Los cometas brillantes de 2007 / Bright comets of 2007

C/2006 P1 (McNaught) - C/2007 F1 (LONEOS) - 8P/Tuttle - 17P/Holmes

( Actualización / Update : 30 - Diciembre - 2007 )


.

El Gran Cometa de 2007 -- C/2006 P1 (McNaught) -- The Great Comet of 2007

.


 

8P/Tuttle

- Órbita -

Cometa descubierto por Pierre Méchain ( Observatoire de Paris ) en 1790 ( ver referencias históricas en Cometography de Gary Kronk ), y redescubierto en 1858 por Horace Tuttle ( Harvard College Observatory, Cambridge, Massachusetts, USA ), año en que se reconoció su carácter periódico. Ha sido observado en casi todos sus retornos. Su periodo actual es P = 13.6 años, siendo la fecha del perihelio el 27 de Enero de 2008, a la distancia q = 1.03 UA.

Esta aparición de 2007 - 2008 es muy favorable, pues el cometa pasará a 0.25 UA de la Tierra en la primera semana de Enero de 2008, pudiendo llegar a ser visible a simple vista.

El CBET 1113 ( del 3 de Noviembre ) informa de los resultados obtenidos por David Schleicher ( Lowell Observatory, Arizona ) sobre las emisiones de gases y polvo del 8P/Tuttle, mediante fotometría de banda estrecha realizada el 1 de Noviembre a la distancia heliocéntrica r = 1.63 UA, con el telescopio Hall de 1.1 m en Lowell. Se obtuvieron los siguientes datos: log Q(OH) = 27.56, siendo la tasa equivalente ( vectorial ) log Q (H2O) = 27.59; log Q (NH) = 25.09; log Q (CN) = 24.82; log Q (C2) = 24.99; log Q (C3) = 24.52; y log Afrho (526 nm) = 1.14. Las relaciones obtenidas entre las diferentes tasas indican que el 8P/Tuttle posee una composición "típica" (*) y una relación muy baja entre las tasas de polvo y gas ( consistente con los resultados de su aparición de 1980 ).

(*) Composición "típica", según lo definido por A'Hearn et al. en "The ensemble Properties of Comets: Results from Narrowband Photometry of 85 Comets, 1976-1992", Icarus 118, 223-270 (1995).

La IAUC 8903 ( del 14 de Diciembre ) informa de los resultados obtenidos por David Schleicher ( Lowell Observatory ) y Laura Woodney ( California State University ) sobre el 8P/Tuttle, con el telescopio Hall de 1.1 m en Lowell. En imágenes de banda estrecha correspondientes al CN, obtenidas el 14 de Diciembre a la distancia heliocéntrica r = 1.22 UA, y tras la sustracción de un perfil radial medio, se observó una serie de tres arcos espirales sucesivos, centrados aproximadamente en la dirección solar, y extendiéndose un ángulo superior a 180º. El espaciamiento y movimiento de separación de los arcos durante un lapso de 4 horas implican un periodo de rotación de 4.9 - 5.0 horas, asumiendo que un solo jet es responsable de todos ellos. La velocidad proyectada del CN gaseoso hacia el ángulo de posición del Sol era del orden de 1.1 km/s. Schleicher aporta asimismo información sobre la fotometría de banda estrecha obtenida los días 3, 4 y 5 de Diciembre ( r = 1.31 - 1.29 UA ), con los siguientes resultados: log Q(OH) = 27.80, siendo la tasa equivalente ( vectorial ) log Q (H2O) = 27.88; log Q (NH) = 25.64; log Q (CN) = 25.22; log Q (C2) = 25.39; log Q (C3) = 24.82; y log Afrho (526 nm) = 1.5. En relación con la emisión de polvo, el valor de Afrho muestra una fuerte tendencia creciente para una apertura decreciente, efecto debido, al menos parcialmente, a una señal no despreciable del núcleo.

 

8P/Tuttle en Ursa Minor, 1 Noviembre 2007

( Rolando Ligustri, CAST )

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~ 13.5 mediante telescopio. La estrella más brillante del campo, por debajo del cometa, es SAO 2509, de magnitud 10.1 )

CCD ST-10XME, telescopio de 350 mm

 

8P/Tuttle en Cepheus, 8 Diciembre 2007

( Rolando Ligustri, CAST )

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 = 8.3, con una amplia y difusa coma de 10', mediante binoculares 25x100. La estrella más brillante del campo, a la izquierda del cometa, es SAO 10542, de magnitud 9.4 )

CCD ST-10XME, telescopio de 350 mm

 

8P/Tuttle y M33, Galaxia del Triángulo, 30 Diciembre 2007

( El cometa se estimaba entonces a simple vista en m1~5.6, con una coma de 25', mostrándose algo más brillante y condensado que M33, de magnitud 5.7 )

Michael Jäger, Astrógrafo 114 mm + CCD

 

Situado en una favorable situación en la Osa Menor, próximo a la Polar, el 8P comenzó a ser observado visualmente a finales de Octubre ( Alan Hale, USA, 31 de Octubre y 1 de Noviembre, m1=13.4 mediante telescopio de 40 cm, en comunicado a la lista Comets-ml de Yahoo ). Su incremento de brillo y diámetro de coma en Noviembre fue rápido: J. J. González, m1=12.1 y coma de 3.5' el día 3 mediante telescopio de 20 cm; m1=10.5 y 6' el día 13 mediante binoculares 25x100; m1=9.3 y 11' el día 27, también en 25x100. La progresión siguió en Diciembre: m1=8.6 y 12' el día 5 mediante binoculares 10x50; m1=7.6 el día 11, también en 10x50. En los días finales de 2007 se hizo observable a simple vista, estimándolo Piotr Guzik desde Polonia en m1=6.0 el día 26, y coma del orden de 15'. El cometa se acercó el día 30 al sector de la Galaxia del Triángulo, M33, formando una bella composición en binoculares.

Actualización: El 30 de Diciembre, desde León, J. J. González en m1=5.6 y coma de 25', a simple vista.

 

Mapas celestes de localización y referencia :


 

17P/Holmes

Cometa descubierto por Edwin Holmes ( Londres, Inglaterra ) el 6 de Noviembre de 1892 ( ver referencias históricas en Cometography de Gary Kronk ), en el transcurso de un outburst que permitió su observación a simple vista. Sufrió otro outburst, de menor amplitud, en Enero de 1893. Con P=6.9 años, fue seguido en los retornos de 1899 y 1906. No fue observado en su siguiente previsto retorno, hasta ser recuperado en 1964 por Elizabeth Roemer (US Naval Observatory, Flagstaff, Arizona, USA ) gracias a los cálculos orbitales de Brian Marsden. Ha sido observado en todas sus posteriores apariciones, teniendo el perihelio actual el 4 de Mayo de 2007, a 2.05 UA.

NOTICIAS sobre el OUTBURST y su seguimiento.

