NOTICIAS.

La IAUC 8737 del 8 de Agosto informó sobre el descubrimiento del C/2006 P1. El cometa fue hallado por Robert McNaught en imágenes CCD obtenidas el 7 de Agosto ( magnitud 17 ) con el telescopio Uppsala de 0.5 m en el curso del Siding Spring Survey ( Australia ). Las efemérides y los elementos orbitales parabólicos muy preliminares del C/2006 P1 (McNaught) aparecieron en la MPEC 2006-P31, según los cuales el cometa pasaría el perihelio el 17 de Junio de 2007 a la distancia q=1.6 UA.

La MPEC 2006-P43 ( 11 de Agosto ) ofreció elementos orbitales parabólicos mejorados y efemérides del cometa, según las cuales pasaría el perihelio el 11 de Enero de 2007 a la distancia q=0.17 UA. A causa de la cercanía al Sol, y en función de su débil magnitud absoluta, se plantearon dudas sobre su supervivencia en el perihelio, en base a la fórmula de Bortle.

La MPEC 2006-V20 ( 8 de Noviembre ), mejorando los elementos orbitales, con el perihelio para el 12 de Enero a la distancia señalada, 0.17 UA, ofreció una excentricidad ligeramente hiperbólica ( e=1.0000135 ).

Siding Spring: Robert McNaught ( izquierda ) y Gordon Garradd ( derecha ) frente al domo Uppsala y su oficina ( derecha ) en 2003.

La IAUC 8793 del 11 de Enero aportó diversas referencias sobre el C/2006 P1 (McNaught). Karl Battams ( Interferometrics Inc., y Naval Research Laboratory ) informó sobre las imágenes del cometa obtenidas por el instrumento SECCHI/HI-1B de la sonda STEREO-B (Behind), NASA, que muestran una cola de polvo curvada y estriada del orden de 7º de longitud, y una coma muy brillante que satura al detector. Por otra parte, un estudio de Joseph Marcus sobre el efecto de la dispersión ( forward-scattering ) de la luz solar por los granos de polvo cometarios, en función de la geometría orbital, predijo un aumento de brillo en la magnitud observada desde la Tierra que podría alcanzar un máximo el día 14 de Enero con un incremento de 2.3 magnitudes sobre las previsiones fotométricas de las efemérides ( los detalles sobre el modelo, elaborados por Marcus, se refieren en un artículo pendiente de publicación en 2007 en el International Comet Quarterly ).

La IAUC 8797 del 20 de Enero aportó nuevos datos sobre el cometa, que los días 13 y 14 fue estimado mediante CCD bajo condiciones de luz diurna desde el Hemisferio Norte en la magnitud total -5.0 ( sobre un diámetro integrado de coma de 1'.4 ) por Akimasa Nakamura ( Japón ), y el día 15 en -5.2 ( apertura de 8' ) por Kamil Hornoch, Jiri Srba y Emil Brezina ( República Checa ).

En un correo a la lista Comets-ml ( Yahoo ), Richard Miles ( UK ) comunicó que sus medidas fotométricas CCD (V) del día 14 situaban al máximo en -5.4 +/- 0.1 ( sobre un diámetro equivalente de coma de 1'.5 ) en dicho día ( 14.20 UT ), aproximadamente 34 horas después del perihelio.

El 27 de Enero, en un correo Comets-ml, bajo el encabezado New features of C/2006 P1 (McNaught), Giovanni Sostero y Ernesto Guido comunicaron su detección de shells parabólicos concéntricos en la coma del C/2006 P1, en detalladas imágenes CCD obtenidas mediante un telescopio de 0.32 m operado remotamente ( Melbourne, Australia ). Asimismo, Sostero y Guido informaron de la detección de una anticola estimada en una longitud superior a 1.6 Mkm, orientada a la vertiente interior ( hacia el Sol ) de la órbita, percibida en imágenes CCD obtenidas por Arnie Rosner mediante un telescopio refractor de 9 cm. Los comunicantes señalan la similitud entre esta anticola del C/2006 P1 (McNaught) y la mostrada por otro gran cometa, el C/1962 C1 (Seki-Lines). En un correo posterior ( 4 de Febrero ), Sostero refiere al respecto la interpretación de Luigi Pansecchi y Marco Fulle como una verdadera anticola, constituída por polvo cometario situado "por delante" de la coma, y por tanto no siendo una anticola aparente, visible desde la Tierra por efecto de la geometría orbital. La citada anticola fue percibida asimismo por otros observadores, tanto visualmente como mediante CCD.

