Aquarius. En el mes de Febrero hemos asistido al
esplendor del cometa 2002 V1 camino de su perihelio, muy
cercano al Sol, a 0'1 u.a.; concentrado, en el límite de
visibilidad a simple vista, con el desarrollo de una pequeña
cola de 90' el 1-2-2003 y que nos ha proporcionado magníficas
imágenes con el coronógrafo del satélite SOHO. Se perdió
en el hemisferio sur.
Imagen
tomada con el satélite SOHO del c/2002 V1 .
El cometa V1 2002 NEAT se empezó a observar el 19 de diciembre
de 2002 con magnitud 11.2ª por la tarde, pero ganó rápidamente
brillo y con mejor posicionamiento que el astro anterior,
teniendo a principios de enero la magnitud 8.6ª, a principios
de febrero la 5.1ª con una cola de un grado y medio, pudiéndose
observar a simple vista desde cielos oscuros y el día 11
del mismo mes alcanzó la 3.6ª, con una cola más pequeña
de medio grado, probablemente por efectos de perspectiva
y de su proximidad al sol, lo cual hacía que se observase
con la luz del crepúsculo vespertino. El mayor espectáculo
sin embargo vino después, cuando se acercó mucho al sol,
proporcionando el satélite SOHO unas magníficas imágenes,
siendo uno de los cometas más brillantes observados con
este instrumento, alcanzando una magnitud estimada de –6ª
o –7ª.
C/2002 Y1 Juels - Holvorcem:
El cometa 2002 Y1 Juels-Holvorcem,
un objeto descubierto por Charles W. Juels, E.U.A., y Paulo
Holvorcem, Brasil, el día 28 de Febrero con una CCD acoplada
a un refractor de 120mm f/5, ha sido visible durante
estos meses con una magnitud asequible, entre la 7ª a 8ª
pasando a observarse a finales de Marzo de 2002 con magnitud
cercana a la 6ª aunque muy bajo sobre el horizonte de la
madrugada. Atravesó Hércules, Draco y Lacerta. No ha desarrollado
apenas cola visualmente, siendo su aspecto medianamente
concentrado. Parece tratarse de un cometa pequeño, que ha
presentado algún paso anterior por su perihelio. El perihelio
lo tuvo el 15 de Abril.
C/2002 T7 LINEAR
Cometa descubierto por el instrumento LINEAR. Entre Enero y Febrero de 2004, bajo sobre
horizonte vespertino.
Cercanía al 2001 Q4 en hemisferio sur, mayo 2004. Se espera
brillante.
Esta es una gráfica conjunta con Jose Pablo Navarro, donde
se aprecian las magnitudes obtenidas con dos métodos de
determinación.
Este
cometa fue descubierto con mucha antelación a su paso por
el perihelio. Actualmente se puede observar con pequeños
telescopios e incluso con prismáticos, pero durante los
meses de marzo a junio se podrá contemplar a simple vista
si se cumplen las previsiones.
Fue descubierto por el instrumento LINEAR, un
telescopio automático de búsqueda de asteroides cercanos
a la Tierra,
con la 17.5ª magnitud, el 14-10-2002. Informado como asteroidal
en un principio, P. Birtwhistle y Great Shefford, (G.B.),
informan de que se trata de un posible cometa. La distancia
al Sol al descubrimiento es de 6’5 u.a.. El paso por el
perihelio ocurrirá el 23 - 4 - 2004 a 0.61 u.a. Parece ser
un nuevo cometa de la nube de Oort.
Las expectativas son de que en Febrero esté en la 7ª, bajo
sobre horizonte vespertino. desplazándose
por las constelaciones de Pegaso y Piscis e irá incrementando
su brillo en marzo, pero desde nuestras latitudes sólo será
visible hasta primeros de marzo, con una magnitud cercana
a la 6ª. Posteriormente, durante el mes de abril y principios
de mayo no es visible, y a finales de mayo se vuelve
a ver cuando pasa por las constelaciones de Lepus y Can
Maior, llegando entonces a una magnitud comprendida entre
la 3 y la 0, hasta pasar a ser visible de nuevo sólo
en el hemisferio sur en el mes de junio, perdiéndose en
las luces del atardecer.