La IAUC 8886 del 24 de Octubre informa del extraordinario outburst sufrido por el 17P/Holmes. Basándose en su comportamiento normal en los retornos recientes, las efemérides ofrecían, para la mayor parte de 2007, una magnitud total m1 de aproximadamente 16. Tras el perihelio en Mayo, observaciones visuales dieron m1~15 ( Juan José González, 14.7, 25 de Julio, desde León ). Poco antes del outburst Gustavo Muler ( reflector de 0.20 m, Lanzarote, España ) obtenía mediante CCD magnitudes en el rango 16.8 - 17.3, en Oct. 23.0. La primera detección conocida del outburst fue comunicada al CBAT por Mark Kidger ( Herschel Science Centre, European Space Astronomy Center, Madrid, España ), informando de la fotometría CCD obtenida en Oct. 24.067 por Juan Antonio Henríquez ( reflector de 0.20 m, Tenerife, España ) con el resultado de 8.4 (N), mostrando durante las 6 horas siguientes un rápido abrillantamiento de 0.5 mag/hora. Tras comunicados a las Listas Cometas_Obs y Observadores_cometas, el outburst fue confirmado poco después por Gustavo Muler y Ramón Naves - Montse Campas ( Barcelona ), entre otros. La alerta en las citadas listas y en Comets-ml permitió a numerosos observadores CCD y visuales realizar en las siguientes horas un detallado seguimiento del gran outburst en curso. Alan Hale ( Cloudcroft, NM, USA ) dio una estimación visual a simple vista de m1=4.0 en Oct. 24.50, mostrando el cometa una apariencia estelar, y desde el entorno urbano de una gran ciudad Seiichi Yoshida ( Yokohama, Kanagawa, Japón ) lo observaba sucesivamente en 3.5 ( Oct. 24.55 ), 3.0 ( Oct. 24.63 ) y 2.8 ( Oct. 24.72 ). El 17P/Holmes sufrió otro gran outburst en la época de su descubrimiento, Noviembre de 1892, alcanzando la magnitud visual 4, para decaer del orden de tres magnitudes a lo largo de la semana siguiente ( ver referencia en Gary Kronk, Cometography 2 ).

Según refiere la CBET 1118 del 3 de Noviembre ( ver posteriormente ), Zdenek Sekanina estimaba que la amplitud de la variación de brillo del 17P/Holmes fue próxima a 14 magnitudes, que equivale a un factor aproximado de 400000, en este evento que él denomina "megaburst".

 

17P/Holmes, 3 Ago. 2007

Outburst, 17P/Holmes, 24.12 Oct. 2007

( imagen de la serie de detección del outburst )

.

Juan Antonio Henríquez, Observatorio Atlante, Tenerife, 0.20 m SCT + ST9

.

 

17P/Holmes, Outburst, 24.3 Octubre 2007

( Ernesto Guido y Giovanni Sostero, www.afamweb.com )

.

 

17P/Holmes: outburst en Perseo, 24.85 Oct. 2007, con interferencia de la luz lunar

Alto del Trichero, Soto y Amío, León

exposición 15 segundos, Nikon 50 mm, Fuji Superia 1600

( J. J. González )

 

La IAUC 8887 del 26 de Octubre expone diversos resultados espectroscópicos sobre el outburst del 17P/Holmes obtenidos a partir de observaciones realizadas los días 24, 25 y 26 de Octubre, por diversos equipos:

- H. Kobayashi, H. Kawakita y A. Nishikoji ( Kyoto Sangyo University, Japón ) informan sobre los espectros de baja dispersión obtenidos con un telescopio de 0.28 m, rango 380-750 nm, resolución 900 a 600 nm. El espectro en Oct. 24.58 UT estaba dominado por luz solar reflejada, sin presencia significativa de bandas o líneas de emisión. En Oct. 25.46 UT todavía estaba dominado por la luz solar, pero aparecieron bandas de CN y C2, y líneas de emisión de [O I]. Los autores especulan con que el retraso en la visibilidad de las líneas de emisión puede ser causada, al menos parcialmente, por la sublimación de los granos de los hielos cometarios eyectados en el outburst.

- R. M. Wagner ( LBT Observatory ); S. Starrfield ( Arizona State University ); G. Schwarz ( West Chester University ); S. Larson ( Lunar and Planetary Laboratory ); junto a R. Kaitchuck, J. Childers y G. Turner ( Ball State University ), informan sobre los espectros de 0.6 nm de resolución, rango 340-640 nm, obtenidos mediante el telescopio Bok de 2.3 m de Kitt Peak ( Arizona, USA ), en Oct. 25.181 y 25.465 UT. El espectro mostraba un fuerte continuo de reflexión procedente del polvo cometario. El perfil de la distribución espacial del continuo tiene un fuerte máximo en los 0'.5 centrales, pero se extiende hasta un diámetro de coma del orden de 1'.5. Dicho perfil se muestra asimétrico hacia el E., apareciendo más pronunciado y ancho en el segundo espectro obtenido, lo que sugiere que son visibles en la coma interna los efectos dinámicos producidos por el outburst. Se detectaron también bandas de emisión moleculares de CN, C3, C2, y NH2 ( típicas de otros cometas gaseosos ), siendo prominentes lejos del brillante optocentro. La emisión del CN (0-0) podía seguirse hasta al menos 2'.4 del optocentro en cada dirección. Están en curso análisis ulteriores de los datos obtenidos.

- A. Fitzsimmons ( Queen's University, Belfast ); C. Snodgrass ( European Southern Observatory ) y J. Southworth ( University of Warwick ), informan sobre los espectros en el rango 370-730 nm, resolución 48000, obtenidos mediante el Nordic Optical Telescope de 2.5 m en La Palma ( Islas Canarias, España ). Los espectros obtenidos en Oct. 26.05 UT están dominados por luz solar reflejada por los granos de polvo, siendo asimismo visibles bandas moleculares de CN, C3 y C2.

 

17P/Holmes, Outburst, 26.05 Oct. 2007

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~2.5, con una coma de 5' )

Astrógrafo 200 mm, CCD Sigma 6303

Michael Jäger

 

17P/Holmes, Outburst, 26.88 Oct. 2007

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~2.5, con una coma externa de 20' )

Astrógrafo 200 mm, CCD Sigma 6303

Michael Jäger

 

17P/Holmes, Outburst - evolución de la coma, 24 - 25 - 26 Oct. 2007

Francois Colas y Jean Lecacheux

© Station de Planétologie des Pyrénées - Pic du Midi de Bigorre - Telescopio 1 m

 .

 

17P/Holmes, Outburst, 25.82 Oct. 2007

( Imagen procesada para mostrar los detalles de la coma )

Telescopio 235 mm, CCD Imaging Source DMK31AF

( Bart Declercq, Bélgica )

 

El CBET 1111 del 29 de Octubre expone nuevos resultados sobre el outburst del 17P/Holmes obtenidos desde el día 24 al 27 por diversos equipos:

- C. Snodgrass ( European Southern Observatory ), A. Fitzsimmons ( Queen's University, Belfast ); H. Boehnhardt ( Max-Planck-Institut fuer Sonnensystemforschung ); T. Lister ( Las Cumbres Observatory ) junto a T. Naylor y C. Bell ( University of Exeter ), informan sobre las imágenes de la coma en expansión obtenidas con el Isaac Newton Telescope de 2.5 m en La Palma ( Islas Canarias, España ) y el Faulkes Telescope North de 2.0 m en Haleakala ( Hawaii, USA ) entre Oct. 24.9 y 26.5 UT. Las imágenes fueron obtenidas mediante filtros de banda ancha BVRI y de banda estrecha centrados en 383, 515 y 816 nm. El cometa ofrece la misma apariencia en todos los filtros y está claramente dominado por el polvo. Los datos sin procesar muestran una coma circular, con un abanico de material extendiéndose desde la condensación central en a.p. 225º. El procesado mediante un filtrado adaptativo de Laplace produce un anillo que señala el borde exterior del polvo asociado al outburst. El máximo central de brillo de la coma aparecía desplazado del centro del citado anillo en 1".3 ( Oct. 24.9 ) y en 9".5 día y medio después ( Oct. 26.5 UT ). A partir del diámetro de la estructura que se expande, puede estimarse una velocidad de expansión aproximada de 400-600 m/s. El análisis de las imágenes utilizando un algoritmo Larson-Sekanina muestra en la región próxima al núcleo cuatro o cinco estructuras en arco, que podrían ser debidas a una fragmentación del núcleo, aunque tal hipótesis requerirá posteriores observaciones de la región central de la coma. La magnitud de la condensación central medida en una apertura de 2" fue R = 9.0 ( Oct. 25.5 ) y R = 10.5 en Oct. 26.5 UT.