En la IAUC 8801 del 29 de Enero se ofrecen los valores "original" y "futuro" de 1/a para el C/2006 P1, que son respectivamente +0.000016 y +0.000476 AU**-1, calculados por Brian Marsden ( a partir de los elementos orbitales publicados en la circular MPC 58538 ), lo que sugiere que el cometa es probablemente "nuevo" en relación a su procedencia de la Nube de Oort.

El CBET 832 del 4 de Febrero expone diversos resultados obtenidos a partir de observaciones realizadas los días 29 y 31 de Enero, y 2 de Febrero, mediante el telescopio NTT de 3.5 m ( ESO, La Silla, Chile ) y el instrumento EMMI ( ESO Multi-Mode Instrument, instrumento que permite varios tipos de tareas en el espectro visible ) sobre el C/2006 P1 (McNaught), según informan C. Snodgrass (ESO), A. Fitzsimmons ( Queen's University, Belfast ), O. Hainaut ( ESO ), M. Hamuy ( Universidad de Chile ), D. Hutsemekers ( Université de Liège ), E. Jehin ( ESO ), M. Jones ( Universidad de Chile ), y J. Manfroid ( Université de Liège ). Las imágenes de banda estrecha del continuo del polvo cometario, obtenidas el día 29 de la parte interna de la coma cercana al núcleo, mediante filtro de longitud de onda 441.7 nm, tratadas mediante el algoritmo Larson-Sekanina, revelan la emisión en dirección hacia el Sol de un amplio abanico de material que se extiende hasta una distancia proyectada de 13000 km respecto al núcleo. Imágenes obtenidas a través de un filtro centrado en la banda de emisión del CN a 385.9 nm muestran fuertes chorros espirales en a.p. 90, 230 y 330º, extendiéndose al menos hasta 32000 km del núcleo. Imágenes posteriores obtenidas el día 31 muestran respecto al polvo una morfología relativamente poco modificada, además de chorros ( mediante el filtro CN ) en a.p. 70, 120, 210 y 330º. Jehin, Manfroid, Snodgrass, Fitzsimmons, Hainaut y Hutsemekers, junto con O. Marco ( Planetario, Universidad Santiago de Chile ), informan además de los resultados de dos espectros obtenidos de la coma interna con los instrumentos citados el día 29, que han revelado emisiones muy fuertes del doblete a 589 nm del Na I, siendo las líneas más intensas de todo el espectro, y 100 veces más fuertes que las correspondientes al fondo de cielo. Las dimensiones de la rendija eran 1" x 3", correspondientes a una región de 800 km x 2300 km perpendicular a la línea de visión, orientada a lo largo del radio vector Sol - cometa ( a.p. 172º ). Las líneas del doblete, observadas a 589.069 y 589.669 nm, corresponden a una velocidad de 37.93 km/s, en buen acuerdo con la velocidad del núcleo, 37.84 km/s. El día 31 se obtuvieron espectros de baja resolución cubriendo todo el rango visible del espectro, con una rendija de 0".5 x 200", ó 400 km x 160000 km, con orientaciones a lo largo y perpendicular al radio vector Sol - cometa ( a.p. 173º ). Estos espectros muestran claramente líneas del Na I en la coma interna, espacialmente asimétricas, con un exceso en la dirección hacia el Sol del orden de 4500 km, y con presencia de una emisión bastante constante en dirección antisolar a lo largo de todo el campo de la CCD ( unos 100" ), emisión no presente en la dirección perpendicular a la cola. Esto indica muy probablemente la existencia de una cola de Na I, tal como observada en el C/1995 O1 (Hale-Bopp). Nuevos espectros obtenidos el 2 de Febrero mostraban todavía la líneas del Na I, pero 10 veces más débiles.