En estas efemérides
debe tenerse en cuenta que la magnitud es global (no estelar),
con lo cual el cometa siempre presenta un grado de dificultad
visual mayor al que le correspondería si se tratara de una
estrella de la misma magnitud. Además la luminosidad real
de un cometa no siempre se ajusta a las previsiones.
Para las observaciones de cometas remitimos a los números
del FOSC donde se relatan los métodos de observación de
estos astros.
En mayo
de 2004 coincidió con otro cometa brillante, el C/2001 Q4
NEAT, en una zona cercana del cielo vespertino, al sudoeste.
Fue posible entonces que poder contemplar dos cometas visibles
a simple vista.
Los elementos
orbitales tomadas del MPC 49591:
Epoch
2004 Apr. 25.0 TT = JDT 2453120.5
T
2004 Apr. 23.0763 TT
MPCM
q
0.614585
(2000.0)
P
Q
z
-0.000807 Peri.
157.7380 +0.4343838
-0.8376024
+/-0.000003
Node 94.8580
-0.8683819 -0.2917634
e
1.000496 Incl.
160.5822 -0.2392145
-0.4618401
From
1581 observations 2002 Oct. 12-2003 Sept. 7, mean residual
0".5.
C/2001 Q4 ( NEAT )
Descubierto en imágenes CCD por el telescopio Schmidt de
1.2 m. de Monte Palomar en programa NEAT por H. Pravdo,
E. F. Helin, y K. J. Lawrence. Era entonces
un objeto de 20ª magnitud con una pequeña coma de 8”. Descubierto
a 10 u.a. del Sol su perihelio está previsto el 15 - 5 -
2004. Parece ser nuevo de la Nube de Oort, tal vez sufrió
algún paso previo por el interior del sistema solar.
Las expectativas eran de que alcanzase una magnitud entre
3ª y 6ª, más probable la 5ª. Debía ser brillante a partir
de mayo de 2004. Posible cola de 10º a 25º en mayo. Pasará
por Can Mayor y C. Menor, Unicornio, Cáncer, Lince y Osa
Mayor. Será visible con prismáticos en Julio, y sólo con
telescopio hasta fin de año.
Del c/2001 Q4 el autor hizo los días 5 y 6 de mayo medidas
del 2001 Q4 en magnitud 4.2 y una pequeña cola. Posteriormente
realiza 10 medidas visuales del cometa 2001 Q4 desde el
día 8 de mayo al 27 de junio, utilizando diversas localizaciones
de Castellón y prismáticos 11 x 80, en ellas se aprecia
una magnitud que va de la 3.8 hasta la 3.1 del día 15 de
mayo, cuando desarrolla una cola de 4 grados y pasa muy
cerca del cúmulo M44. Más tarde la magnitud desciende poco
a poco hasta la 6.8 a finales de junio. Se realizaron cinco
medidas visuales del cometa desde el día 4 de julio hasta
el 14 de agosto. En ellas aprecia un descenso paulatino
de la luminosidad, desde la 7 magnitud hasta la 8,9. Llegó
a observar una pequeña cola de 8 minutos el 17 de Julio.
El cometa fue visto desde el día 18 de septiembre hasta
el 16 de octubre. En ellas se aprecia el descenso paulatino
de la luminosidad, más suave que en meses anteriores, desde
la 10.2 magnitud hasta la 11. El 13 de noviembre y 11 de
diciembre
de 2004 estaba en magnitudes inferiores a la 11. El 7 de
enero de 2005 por debajo de la 11 igualmente. Finalmente
el 8 de marzo de 2005 estaba en la 12.
COMETA C/2004 Q2 MACHHOLZ
Estaba previsto que el cometa 2004
Q2 Machholz alcanzara una magnitud cercana a la contemplación
a simple vista, además de estar muy bien posicionado durante
el mes de enero de 2005. A primeros de año debía pasar muy
cercano al cúmulo de las Pléyades, magnífica oportunidad
para los astrofotógrafos.