- F. Colas y J. Lecacheux ( Observatoire du Paris ) informan sobre las imágenes obtenidas con el telescopio de 1 m ( Observatoire du Pic du Midi ) entre el 24 y el 27 de Octubre. Partiendo de un grupo seleccionado de imágenes CCD, se estima que el inicio de la expansión de la capa exterior de polvo ( centrada en el pseudonúcleo ) habría ocurrido en Oct. 24.40 UT, al día siguiente del outburst principal ( IAUC 8886 ). El diámetro medio de la capa exterior era 135" ( 160000 km ) en Oct. 26.0 UT. El radio está creciendo a una tasa constante de 0.575 km/s. Se observa asimismo una región separada de la coma, también en expansión, alejándose del pseudonúcleo, aparentemente liberada en Oct. 24.8 UT ( o con una ligera antelación ), siendo la velocidad de separación de su fotocentro 77 m/s en a.p. 216º.

- G. Sostero y E. Guido ( Remanzacco, Italia ) informan de la fotometría CCD obtenida con un reflector de 0.25 m en Oct. 25.0 UT. Se midieron las magnitudes totales utilizando filtros de banda estrecha sobre el espectro continuo del polvo, con el resultado de magnitud 2.2 para un filtro rojo centrado en 647 nm, y de aproximadamente 3.5 para un filtro azul centrado en 450 nm. El perfil fotométrico de la coma mostraba una distribución asimétrica, con una condensación central muy definida, del orden de 8" de diámetro, desplazada casi 10" hacia el S.O., respecto a la débil coma externa de 50" de diámetro aproximado. El "índice de color" del polvo, en el sentido "continuo azul menos continuo rojo", era del orden de +1.4. Las imágenes mostraban asimismo la presencia de una estructura "en pluma" extendiéndose casi 15" hacia el S.O.

- J. Young ( Table Mountain, California, USA ), informa sobre las imágenes CCD obtenidas mediante un reflector de 0.61 m en Oct. 26.4 UT, con exposiciones de 0.1 s a 240 s. Las imágenes muestran una coma externa esférica de 3'.5, con brillo extremado y homogéneo, centrada exactamente en el área de la condensación central. La coma interna es asimismo esférica, de 6" de diámetro, sin ningún punto brillante secundario. Existe una extensión de esta coma interna de 20" hacia el S.O. en a.p. 220º, con 8" de ancho aproximado, muy tenue y ligeramente curvada, que termina con una apariencia de "burbuja" esférica. Una inspección detallada de la citada extensión muestra, en la primera mitad de su longitud, una fina línea con la misma curvatura. Con centro aproximado en la parte final de la extensión, se percibe una tenue capa esférica secundaria de 40", que se hace evidente incluso en las exposiciones más cortas. No se observa ningún indicio de cola partiendo de la coma externa, aunque dicha cola podría no percibirse con la interferencia de la Luna llena y alguna humareda persistente originada en incendios locales.

- J. McGaha (Tucson, Arizona, USA ), informa sobre las magnitudes obtenidas mediante un reflector de 0.62 m con filtro Rc, en Oct. 25.35 UT: mag 2.2 en apertura de 60"; mag 2.4 en 30"; mag 4.0 en 8"; siendo los diámetros de coma 79" ( coma externa ) y 14" ( coma interna ).

La IAUC 8889 del 2 de Noviembre informa de los resultados obtenidos por David Schleicher ( Lowell Observatory, Arizona ) sobre las emisiones de gases y polvo del 17P/Holmes, mediante fotometría de banda estrecha realizada el 1 de Noviembre a la distancia heliocéntrica r = 2.47 UA, con el telescopio Hall de 1.1 m en Lowell. Se obtuvieron ocho conjuntos de datos fotométricos, con radios de apertura proyectados entre 14500 y 120200 km, con resultados variables en un amplio intervalo para las tasas de producción de todas las especies estudiadas, correspondiendo siempre los valores más altos a las mayores aperturas, lo que es consistente con una tasa de actividad global lentamente decreciente desde el outburst inicial. Los intervalos obtenidos correspondientes a cada especie son: log Q(OH) = 29.60-29.80, siendo la tasa equivalente ( vectorial ) log Q (H2O) = 29.54-29.74; log Q (NH) = 27.65-27.89; log Q (CN) = 27.26-27.51; log Q (C2) = 27.33-27.61; log Q (C3) = 26.64-26.87; y log Afrho (526 nm) = 5.13-5.74. Las relaciones obtenidas entre las diferentes tasas indican que el 17P/Holmes posee una composición "típica" [ según lo definido por A'Hearn et al. en "The ensemble Properties of Comets: Results from Narrowband Photometry of 85 Comets, 1976-1992", Icarus 118, 223-270 (1995) ], pero una relación excepcionalmente alta entre las tasas de polvo y gas, posiblemente asociada con las duraciones limitadas de las vidas de las moléculas gaseosas emitidas en el comienzo del outburst, en comparación con la larga duración de los granos de polvo. Una contribución significativa a la relativamente alta abundancia de polvo puede también estar causada por una parte de la cola de polvo presente en las aperturas fotométricas, por el efecto de proyección creado por el pequeño ángulo de fase del cometa.

La IAUC 8889 facilita asimismo estimaciones visuales a simple vista del 17P/Holmes, según las cuales el cometa habría alcanzado tras el outburst su máximo de brillo en los días finales de Octubre y primeros de Noviembre, con m1 próxima a 2.3.

17P/Holmes, Outburst, 28 Octubre 2007

( Destacan en el espectro de la coma las líneas del CN y C2 )

Telescopio 235 mm, CCD SXV-H9

( Paolo Berardi y Giuseppe Di Carlo, L'Aquila, Italia )

 

17P/Holmes, Outburst, 31 Oct. 2007

Trazas de polvo posteriores al núcleo. Filtro Schott RG-695. Imagen procesada con gradiente rotacional, ángulo 7.5º

Jean Lecacheux, Francois Colas, Boris Gaillard

© Station de Planétologie des Pyrénées - Pic du Midi de Bigorre - Telescopio 1 m

 

El CBET 1118 del 3 de Noviembre expone nuevos resultados sobre el outburst del 17P/Holmes obtenidos desde el día 25 al 31 de Octubre por diversos equipos:

