Mapas celestes de localización y referencia :

8P - Astrosite Groningen ( Reinder Bouma ).

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.

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 ).

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.

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.

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

Mapas celestes de localización y referencia :

17P/Holmes - Astrosite Groningen ( Reinder Bouma ).

17P/Holmes - The Skyhound Comet Chaser's Page ( Greg Crinklaw ).

Enlaces / Links:

ICQ - Recent Comet Brightness Estimates

Gary Kronk - Cometography

Seiichi Yoshida

Mark Kidger

Cometas_Obs

British Astronomical Association - Comet Section ( BAA - Comets, Jonathan Shanklin )

Astrosite Groningen ( Reinder Bouma, Holanda )

VdS-Fachgruppe Kometen ( Alemania ) - 17P/Holmes Analysis ( Andreas Kammerer )

Sezione Comete UAI ( Italia )