Elementos orbitales MPC 52905 del cometa 2004 Q2
Época: 30,0 de enero de 2005
T: 24,9146 de enero de 2005
q: 1.205088
e: 0.999502 w:
19.5023
i: 38.5891 W:
93.6269
El
nuevo cometa 2004 Q2 se empezó a seguir el 19 de septiembre,
en la 10.3 y moderadamente concentrado, aunque muy bajo
sobre el horizonte durante las siguientes observaciones
de los días 17 y 28 de octubre, en las cuales aumentó su
actividad hasta la magnitud 8.6, algo inferior a lo esperado.
Gracias al
comportamiento del cometa, incluso mejor que las previsiones
más aceptadas, tuvimos un inicio de año en 2005 muy interesante.
A primeros de año ha estado el cometa pasando junto a las
Pléyades primero y posteriormente cerca del doble cúmulo
de Perseo, proporcionando estupendas imágenes.
El
cometa C/2004 Q2 lo siguió en 14 ocasiones, entre el 8 de
noviembre, en la 8 y moderadamente concentrado, aunque muy
bajo sobre el horizonte, hasta el 30 de diciembre, en la
3.8, muy concentrado, con dos colas, una larga, de 3 grados,
fina y azulada y otra más corta y amarillenta, cerca de
Tauro. Posteriormente ascendió a la 3.5ª, estando
muy concentrado, en los primeros 10 días de Enero, cuando
pasó cerca de las Pléyades. Su coma era de un color blanco
verdoso, indicativa de la gran producción de agua que tenía
en ese momento el cometa. Posteriormente descendió algo
su brillo, camino de su paso cerca del doble cúmulo de Perseo
y adoptó una forma de abanico. Los
días 2, 6, 8 y 26 de marzo, los días 6, 9, 15 y 25 de abril,
y el 6 y 7 de mayo. En esos días su magnitud se atenúa desde
la 6.1 hasta la 8.6, disminuyendo la concentración de la
coma y el tamaño de la cola.
Se fue acercando a la Polar menguando progresivamente su
magnitud.
Los días 28 de mayo, 17 y 29 de junio y el 7 de julio osciló
entre la 9.2 y la 11. El cometa lo siguió el 29 de julio
y 6 de agosto, en los cuales se mantuvo en un brillo de
la 12 magnitud, poco condensado.
Su
aspecto fue a primeros de enero muy concentrado, con dos
colas, una larga, de 3 grados, fina y azulada y otra más
corta y amarillenta, cerca de Tauro. Posteriormente conforme
se acercaba a Perseo sus colas fueron más cortas y abanicadas.
Finalmente, a finales de febrero apenas se apreciaba una
cola corta y ancha.
Fotografía del cometa c/2004 Q2 Machholz tomada el día
7 de Enero de 2005 a las 20h04m TU, desde La Serra d'Engarcerán,
Castellón. Objetivo 135mm, f2'5 guiado. Cámara Nikon FM.
Película Kodak Supra 800asa. Tiempo exposición: 10 min..
A
LA CAZA DEL COMETA.
Un cometa es un cuerpo pequeño, del orden de unas decenas
de kilómetros, compuesto de hielo y polvo, en órbita alrededor
del Sol. El nombre deriva del griego Kometes , que significa
cabellera. Los cometas se sabe que existen en gran número
en la nube de Oort y en el cinturón de Kuiper, más allá
de los planetas exteriores. Desde ahí pueden ser perturbados
por la influencia gravitacional de las estrellas próximas
hacia nuevas órbitas llevándolos hacia el Sistema Solar
interior, donde se vuelven visibles desde la Tierra. Cuando
un corneta se encuentra muy alejado del Sol, su núcleo es
un sólido congelado y brilla solo por reflexión de la luz
solar. A medida que el núcleo se acerca al Sol, se calienta
y libera gas y polvo, formando primero una coma y, en algunos
casos, una cola. El gas se ioniza y emite luz. Mientras
que el núcleo puede tener un tamaño de aproximadamente 1
Km, la coma se puede extender hasta 100 mil Km o más desde
el núcleo, y la cola, hasta 100 millones de Km. A pesar
de su tamaño, la coma y la cola de un corneta tienen una
densidad tan baja, que las estrellas de fondo pueden ser
observadas a través suyo. La masa de un corneta típico es
de quizás lOO mil millones de toneladas.