- J. M. Trigo-Rodriguez ( Instituto de Ciencias del Espacio - Consejo Superior de Investigaciones Cientificas, Institut d'Estudis Espacials de Catalunya ) ha analizado imágenes infrarrojas obtenidas con el Telescopio infrarrojo Carlos Sánchez de 1.5 m ( Observatorio del Teide, Tenerife, Instituto de Astrofísica de Canarias ) por P. Abraham and A. Konkoly ( Konkoly Observatory, Hungría ) entre Oct. 26.1 y 26.2 UT. Se observan una distribución asimétrica de la coma y un brillante abanico de material extendiéndose desde el núcleo en a.p. 220º. Cerca del falso núcleo, el abanico está formado por dos regiones brillantes claramente separadas, en expansión, con una velocidad aproximada de 600 m/s. La observación de estas regiones brillantes confirma el informe de Colas y Lecacheux en el CBET 1111. Tales regiones en rápida expansión sugieren una emisión masiva de material desde una región muy activa de la superficie cometaria. Las citadas regiones no fueron observadas en imágenes obtenidas a través de filtros B,V,R,I obtenidas con el telescopio IAC80 de 0.8 m ( Observatorio del Teide ) entre Oct. 27.1 y 27.2 por R. Barrena, P. Montañés-Rodriguez, M. F. Núñez y P. Abraham, en las que aparece el abanico extendiéndose en a.p. 220º, y un diámetro de la coma exterior de 4'.1, o 285000 km a la distancia del cometa. La capa exterior de la coma continuaba su expansión en imágenes obtenidas en Oct. 30.1 por P. Montañés-Rodríguez, manteniendo la coma su morfología general asimétrica y brillo bastante uniforme, pero con un diámetro incrementado a 7'.1 ( 505000 km ). Un algoritmo Larson-Sekanina aplicado a las referidas imágenes del IAC revela varias estructuras en arco, probablemente producidas por "jets" activos, pero no muestra una clara evidencia de fragmentación del núcleo.

- F. Colas y J. Lecacheux ( Observatoire du Paris ) y B. Gaillard informan sobre las imágenes obtenidas con el telescopio de 1 m ( Observatoire du Pic du Midi ) en Oct. 28.85 y 31.23 UT en condiciones de alta resolución ( por debajo del segundo de arco ), y respecto a la interpretación de las trazas luminosas semiparalelas, señaladas por varios observadores, presentes a lo largo de la región en expansión citada en el CBET 1111. Estas trazas son colas de polvo curvadas, que parecen emanar de aproximadamente quince ubicaciones repartidas alrededor de la condensación nuclear, aunque son más numerosas y brillantes en el sector S.S.O., estando localizados los lugares de emanación a una distancia del orden de 25000 +/- 10 000 km respecto a la condensación, distancia proyectada en el plano del cielo. El conjunto de colas parece tener una forma en abanico, divergente, aunque con una configuración similar a la de una fuente. Las tres colas principales son las responsables del máximo de luz que se percibe como una región brillante en las imágenes de baja resolución. La condensación nuclear principal posee su propia cola de polvo, aunque más pequeña que las demás. ( Ver en www.picdumidi.eu las imágenes procesadas ).

- A. Arai, M. Uemura, M. Sasada, K. S. Kawabata, T. Yamashita, T. Yasuda, R. Matsui, H. Tanaka, O. Nagae, M. Isogai y T. Ohsugi ( Hiroshima University ); R. Furusho ( Waseda University ); J. Watanabe ( National Astronomical Observatory of Japan ); junto a M. Kino y S. Sato ( Nagoya University ) informan, en representación del equipo de observación de KANATA, sobre las imágenes CCD obtenidas mediante el telescopio KANATA de 1.5 m ( + TRISPEC, Higashi-Hiroshima Observatory ), en Oct. 25.62 ( banda Rc ), 27.66 (Ic), 29.70 (V), y 30.70 UT (Ic). Se ha desarrollado una estructura elongada cerca del núcleo, que consiste en un flujo colimado y una nube difusa en expansión situados dentro de la coma. El análisis preliminar de la última imagen muestra que el ángulo de posición del flujo es aproximadamente 190º, significativamente diferente del correspondiente a la nube ( a.p. 210-220º ). El centro de brillo de la nube se desplazó aproximadamente 33" entre Oct. 27 y 30, lo que sugiere una velocidad media de 11" por día ( 150 m/s a 1.5 UA ) proyectada en el plano del cielo. Una muestra de imágenes puede ser consultada en http://kanatatmp.blogspot.com/search/label/Holmes ). Espectropolarimetría de baja resolución correspondiente a la región nuclear obtenida en Oct. 25 y 27 muestran al cometa en un estado de polarización negativa, que en un análisis preliminar tendría un grado de polarización del 0.5-0.7 por ciento, más pequeño que el de un cometa típico con un ángulo de fase similar.

- M. Montalto, A. Riffeser, S. Wilke y U. Hopp ( University Observatory, Munich ) informan sobre las imágenes obtenidas con un telescopio de 0.8 m en el Wendelstein Observatory ( Alpes Bávaros ), en el periodo Oct. 26-31, con filtros B,V,R,I. Las imágenes muestran un núcleo brillante casi estelar ( con un FWHM de algunos segundos de arco ) y una amplia nube en expansión que disminuye progresivamente de brillo. La brillante condensación central y el centroide de la nube estaban separados 15" en Oct. 27.1, y 61" en Oct. 31.9 UT; el análisis de 103 imágenes muestra que los dos centros están incrementando linealmente su distancia con una velocidad proyectada de 9".61 +/- 0".4 por día ( sugiriendo que eran coincidentes en Oct. 25.568 +/- 0.2).

- Z. Sekanina ( Jet Propulsion Laboratory ) comunica que la información disponible sobre la apariencia, morfología y curva de luz del 17P/Holmes permite deducir tentativamente conclusiones sobre la naturaleza de su "megaburst" en Oct. 23-24. Los datos sobre el brillo ( calibrados relacionando las magnitudes CCD pre- y post-outburst de K. Kadota con las estimaciones a simple vista ) sugieren que, antes del evento, el cometa había estado activo pero de forma decreciente con la distancia heliocéntrica ( r ), siguiendo desde finales de Mayo una expresión del tipo r^(-n), con n aproximadamente igual a 16. En el inicio del evento, ocurrido muy probablemente en Oct. 23.7 +/- 0.2 UT, la magnitud visual total del cometa normalizada a la distancia geocéntrica de 1 UA era 15.3. Esto es aproximadamente 30 veces más brillante que lo esperado para el núcleo, basándose en un diámetro de 3.3 km, albedo geométrico de 4 por ciento, y una ley de fase de 0.035 mag/grado [ Lamy et al. en "The nucleus of 13 short-period comets", BAAS 32, 1061 ( 2000 ); Snodgrass et al. en "Photometry of cometary nuclei: rotation rates, colours and a comparison with Kuiper Belt Objects", MNRAS 373, 1590 ( 2006 ) ]. La extremada pendiente del incremento de brillo al comienzo del megaburst sugiere que la tasa de inyección de polvo en la coma se aceleró con el tiempo, o que el tamaño medio de las partículas decreció rápidamente con el tiempo ( quizás como resultado de la fragmentación de las partículas fugitivas ), o bien ambos. Asimismo, la observada tasa de crecimiento del brillo en mag/hora ( IAUC 8886 ) implica un crecimiento exponencial de la sección transversal del polvo, despreciando las contribuciones menores de las especies atómicas y moleculares ( IAUC 8887 ).

  La meseta del máximo de la gráfica de brillo se alcanzó unas 24 horas después del inicio del evento, con una magnitud total normalizada de 1.4 +/- 0.2. La amplitud de la variación fue próxima entonces a 14 magnitudes, que equivale a un factor aproximado de 400000. La citada meseta en el brillo implica la presencia en la coma de partículas de polvo cuya sección transversal integrada es 57 +/- 10 millones de km^2. Para una distribución de partículas con un tamaño medio de 2 micras, la masa total estimada de esta nube de polvo es 10^(14) g asumiendo una densidad media de 1.5 g/cm^3. Esta cifra es casi exactamente la masa que Sekanina ( en "Comets", ed. por L. L. Wilkening, University of Arizona Press, p. 251 ) dedujo para un típico núcleo "pancake" compañero en los cometas fragmentados. Recientemente, Sekanina señaló [ en " Dust jets, outbursts, and fragmentation of comets", Proc. SPIE 6694, p. 0I ( 2007 ) ] que tales compañeros parecen ser gruesos "talps" ( Thin Active Layers on a Passive Substrate ) expulsados, que han sido recientemente propuestos como constituyentes de los núcleos de los cometas de corto periodo, y para los que ha sido sugerida una estimación de masa similar ( Thomas et al. en "The shape, topography, and geology of Tempel 1 from Deep Impact observations", Icarus 187, 4; Belton et al. en "The internal structure of Jupiter family cometary nuclei from Deep Impact observations: The "talps" or "layered pile" model", Icarus 187, 332 ). El escenario de una desintegración completa de tal tipo de objeto en la coma del 17P/Holmes también se sustenta en el casi simétrico halo exterior de polvo, expandiéndose a una tasa media ( posiblemente decreciente ) de 0.5 km/s ( basada en el ajuste de las medidas del halo citadas por P.C. Sherrod en la lista Comets-ml de Yahoo ), e implicando un inicio del evento alrededor de Oct. 23.8. Conteniendo buena parte de la masa expulsada, el halo es una nube proyectada de granos microscópicos de polvo originados en la rotura cataclísmica de la capa durante la expulsión de la misma. Solamente varios fragmentos de la capa de tamaño bastante grande ( ¿ del orden de decenas de metros ? ) sobrevivirían a la fase inicial, y, como compañeros, comenzarían a alejarse del núcleo primario a velocidades de al menos algunos m/s, mientras continuarían fragmentándose.

  Las trazas luminosas paralelas en expansión observadas en ángulos de posición de 210-220º ( esencialmente en la dirección del radio vector extendido ) son las colas, constituídas por partículas microscópicas de polvo, emitidas durante y después de la separación de los fragmentos, y después de que la mayoría del polvo fuese inyectado en el halo exterior. Solamente una de esas colas parte de la condensación nuclear, mientras que las otras tres ( o más ) parecen emanar de "nada", ya que los fragmentos que las originaron, antes mencionados, son demasiado débiles para ser observados. El momento lateral de dichos fragmentos es transportado por el polvo en estas colas "laterales", cuyos extremos S.O. contienen las partículas más pequeñas, inferiores a una micra, que reciben las mayores aceleraciones de la presión de radiación ( que excedería en cierta cuantía a la atracción solar ). Los fragmentos originales en desintegración pueden no estar localizados exactamente en los extremos N.E. de estas colas laterales, por la posible existencia de huecos debidos a la escasez de partículas mayores, menos aceleradas. Si hay trazas no paralelas en esta región, que no sean artefactos resultantes del procesado de las imágenes, deben ser de diferente naturaleza. En cualquier caso, el halo de polvo interior parece estar asociado con esta última fase del evento, difiriendo por tanto dinámicamente del halo exterior. La geometría también afecta a la proyección de los movimientos del polvo en el plano del cielo ( debe tenerse en cuenta que el cometa está cerca de su oposición con el Sol ), lo que produce bordes más definidos del halo exterior en los sectores N. y E. ( hacia el Sol ).

  En resumen, la enorme escala del "megaburst" es resultado del hecho de que la capa eyectada estaba muy débilmente cementada, desintegrándose de forma cataclísmica. Por ello, debe esperarse una relación inversa potencial entre la prominencia de un outburst y la aparición de núcleos compañeros persistentes. Excepto por la amplitud, el evento del 17P/Holmes ha sido similar a los outbursts del 29P/Schwassmann-Wachmann [ por ejemplo, en la forma de la curva de luz, ver como referencia: Beyer en "Physische Beobachtungen von Kometen. Xii", Astron. Nachr. 286, 219 ( 1962 ) ], que, asimismo, nunca ha sido observado en fragmentación. Por otra parte, el brillo de los outbursts experimentados por el 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak en 1973 [ ver como referencia: Sekanina en "Disappearance and disintegration of comets", Icarus 58, 81 ( 1984 ) ] disminuyó muy rápidamente, sugiriendo un mecanismo diferente ( probablemente con implicación de gas solamente ). Será interesante comprobar si el 17P sufre un segundo outburst en la primera parte de Enero de 2008, tal como ocurrió tras el descubrimiento del cometa, en 1892-1893.

- A. Fitzsimmons ( Queen's University, Belfast ) informa de las siguientes magnitudes R corregidas, correspondientes a la condensación nuclear del 17P/Holmes, en una apertura de 2" ( con referencia al informe de Snodgrass et al. en el CBET 1111 ): Oct. 25.52 UT, 6.6; 25.55, 6.7; 26.40, 8.0; 26.45, 8.1; 28.15, 9.4; 28.43, 9.5.

La IAUC 8890 del 6 de Noviembre expone diversos resultados espectroscópicos sobre el outburst del 17P/Holmes obtenidos a partir de observaciones realizadas los días 29 y 30 de Octubre, a la distancia heliocéntrica r = 2.46 UA, mediante el Near Infrared Spectrograph ( NIRSPEC ) en el W. M. Keck Observatory ( Hawaii, USA ), según informan C. Salyk y G. A. Blake ( California Institute of Technology ); M. J. Mumma, B. P. Bonev, M. A. DiSanti y G. L. Villanueva ( Goddard Space Flight Center ); Y. Radeva ( University of Maryland ); K. Magee-Sauer ( Rowan University ); y E. L. Gibb ( University of Missouri, St. Louis ). Todas las líneas mostraban un muy destacado máximo en la región nuclear, como cabe esperar para especies volátiles. El 17P/Holmes parece enriquecido en sustancias orgánicas, como el C/2001 A2 (LINEAR). El 29 de Octubre fueron detectadas las siguientes especies: H2O, C2H6, C2H2, HCN y CH3OH. Las temperaturas rotacionales para H2O, HCN y C2H6 eran de 60 Kelvin aproximadamente. Las tasas de producción preliminares deducidas ( x 10**27 moléculas/s ) fueron: H2O, 275; C2H6, 5.9; C2H2, 1.5; HCN, 1.5; y CH3OH, 11; siendo por tanto las abundancias relativas 100 : 2.2 : 0.54 : 0.54 : 4.0. El 30 de Octubre las abundancias relativas de H2O, C2H2 y HCN eran similares a las de Oct. 29; detectándose además CO, con una abundancia formal de 14 (+/- 4) relativa al H2O (100), asumiendo T_{rot} = 60 K.