Cada
año son vistos desde la Tierra docenas de cometas a través
de telescopios o grandes prismáticos; actualmente la mayoría
descubiertos por instrumentos automáticos como el LINEAR
o el NEAT, o por telescopios espaciales como el SOHO, solo
unos pocos se hacen lo suficientemente brillantes como para
ser visibles a simple vista. La mayoría son” cometas periódicos,
o bien nuevos descubrimientos. El resto son nuevos cornetas
de periodo largo que aparecen por primera vez, con periodos
orbitales de más de 200 años. En la actualidad se conocen
unos miles de cometas, de los cuales el 75% son cometas
de periodo largo. Durante el paso a través del Sistema Solar
interior los cometas pueden ver alteradas sus órbitas por
la influencia gravitacional de los planetas, especialmente
Saturno y Júpiter. Un ejemplo espectacular fue el Cometa
Shoemaker-Levy 9, que impacto contra Júpiter en 1994.
Los cometas son frecuentemente
descubiertos por astrónomos aficionados que realizan búsquedas
con ese fin, mientras que otros son encontrados con fotografías
tornadas por seguimiento automático en los observatorios
de todo el mundo.
Se
les asigna el nombre del descubridor y designación basada
en la fecha en que fueron descubiertos.
Se
piensa que los cometas son planetesimales helados restos
de la formación de los planetas exteriores. La población
total de la Nube de Oort y del Cinturón de Kuiper puede
ser del orden del billón con b de objetos con una masa combinada
mayor que la Tierra. Las partículas de polvo más grande
de tamaño milimétrico y centimétrico, procedentes de los
cometas periódicos, dan lugar a las corrientes de meteoros.
A
simple vista, y con fondo de cielo muy oscuro, el ojo humano
es capaz de distinguir estrellas hasta de 6ª magnitud. En
el caso de los cometas, este limite queda reducido a la
4ª o 5ª magnitud; No obstante, esto no representa obstáculo
alguno para que muchos de estos cuerpos hayan sido descubiertos
a simple vista. Por desgracia para todos, este tipo de cometas
no se prodiga mucho y son más numerosos los pequeños y débiles
objetos, que hacen obligatorio el uso de algún instrumental
para su observación. Eso no quiere decir que estos objetos
a medida que se acercan más a su perihelio y su brillo aumente,
sea entonces cuando su visión puede ser perfecta sin instrumental
alguno, como fue el caso del Halle-Bopp, corneta descubierto
cuando rondaba la 14ª magnitud, y que cuando se aproximo
a las cercanías de la Tierra llego a ser de -1ª magnitud
y visible durante semanas por cualquiera que alzase su vista
al cielo.
Sin
lugar a dudas, el instrumental más idóneo para la observación
y caza de cometas son los prismáticos, de preferencia los
grandes 10 x 70 o incluso mayores. Incluso hoy en día con
los instrumentos automáticos, todavía se descubre algún
cometa por aficionados con estos aparatos.
La
gran ventaja de los prismáticos reside fundamentalmente
en su fácil manejo, su gran luminosidad y el amplio campo
de visión que poseen, que permite al observador una rápida
y cómoda localización de objetos débiles y difusos. Mediante
los binoculares nos resultara imposible observar pequeños
detalles de la estructura de un cometa, en cambio, nos proporciona
del mismo una imagen completa, hermosa y reconfortante en
la que podremos admirar en toda su extensión y belleza la
geometría de su vistosa cola. Unos prismáticos 10 x 70 son
perfectos para comenzar nuestra búsqueda de cometas. De
todas formas, cualquier tipo de prismáticos puede resultamos
de gran utilidad para nuestros propósitos. No es aconsejable
usar binoculares con muchos aumentos, ya que a mayor numero
de aumentos, menor luminosidad y campo de visión, precisamente
todo lo contrario de lo que debemos pedir a unos binoculares.
Los grandes prismáticos tienen un elevado precio lo que
en algunos casos lo hace prohibitivo a gran numero de aficionados,
aunque con el famoso Fujinon 25 x 150 él más grande construido
por una firma comercial, todavía hay aficionados que descubre
sus nuevos cometas como Hiakutake, Honda etc..