La IAUC 8891, asimismo del 6 de Noviembre, expone varios resultados sobre el outburst del 17P/Holmes obtenidos a partir de observaciones realizadas a longitudes de onda milimétricas mediante el telescopio de 12 m del Arizona Radio Observatory en Kitt Peak entre los días 25 y 31 de Octubre, según informan M. Drahus y L. Paganini ( Max-Planck-Institut fuer Sonnensystemforschung ) junto a L. Ziurys, W. Peters, M. Soukup y M. Begam ( Arizona Radio Observatory ). La evolución del outburst se siguió a través de la transición (1-0) del HCN. Se obtuvieron las siguientes integrales de la temperatura de antena ( con las tres componentes hiperfinas sumadas ), en unidades de K.km/s: Oct. 25.54 UT, 5.0 +/- 0.1; Oct. 27.58, 1.3 +/- 0.1; Oct. 28.38, 0.58 +/- 0.05; Oct. 30.40, 0.62 +/- 0.05; Oct. 31.50, 0.39 +/- 0.06. La velocidad de expansión del gas, deducida del HCN, fue bastante constante durante las observaciones, 0.50-0.55 km/s [ valor posteriormente corregido a 1.0 km/s aproximadamente ( IAUC 8891, 1 Febrero 2008 ), confirmado utilizando la línea detectada del CS ]. Las formas e intensidades del citado triplete del HCN en Oct. 25.54 y 27.58 UT confirman la presencia de la región que se aleja del pseudonúcleo y de la "burbuja" citadas en los CBET 1111 y 1118. Ambas estructuras aparecían en debilitamiento progresivo, probablemente a causa de la fotodisociación y por el alejamiento del centro. Desde Oct. 28.38 UT, la citada región no ha sido perceptible en los perfiles de las líneas, habiéndose estabilizado simultáneamente la intensidad de la emisión estudiada del HCN, por lo cual las medidas obtenidas desde entonces probablemente provienen de una actividad regular ( no explosiva ) del núcleo en la fase post-outburst. Por otra parte, se detectaron en Oct. 26.51 UT cinco líneas del CH3OH, cerca de los 157 GHz, cuyas intensidades relativas proporcionan una temperatura rotacional de 50 +/- 5 K. Otras especies detectadas fueron: CS en Oct. 26.58 y 29.38 UT, H2CO en Oct. 27.53, y H2S en Oct. 31.41. Se obtuvieron límites superiores 3-sigma para la transición (1-0) del CO en Oct. 25.64 ( < 0.2, aunque es visible un residuo positivo de 0.05 ) y 27.46 UT ( < 0.08 ). El radio del haz a mitad de potencia estuvo en el intervalo de 19" a 36", dependiendo de la frecuencia observada.

La IAUC 8892 del 7 de Noviembre expone varios resultados espectroscópicos sobre el outburst del 17P/Holmes, según informan B. Yang y D. Jewitt ( University of Hawaii ), resultados obtenidos a partir de observaciones realizadas en el infrarrojo cercano ( 0.8 a 4.2 micras ) mediante el telescopio IRTF de 3.0 m ( NASA, Mauna Kea - Hawaii ) los días 27 y 28 de Octubre por S. J. Bus. En el espectro de reflexión del cometa se encontraron dos bandas anchas de absorción centradas en 2.02 y 3.03 micras, que aparecieron en ambas noches, y que son consistentes con una abundancia de granos de hielo de agua en la coma central. La pendiente global del espectro infrarrojo de reflexión del 17P es azul, con un gradiente normalizado de reflectancia cercano a -2.3 % por 100 nm.

En la misma fecha, 7 de Noviembre, el CBET 1123 expone nuevos resultados sobre el outburst del 17P/Holmes obtenidos por B. Gaillard, J. Lecacheux y F. Colas ( Observatoire du Paris ) a partir de observaciones realizadas con el telescopio de 1 m ( Observatoire du Pic du Midi ) desde el día 24 de Octubre al 4 de Noviembre, en continuación de lo expuesto en los CBET 1111 y 1118. En dicho intervalo de 10 días, iniciado en el comienzo del outburst, se ha seguido la evolución de las trazas de polvo dentro de la región brillante en expansión dentro de la coma. Estas trazas de polvo parecen emanar de fragmentos del cometa en rápida separación del núcleo, aunque tales fragmentos quedan por debajo del límite de detección. No obstante, han medido ( con una precisión de 2000 km ) la creciente distancia desde el núcleo a las bien definidas cabezas de las trazas. Para cuatro de dichas cabezas se han hallado velocidades aparentes en el intervalo de 50 a 100 m/s ( proyectadas en el cielo ), sin mostrar indicios de aceleración. La separación respecto al núcleo de los fragmentos originales se ha calculado sucedió en momentos diferentes, entre Oct. 23.7 y 24.8 UT, lo que sugiere que el escenario más probable es que el outburst se inició unas pocas horas antes de Oct. 24.0 UT. Durante los dos días siguientes se sucedieron diferentes episodios discretos de expulsión de polvo, con un evento dominante hacia Oct. 24.40 UT ( citado en el CBET 1111 ) que quizás fue responsable del incremento final de brillo del cometa, e indudablemente de la obvia capa esférica de polvo que continúa expandiéndose a 570 m/s. Las trazas de polvo que han sido estudiadas no son alimentadas por nuevo material, por lo que se desvanecerán por su creciente dilución en el espacio. Por otra parte, el pseudonúcleo, que parecía inactivo desde el 29 de Octubre, está actualmente de nuevo activo: su brillo ( en declive desde el 24 de Octubre ) se ha estabilizado, observándose un delgado trazo de polvo, quizás anunciador de otro outburst.

La IAUC 8897 del 19 de Noviembre expone varios resultados fotométricos sobre el outburst del 17P/Holmes, según informan H. H. Hsieh, A. Fitzsimmons y D. L. Pollacco ( Queen's University, Belfast ), en representación del WASP Consortium ( Wide Angle Search for Planets ). La cámara SuperWASP-North ( La Palma, Islas Canarias, España ) estaba casualmente tomando imágenes en el sector del 17P/Holmes a lo largo de Octubre. El cometa no era visible en imágenes obtenidas sin filtro hasta una magnitud V límite aproximada de 15, en o antes de Oct. 23.27 UT. El 17P es visible en la siguiente imagen ( Oct. 23.99 ), aumentando su brillo de forma progresiva, hasta saturar la imagen en Oct. 24.10 aproximadamente. A partir de las 2.6 horas de datos fotométricos obtenidos de las imágenes no saturadas, utilizando una apertura de radio 70" ( 124000 km a la distancia del cometa ), se deduce un aumento de brillo en un factor próximo a 3, entre las magnitudes aproximadas de 9.7 y 8.6 (V). Dicho aumento de brillo es consistente con una función potencial de exponente 2, que podría esperarse de la expansión lineal de una coma de polvo ópticamente espesa. Asumiendo una tasa de expansión constante, se deduce que el inicio del outburst inicial ocurrió aproximadamente en Oct. 23.8 UT.

 

17P/Holmes, 31 Octubre 2007

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~2.3, con una coma externa superior a 40' en la imagen. Se observan las diversas estructuras radiales, con apariencia de colas, resaltadas gracias al filtro azul )

Telescopio 300 mm, CCD Sigma 6303, filtro azul

Michael Jäger

 

17P/Holmes, 1 Noviembre 2007

Telescopio refractor 130 mm, Canon 20Da

( José Fernández, Soto y Amío, León )

 

17P/Holmes, 3 Noviembre 2007

Telescopio refractor 130 mm, Canon 20Da

( José Fernández, Alto del Castro, León )

 

17P/Holmes, 6 Noviembre 2007

[ El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~2.4, con una coma externa superior a 1º en la imagen. La "cola" de mayor longitud se extiende algo más de 1.5º desde la condensación central. Las estrellas más brillantes del campo son 34 Persei ( mag. 4.7) en el borde superior, y Psi Persei ( 4.2 ) en el borde derecho ]

Objetivo Nikkor 300 mm, Canon 20Da

( José Fernández, Alto del Castro, León )

 

17P/Holmes próximo a Mirfak ( Alfa Persei ), 10 Noviembre 2007

[ Se observa la desconexión del conjunto de colas radiales preexistente, y se percibe la forma elíptica de la coma interna, con el borde S. ( derecho en la imagen ) progresivamente difuminado ]

Objetivo Nikkor 300 mm, Canon 20Da

( José Fernández, Alto del Castro, León )

 

17P/Holmes próximo a Mirfak ( Alfa Persei ), 16 Noviembre 2007

( Rolando Ligustri, CAST )

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~2.7, impresionante junto a Mirfak, de magnitud 1.8. Ya no era perceptible la coma externa de gas, lo que daba todo el protagonismo a la coma de polvo, superior a 35' )

Telescopio refractor 101 mm, CCD SXV-M25C

 

17P/Holmes, 27 Noviembre 2007

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~2.9, con una coma del orden de 40x50', y perfil N. parabólico )

Telescopio refractor 45 mm, CCD SXV-H9

( Paolo Berardi, L'Aquila, Italia )

 

17P/Holmes, 14 Diciembre 2007

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~3.0, con una coma del orden de 50x70' )

Telescopio refractor 130 mm, Canon 20Da

( José Fernández, Alto del Castro, León )

 

OBSERVACIONES visuales:

Basándose en su comportamiento normal en los retornos recientes, las efemérides ofrecían, para la mayor parte de 2007, una magnitud total m1 de aproximadamente 16. Tras el perihelio en Mayo, observaciones visuales dieron m1~15 ( Juan José González, 14.7, 25 de Julio, desde León ).