Una
vez que disponemos del instrumental y lugar idóneo para
nuestras observaciones, solo nos queda iniciarlas de acuerdo
con una metodología a seguir, que nos ayudara a conseguir,
en ocasiones, resultados inesperados. Pero, ¿hacia qué lugar
de la bóveda celeste debemos dirigir nuestras observaciones?
Sin
lugar a dudas, la zona más idónea para encontrar cometas
esta en las cercanías del Sol, aunque no debemos descartar
el dar algún que otro vistazo a la zona circumpolar Norte,
lugar por donde ocasionalmente suele aparecer alguno. El
75% de los cometas nuevos son descubiertos en las cercanías
del sol, en el crepúsculo matutino. Por tanto debemos madrugar
un poco para iniciar nuestras observaciones una hora y media
antes del orto solar. Realizando con nuestros prismáticos
un minucioso barrido del horizonte Este. De forma que una
pasada se superponga en 1/3 del campo visible sobre la anterior.
La zona a escudriñar abarca una franja de 45º sobre el horizonte
y 40º al norte y al sur del punto este de referencia en
total unos 2000 cuadrados de campo a observar, lentamente
y no a mas de 2º por segundo, pues podríamos perder algún
objeto visible en ese campo. En el caso que nos decidamos
a buscar cometas por la tarde, el rastreo vespertino se
realizara de igual manera, con la salvedad que debemos mirar
hacia el oeste y hora y media después del ocaso solar.
Una
vez que hemos localizado un objeto debemos confirmar que
no es una nebulosa o galaxia que nos pueda confundir por
su parecido aspecto nebuloso en una buena carta astronómica
corno Sky2000 o Uranometría 2000. Cuando estemos seguros
de que nuestro objeto no esta en esas cartas, debemos aproximar
su posición, y ponemos en contacto con la Oficina de Telegramas
de la Unión Astronómica, en Cambridge, Massachussets., EEUU,
a través del IAC en La Laguna, estos se pondrán en contacto
con todos los observatorios del mundo para determinar si
es un nuevo objeto y catalogarlo provisionalmente. Una vez
que se ha confirmado el descubrimiento por los testimonios
aportados por otros observadores, el cometa será bautizado
con el apellido de su descubridor, por el que será conocido
en lo sucesivo. Ni que decir tiene que el tiempo empleado
en conseguir uno de estos descubrimientos es bastante considerable
y ronda las 500 horas de observación, si uno tiene suerte,
algunos caza cometas no descubrieron su primer cometa hasta
alcanzar 1000 horas de observación efectiva.
MISIÓN DEEP IMPACT AL COMETA 9P TEMPEL1
Tras
los éxitos de las misiones ICE al cometa Giacobini-Zinner
en 1985, Suesei, Sagisake, Vega1 y 2 y la Giotto al cometa
Halley en 1986, la Deep Space al cometa Borrelly y la Stardust
al Wild2 se plantearon interrogantes sobre la composición
de estos astros, que se pretendieron resolver provocando
un afloramiento del material interno de un cometa y analizando
su composición. El objetivo final de esta misión sería averiguar
mas datos sobre origen del Sistema Solar y de los cometas
en particular.
Al
hacer un repaso histórico sobre el proyecto de la misión
nos encontramos que el objetivo inicial proyectado en 1996
era Phaethon, actualmente considerado un asteroide, el nº
3000, un cuerpo posiblemente de origen cometario; pero que
se desechó pues había muchas dudas de que estuviese activo
o que fuese representativo, lo cual limitaría el tipo de
conclusiones de los estudios. A su vez era preciso apuntar
a un cometa no demasiado activo para evitar daños a los
instrumentos de la sonda.
Finalmente
se modificó el objetivo y se planteó enviarlo al cometa
9P descubierto por Tempel desde Marsella en 1867. Este cuerpo
tiene un periodo de 5,5 años, se aproxima a la Tierra hasta
75 millones de km. El tamaño del núcleo observado
es 7,6 x 4,9 km (la medida estimada antes de la misión era
14 x 4 km). La magnitud máxima observada desde nuestro planeta
es la 9ª, aunque suele ser menor en los últimos años.
Para
ello se diseñó una sonda que fue alojada en un vector Boeing
Delta II y se lanzó el 14 de enero de 2005 desde Cabo Cañaveral.
El tamaño de la sonda era de 3 x 2 m y 650 kg de peso, transportando
adosado un impactador de 372 kg de cobre, de los cuales
90 kg eran instrumentos. La intención de hacerlo mayormente
de cobre era que los materiales del impactador interfiriesen
lo menos posible en el espectro de los gases desprendidos
por la explosión.
Se
diseñó inicialmente una órbita de transferencia más lenta
y más barata pero se cambió por otra más directa. Aún así
realizó una órbita alrededor de la Tierra antes de navegar
hacia su destino, momento que fue aprovechado por algunos
aficionados para registrarla en sus cámaras CCD.
Imágen
de las órbitas del cometa y de la sonda.
Cuando
fue dado a conocer al público este proyecto hubo voces discrepantes,
como las de la astróloga rusa Marina Bai que planteó una
protesta por el posible cambio de trayectoria y consiguientes
cambios en los horóscopos, exigía 310 millones de dólares
por daños morales; otros grupos pseudoecologistas protestaron
por posibles efectos dañinos del plasma expulsado. Incluso
Nikolai Bochkarev, un científico ruso, llegó a hablar de
vandalismo espacial.
Para
contrarrestar estas campañas la NASA planteó un programa
de colaboración con aficionados de todo el mundo, el Deep
Impact Mission, Amateur Observers' Program, liderado por
Elizabeth Warner. Además desarrolló un intenso despliegue
informativo y propagandístico en los medios de comunicación.
Los
aficionados colaboramos durante el tiempo anterior al impacto
reportando la actividad del cometa, tanto los observadores
visuales con datos de la actividad global como los provistos
de cámaras CCD que aportaban información sobre el núcleo
y la parte más interna de la coma. Junto con las observaciones
de telescopios profesionales tanto en la superficie de la
Tierra como en órbita, se apreciaron diversas explosiones
o outburst del cometa que hacían más incierto el resultado
de la misión, ante la posibilidad de que el impacto de las
partículas desprendidas del núcleo pudiesen dañar los instrumentos
de la sonda. Se intentó encontrar una periodicidad a estas
erupciones sin resultados fiables. Parecen estar relacionadas
con la rotación del cometa y la precesión del eje de giro,
el cual expone diversas zonas de su superficie a la acción
de las radiaciones solares, las cuales calentarían el material
subsuperficial causando las erupciones. De hecho el pequeño
impactador sufrió al menos dos choques de partículas que
hicieron girar levemente la cámara, lo cual fue corregido
durante la aproximación al cometa. Datos obtenidos por el
autor desde marzo de 2005 aprecian un aumento progresivo
del brillo del cometa, desde la 12,8 hasta la 9,8 días antes
del impacto del 4 de julio. Posteriormente se aprecian pequeñas
oscilaciones de décimas de magnitud, atribuibles en parte
a las distintas condiciones de observación por aquellos
días, pues al estar en latitudes ecuatoriales el cometa
estaba más alto sobre el horizonte. Desarrolló una pequeña
cola de 2 minutos de longitud. En apenas 3 semanas tras
la explosión volvió a magnitudes muy débiles, la 12,1. No
aprecié cambios en la condensación del cometa.
Foto
de la explosión del impactador sobre el cometa, tomada desde
la sonda Deep Impact
Foto
de detalles de la superficie del cometa, tomada desde el
impactador momentos antes del choque.
La
sonda se fue aproximando a su objetivo y a primeros de julio
el cometa estaba situado en la constelación de Virgo, es
decir, muy bajo desde las latitudes de España, visible al
atardecer. El impacto se calculó para unas fechas y hora
en la cual el cometa estaría bien posicionado desde territorio
de EE.UU., concretamente desde la costa oeste y principalmente
desde Hawai, lugar donde se sitúan grandes telescopios.