A finales de Octubre, poco antes del outburst, Gustavo Muler ( reflector de 0.20 m, Lanzarote ) obtenía mediante CCD magnitudes en el rango 16.8 - 17.3 ( Oct. 23.0 ). La primera detección conocida del outburst fue realizada por Juan Antonio Henríquez ( reflector de 0.20 m, Tenerife, España ), que estaba realizado un seguimiento rutinario de la fotometría CCD del cometa. En Oct. 24.067 obtuvo el resultado de 8.4 (N), mostrando durante las 6 horas siguientes un rápido abrillantamiento de 0.5 mag/hora. Tras comunicados a las Listas Cometas_Obs y Observadores_cometas, el outburst fue confirmado poco después por Gustavo Muler y Ramón Naves - Montse Campas ( Barcelona ), entre otros. La alerta en las citadas listas y en Comets-ml permitió a numerosos observadores CCD y visuales realizar en las siguientes horas un detallado seguimiento del gran outburst en curso. Alan Hale ( Cloudcroft, NM, USA ) dio una estimación visual a simple vista de m1=4.0 en Oct. 24.50, mostrando el cometa una apariencia estelar, y desde el entorno urbano de una gran ciudad Seiichi Yoshida ( Yokohama, Kanagawa, Japón ) lo observaba sucesivamente en 3.5 ( Oct. 24.55 ), 3.0 ( Oct. 24.63 ) y 2.8 ( Oct. 24.72 ).

[ El 17P/Holmes sufrió otro gran outburst en la época de su descubrimiento, Noviembre de 1892, alcanzando la magnitud visual 4, para decaer del orden de tres magnitudes a lo largo de la semana siguiente ( ver referencia en Gary Kronk, Cometography 2 ) ].

El cometa alcanzó su máximo de brillo en los días finales de Octubre y primeros de Noviembre, con m1 próxima a 2.3. Desde entonces, la disminución fue lenta, situándose en el rango 3.0-3.5 a finales de Diciembre, para la mayoría de los observadores.

Tras los días iniciales del outburst, el 17P mostraba visualmente una interesante morfología en expansión, estructurada en:

- El pseudonúcleo o condensación central, de apariencia estelar.

- Una brillante coma interna de polvo, en forma de disco.

- Una región interna más brillante, partiendo del pseudonúcleo.

- Una difusa coma externa de gas.

Posteriormente, se mostraron varias estructuras radiales, con la apariencia de colas. En la primera semana de Noviembre se produjo un evento de desconexión de estas colas, evidenciado inicialmente en las imágenes CCD, y perceptible luego en las observaciones visuales.

Es interesante mostrar la evolución en el tiempo de cada uno de los aspectos de esta morfología, a través de las observaciones visuales. Por consistencia, los datos aportados en la siguiente tabla provienen de un solo observador, J. J. González, que ha podido realizar una cobertura temporal suficiente del intervalo de tiempo considerado.

Fecha/Date--UT-

instrum.

mag. total

m1

coma interna

coma externa

G.cond.-DC

región interna brillante

cola / tail

Oct. 24.80

( con Luna )

Simple Vista

2.7

-

-

9

-

-

Oct. 25.08

( con Luna )

SV

2.4

-

-

9

-

-

Oct. 25.80

( con Luna )

SV

10x50B

2.6

.

-

-

1.7'

9

.

-

-

Oct. 27.16

( con Luna )

SV

2.4

-

4'

8/

-

-

Oct. 27.85

( con Luna )

SV

SCT 20 cm

2.4

.

4'

4'

-

11'

8/

.

-

0.8'

-

Oct. 31.78

SV

25x100B

2.3

.

-

9'

25'

28'

7

.

-

2.3'

-

Nov. 1.79

SV

SCT 20 cm

2.3

.

-

12'

25'

33'

7

.

-

2.3'

-

0.6º

Nov. 3.78

SV

SCT 20 cm

2.3

.

-

16'

30'

35'

7

.

-

2.5'

-

0.9º

Nov. 7.80

SV

25x100B

2.4

.

25'

21'

-

55'

7

.

-

6.5'

-

1.7º

Nov. 10.00

SV

25x100B

2.4

.

25'

25'

-

55'

7

.

-

7'

-

2.2º

Nov. 14.03

SV

25x100B

2.6

.

30'

31'

no perceptible

6

.

-

11'

-

0.6º

Nov. 17.00

SV

SCT 20 cm

2.7

.

35'

35'

-

6

.

-

17'

-

0.7º

Nov. 20.87

( con Luna )

4x30B

25x100B

3.1

.

37'

37x48'

-

4

.

-

23'

-

1.2º

Nov. 22.84

( con Luna )

4x30B

2.9

40'

-

3

-

-

Nov. 27.81

4x30B

25x100B

2.9

.

40'

40x48'

-

3

.

-

23'

-

1.2º

Nov. 30.78

4x30B

10x50B

2.9

.

45'

45x53'

-

2

.

-

23'

-

-

Dic. 1.79

4x30B

25x100B

2.9

.

45'

45x55'

-

2

.

-

23'

-

-

Dic. 5.02

4x30B

25x100B

3.1

.

50'

47x65'

-

2/

.

-

30'

-

1.2º

Dic. 8.78

4x30B

25x100B

3.3

.

50'

52x70'

-

2/

.

-

30'

-

1.2º

Dic. 11.81

SV

25x100B

3.0

.

60'

52x70'

-

3

.

-

35'

-

1.2º

Dic. 26.78

4x30 monocular

25x100B

3.2

.

70'

65x90'

-

2/

.

-

38'

-

2.2º

Dic. 30.78

4x30 monocular

25x100B

3.1

.

75'

75x95'

-

2

.

-

50'

-

2.5º

 

La gráfica adjunta es muy ilustrativa de la evolución de la coma del 17P/Holmes tras el outburst: desde un inicio muy condensado, casi estelar, a los pocos días se diferenciaron claramente la dos comas. La coma externa gaseosa llegó a alcanzar visualmente 1º de diámetro, disminuyendo su brillo superficial con la expansión, y dejando de percibirse a mediados de Noviembre. A partir de entonces, la coma observada fue la coma de polvo, cuya inicial forma circular fue haciéndose elíptica, con el borde N., dirigido hacia el Sol , bien definido, y el borde S. progresivamente difuminado. El perfil N. se hizo sensiblemente parabólico, hacia finales de Noviembre. A finales de Diciembre la coma observable alcanzó unas dimensiones de 75x95', con un bajo grado de condensación ( GC = 2 ), y 2.5º de cola.