El 4 de julio, naturalmente fiesta nacional del país constructor
de la sonda, se produjo el impacto sobre el cometa. El obús
de 372 kg se había separado días antes del cuerpo principal
y se desplazó a 10 km/s de modo que desarrolló una energía
equivalente a 4,8 toneladas de TNT sobre su superficie,
provocando dos explosiones, una inicial como “un fogonazo
pequeño, seguido de otro mucho más fuerte y una gran explosión”.
Esto apuntaría a que hay dos materiales diversos formando
la corteza, siendo uno de ellos “mas suave y con mucho polvo”
según manifestaron responsables del proyecto.
En
nuestro país se pudo seguir el cometa 14 horas después de
la explosión. Por aquellas fechas el autor estaba en unas
pequeñas islas al sur de la India, pudiendo observarlo con
sus prismáticos 8 horas después del impacto. Apenas se pudo
apreciar un aumento de magnitud, tal vez una mayor condensación
de la coma en los días siguientes. Observadores situados
en el momento de la explosión apreciaron un breve aumento
brillo, de 1 de magnitud, el cual fue registrado tanto por
instrumentos profesionales, entre ellos el telescopio espacial
Hubble, como por aficionados.
El
aumento que se apreció en días posteriores queda enmascarado
por las variaciones periódicas de apenas décimas de magnitud
que presenta la coma, por lo que cabe decir que apenas varió
su magnitud total. Naturalmente tampoco cambió su trayectoria,
para tranquilidad de los astrólogos.
La
cámara del impactador muestra en las imágenes finales detalles
de un tamaño de unos pocos metros de diámetro. Sorprende
ver lo diferente que es el aspecto de los cometas Wil2 o
el Borrelly, este último con una historia orbital similar
al Tempel1.
Según
ha explicado
Michael A´Hearn, investigador
principal de la misión Deep Impact la mayor sorpresa ha
sido la opacidad de la nube de eyecciones creadas por la
sonda de impacto y la iluminación que ésta produjo. Esto
sugiere que las partículas de polvo extraídas de la superficie
cometaria son extremadamente finas, similares al polvo de
talco más que a la arena de playa. Ha pesar de la extrema
fragilidad del material que compone el cometa, éste mantiene
su estructura gracias a que el cometa viaja en el vacío.
Un cuerpo de esta naturaleza sólo es perturbado por el efecto
de la radiación solar cuando éste se halla relativamente
cerca de nuestra estrella o cuando recibe el impacto de
otro cuerpo.
Imágenes
tomadas dsde el telescopio Hubble, inmediaciones de la Tierra.
El
análisis posterior de los datos obtenidos y que fueron
hechos públicos en la reunión de septiembre de 2005 de la
American Astronomical Society – Division for Planetary Sciences
nos
muestra las siguientes conclusiones:
. El
cráter formado por el obús no se pudo apreciar en las imágenes
por la gran nube de polvo. Datos indirectos dan un diámetro
de 100 x 30 m.
. Parece
estar formado por una costra bastante gruesa de material
seco, impacto levantó una nube de material muy fino como
el talco. Apenas material del interior. Doble fogonazo,
dos clases de material.
.
Desde 15 de Mayo 2005 se observan 9 erupciones “outburst”
en el cometa 9P Tempel1. Probablemente por calentamiento
sucesivo de zonas de la superficie del cometa por el Sol
que por la rotación del cometa quedan expuestas al calor.
Compuestos volátiles cerca de su superficie.
.
El tamaño del núcleo del cometa es de 7.6 x 4.9 km.
.
Se pudieron apreciar en las imágenes los primeros cráteres
de impacto observados en una superficie cometaria. (otras
misiones a otros cometas no los observaron).
.
El impactador incidió oblicuamente sobre la superficie del
cometa y lanzó 10 millones de kg de polvo fino.
.
Se calcula por las características anteriores que el cráter
formado por el impactador fue de 100 x 30 m (no se vió directamente
por el polvo levantado por la explosión).
.
El cometa se mantiene unido por su propia gravedad.
.
La masa estimada del núcleo del cometa es de 72 billones
de Kg y su densidad es de 0’6 gr/cm3. Se trata
en realidad de una masa de desechos porosos.
.
El análisis espectrométrico del halo de gas desprendido
por el impacto muestra hielo de agua y compuestos orgánicos
(después de que el plasma y gas caliente se dispersara).
.
Según otros instrumentos desde las inmediaciones de la Tierra,
como el telescopio Spitzer, contiene agua, dióxido de carbono,
compuestos hidrocarbonados aromáticos policíclicos como
la hidrógeno guanida y la metilcianida, compuestos de hierro
y otros compuestos como carbonatos y silicatos (olivina),
estos últimos formados con agua en estado líquido.
Imagen
del espectro obtenido tras el impacto.
Otros
datos obtenidos por el Keck antes y después de impacto,
muestra aparición de ETANO.
Desde
la sonda Deep Impact se apreciaron temperaturas superficiales
que oscilan entre 260 a 329ºK
Lo
cual lleva a dos posibilidades: Una posibilidad es que estos
compuestos se formen a lo largo de periodos de tiempo muy
grandes por procesos químicos desconocidos. Otra posibilidad
es que el cometa se formase en zonas más calidas del Sistema
Solar que la Nube de Oort, incluso más próximas al Sol que
el cinturón de Kuiper, en las inmediaciones de las órbitas
de Neptuno y Urano que en aquel periodo primitivo del Sistema
Solar estarían más próximos a nuestra estrella que en la
actualidad y que a su vez sufrieron un desplazamiento alejándose
del Sol, arrastrando consigo multitud de cometas. Existe
una tercera posibilidad, y es que en realidad esté compuesto
de planetesimales de diversa procedencia y composición.
En
las semanas posteriores disminuyó el brillo del cometa y
su condensación, siguiendo los patrones observados en las
anteriores presentaciones de los años 1983 y 1994. A finales
de agosto se apreció un leve repunte en su brillo, tal vez
los efectos tardíos del impacto. En resumen, parece que
el impacto para los observadores terrestres ha sido apenas
apreciable, aunque los resultados científicos de la misión
son de gran interés.
Los
técnicos de la NASA examinaron el estado de la sonda tras
la misión y han comprobado su excelente estado. La
sonda ha realizado recientemente maniobras con el fin de
poder ser utilizada de nuevo en otras misiones a determinar.
Eso la llevará a pasar en las cercanías de la Tierra en
diciembre de 2007. Intentarán alcanzar en 2008 el cometa
85P Boethin, si tienen fondos para sufragar la extensión
de la misión. De todas formas no pueden volver al 9P por
falta de combustible.
| |
|
|
 |
|
|
|
2004-2005 Amateur Observation Gallery
Observation made by Carlos
Labordena
 |
| Written
Description/Comments: |
Drawing done by an Observadores
Cometas team member. |
| Image Date/Time: |
2005-06-04/21:00 |
| Observing Site: |
Castellon, Castellon, SPAIN |
| Telescope: |
SCT 235, mag=57x
|
|
|
EJEMPLO DE MEDIDA DE FOTOMETRÍA
COMETARIA OBTENIDA CON ASTROMETRICA /FOCAS:
COD V03
OBS Carlos Labordena
CATALOGO: Gaia DR2 - BANDA: G
10x10 20x20 30x30 40x40 50x50 60x60 RSR FC COD
COMETA UTC +/- +/- +/- +/- +/- +/- N FWHM CAT
------------ ------------------- ----- ----- ----- -----
----- ----- ---- ---- ---
C/2022 E3 22/01/2023 05:18:13 10.39 9.44 8.95 8.61 8.35
8.15 34.4 18.2 V03
C/2022 E3 22/01/2023 05:18:13* 0.04 0.03 0.02 0.02 0.02
0.02 5 6.4 Gai
AFRHO LOG
COMETA UTC DELTA r AP " MAG RSR CM +/- AFRHO OBS
------------ ------------------- ----- ----- ----- -----
--- ----- ---- ----- ---
C/2022 E3 22/01/2023 05:18:13 0.45 1.12 61.56 8.08 34 1423
41 3.153 V03
FoCAs 3.70
www.astrosurf.com/cometas-obs
es.groups.yahoo.com/group/Cometas_Obs
Inicio de página
..........
LOS COMETAS - TOSSAL
GROS 