 

Actualización: El 30 de Diciembre, desde León, J. J. Gonzalez en m1=3.1 mediante monocular 4x30, y coma de 75'. En binoculares 25x100: Coma 75x95' ( alargada hacia su difuso borde S. ); región interna más brillante ext. 50' desde la condensación central, en AP 145º; amplia estructura en cola extendiéndose 2.5º desde el centro en AP 145º grados.

 

Mapas celestes de localización y referencia :

 

Enlaces / Links:

 


C/2007 F1 (LONEOS)

- Órbita -

La IAUC 8823 del 21 de Marzo informó sobre el descubrimiento del C/2007 F1. El inicialmente supuesto objeto asteroidal ( magnitud 19 ) fue hallado el 19 de Marzo por Brian Skiff en el programa LONEOS, y su naturaleza cometaria fue descubierta en imágenes CCD obtenidas el mismo día 19 por James Young ( telescopio de 0.61 m, Table Mountain Observatory, California, USA ), y posteriormente por otros observadores. Los elementos orbitales parabólicos preliminares y efemérides aparecen en la MPEC 2007-F52, según los cuales el cometa pasará el perihelio el 3 de Noviembre de 2007 a la distancia q=0.44 UA. Con tales parámetros el cometa podría ser observable con binoculares en Octubre - Noviembre desde el Hemisferio Norte.

- Abr. 13 - La MPEC 2007-G43 aportó elementos orbitales parabólicos mejorados, según las cuales el cometa pasará el perihelio el 28 de Octubre, a la citada distancia q=0.40 UA.

- May. 31 - La MPEC 2007-K72 ofreció una excentricidad ligeramente hiperbólica: e=1.0001483.

C/2007 F1 (LONEOS) en Leo, 21 Septiembre 2007, cerca del límite S. de Ursa Major

[ El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~9.0, con diámetro del orden de 3'. Comparativamente, la estrella más brillante del campo, SAO 81893, tiene magnitud 5.8 )

( Michael Jäger y Gerald Rhemann, www.astrostudio.at )

 

C/2007 F1 (LONEOS) en Coma Berenices, 30 Septiembre 2007

[ El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~8.0, mostrando una cola iónica en desarrollo. Comparativamente, la estrella más brillante del campo, en el borde inferior de la imagen, SAO 82166, tiene magnitud 6.0 )

( Michael Jäger y Gerald Rhemann, www.astrostudio.at )

 

C/2007 F1 (LONEOS) y galaxia espiral NGC 4565 en Coma Berenices, 8 Octubre 2007

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1 ~6.7, con una cola iónica bien desarrollada, de longitud superior a en la imagen original, y que muestra interesantes detalles en su estructura. La bella galaxia espiral NGC 4565 tiene magnitud 10.3. Comparativamente, la estrella más brillante del campo, en el borde superior de la imagen por encima de la cola, SAO 82418, tiene magnitud 9.4 )

( Michael Jäger y Gerald Rhemann, www.astrostudio.at )

 

El C/2007 F1 comenzó a ser observado visualmente en Septiembre ( Piotr Guzik, Polonia, m1=11.0 aproximadamente, mediante telescopio de 20 cm el 17 de Septiembre, comunicado a la lista Comets-ml de Yahoo ), en difíciles condiciones por su baja altura sobre el horizonte, al comienzo del crepúsculo matutino. Poco después, el día 20, fue estimado por Juan José González en m1=9.3 mediante telescopio, desde León, a 6º de altura. Se percibía, pues, sensiblemente más brillante que las previsiones, tal como indicaban asimismo las imágenes CCD del 14 de Septiembre ( m~11 ) obtenidas por Michael Jäger y Gerald Rhemann ( Austria ). Otras imágenes posteriores de Jäger y Rhemann ( 30 de Septiembre ) mostraban ya una cola iónica bien desarrollada. El progresivo aumento de brillo permitió asimismo la observación del cometa con los grandes binoculares ( J. J. González, m1=8.7 en 25x100, 23 de Septiembre ).

A primeros de Octubre, con el inicio del periodo sin Luna en el cielo crepuscular vespertino, comenzaron a realizarse observaciones en dicho tramo, con el cometa situado a una menor altura sobre el horizonte que antes del amanecer. El día 5 su magnitud visual era m1~7.0 en binoculares 10x50. Pero durante la semana siguiente su brillo se incrementó más lentamente, con m1~6.5. A mediados de Octubre la curva de luz volvió a mostrar un abrillantamiento más rápido, llegando a observarse a simple vista ( Martin Mc Kenna, N. Ireland, m1~6.0 el día 16 en el crepúsculo matutino, comunicado a Comets-ml ), y mostrando un mayor grado de condensación ( DC=7 ). Asimismo, era perceptible en binoculares el tramo más brillante de la cola iónica, del orden de de longitud. En esas fechas, el cometa pasó a seguirse con mejores condiciones en el crepúsculo vespertino, aunque la interferencia lunar afectaba negativamente a la observación visual de la cola, que en las imágenes CCD seguía mostrando una creciente actividad. Poco antes del perihelio ( 28 de Octubre a 0.40 UA ), fue observado desde León por J. J. González, el día 27, en m1=5.2 ( corregida por extinción atmosférica ) mediante binoculares 10x50, a 6º de altura sobre el horizonte, no observándose cola por las condiciones del crepúsculo astronómico y la interferencia de la Luna llena.

7

C/2007 F1 (LONEOS) en Bootes, por debajo de Arcturus, 20 Octubre 2007, acercándose al perihelio

( El cometa, muy condensado, se estimaba entonces visualmente en m1 ~5.9. En esta imagen de gran campo muestra una fina cola iónica de longitud superior a , a pesar del crepúsculo, la luz lunar y la polución luminosa )

( Javier Temprano )

 

C/2007 F1 (LONEOS) tras pasar el perihelio, 29 Octubre 2007

Son perceptibles desconexiones de la cola por interacción con CMEs

Instrumento SECCHI/HI-1A de la Sonda STEREO-A ( NASA )

 

Después del perihelio, y ya desde el Hemisferio Sur, fue observado el 1 de Noviembre por Jim Gifford desde Australia en m1~5, mediante binoculares 25x100, a muy baja altura en el crepúsculo, percibiendo una longitud de cola de 0.2º. Con el paso de los días, la magnitud fue disminuyendo, pero los cielos más oscuros permitieron observar una mayor longitud de cola. Michael Mattiazzo ( Australia ) lo estimó en m1=6.0 el día 5 mediante binoculares 25x100, recogiendo fotográficamente una cola iónica de( comunicados a las listas Comets-ml y CometObs de Yahoo ). A lo largo de Noviembre, la disminución de brillo fue rápida: Alexandre Amorim, desde Brasil, estimó m1=6.7 el día 8, y 8.0 el día 15, mediante binoculares 20x80; m1=8.7 el día 19, y 9.3 el día 30, mediante telescopio ( comunicados al ICQ ).

C/2007 F1 (LONEOS) en Scorpius, 3 Noviembre 2007, después del perihelio

exposiciones: 8 x 1 min, 800 ASA, Canon 10D, telescopio 410 mm

( John Drummond, Possum Observatory , New Zealand )

( El cometa se estimaba entonces visualmente en m1~5.5. Comparativamente, la estrella más brillante del campo, SAO 184211, tiene magnitud 8.2 )

 

Actualización: El 2 de Diciembre, desde Brasil, José Guilherme de Souza Aguiar en m1=9.4 mediante binoculares 25x100 ( comunicado al ICQ ).

 

Mapas celestes de localización y referencia :