La IAUC 8816 del 3 de Marzo expone diversos resultados obtenidos a partir de observaciones realizadas sobre el C/2006 P1 (McNaught) el día 27 de Enero ( r = 0.55 UA, Delta = 1.05 UA, velocidad geocéntrica = + 38.2 km/s ) en Espectrometría del Infrarrojo mediante el telescopio IRTF de 3 m ( Infrared Telescope Facility, NASA, Mauna Kea - Hawaii ), según informe de N. Dello Russo, R. J. Vervack, Jr., H. A. Weaver y C. M. Lisse ( Applied Physics Laboratory, Johns Hopkins University ). Fueron detectadas las siguientes especies: H2O, CO, CH4, HCN, C2H2, C2H6, NH3, H2CO, CH3OH, NH2 y OH. Los resultados preliminares asumen una temperatura rotacional de 150 Kelvin para todas las especies. La tasa de producción de H2O obtenida fue 1.7 x 10**30 moléculas/s, y las abundancias relativas respecto al H2O fueron: CO, 2% ; CH4, 0.45%; C2H6, 0.45%; C2H2, 0.5%; H2CO, 0.5%; NH3, 2%; HCN, 0.25%.

El CBET 1018 del 2 de Agosto ( y posteriormente la IAUC 8862 del día 10 ) expone diversos resultados obtenidos a partir de observaciones realizadas sobre el C/2006 P1 (McNaught) los días 4 y 5 de Mayo ( r = 2.4 UA, Delta = 2.2 UA ) en Espectrometría del Infrarrojo mediante mediante el Telescopio Espacial Spitzer ( NASA - JPL ), según informe de C. M. Lisse y N. Dello Russo ( Applied Physics Laboratory, Johns Hopkins University ), Y. Fernandez ( University of Central Florida ); G. H. Jones ( Mullard Space Science Laboratory, University College, London ); y M. Sitko ( Space Science Institute ). En el Peak-Up Imager del Espectrógrafo Infrarrojo ( IRS ) se recogió a 16 micras la forma redondeada de la emisión central debida a la coma. El espectro entre 5 y 35 micras del polvo emitido muestra un ligero exceso ( del orden del 10% ) debido a la región de emisión de silicatos entre 8 y 13 micras. El flujo medido a 10 micras fue del orden de 0.1 Jy, y a 20 micras del orden de 0.6 Jy. La temperatura efectiva del polvo fue de 190 +/- 10 Kelvin, siendo 182 K la temperatura de equilibrio a 2.4 UA. Lisse et al. estiman una tasa de emisión de polvo de 6000 kg/s. Es de señalar destacadamente la falta de rasgos distintivos del espectro, dominado por la emisión infrarroja de grandes partículas, similar a la derivada de las coberturas superficiales de los cometas. Esto es algo inesperado para un cometa como el C/2006 P1 (McNaught), que en Diciembre de 2006 y Enero de 2007 emitió grandes flujos de materia, mostrando una cola de polvo altamente estructurada, debida a la presencia de partículas entre 0.1 y 10 micras, y que en la época de las observaciones del Spitzer todavía emitía polvo a tasas comparables a la de cometas como el C/1996 B2 (Hyakutake) y 1P/Halley en sus máximos acercamientos a la Tierra, cometas con espectros muy distintivos en el infrarrojo medio. Lisse et al. conjeturan que, o bien el cometa posee una muy gruesa cobertura superficial que fue quebrada solamente de forma temporal por los flujos de materia emitida durante el paso por el perihelio, o bien el material emitido durante estas observaciones de Mayo de 2007 corresponde a una cobertura superficial que ha recrecido tras el perihelio.

OBSERVACIONES visuales:

Las primeras observaciones visuales se realizaron desde el Hemisferio Sur en Agosto, el mismo mes del descubrimiento. El 25 de Agosto, David Seargent ( Australia ) lo estimó en m1=13.9 mediante telescopio. En esos días las magnitudes CCD obtenidas por Robert McNaught desde Siding Spring eran del orden de 16.5. Durante el mes de Septiembre, el abrillantamiento fue lento, dentro de la magnitud 13, como testimonian las estimaciones de David Seargent ( 13.6, día 17 ) y Michael Mattiazzo ( 13.1 el día 22, también desde Australia, comunicados al Astrosite Groningen ). En Octubre, la progresión fue más rápida, y comenzó a observarse también desde el Hemisferio Norte, situado a baja altura sobre el horizonte ( como ejemplo: Seiichi Yoshida, 12.5 el día 9 desde Japón, y Juan José González, 11.7 el día 12 desde Asturias ). Robert McNaught lo estimó mediante CCD en 12.1 el día 24.

Ya en Noviembre, la observación desde el Hemisferio Norte fue más cómoda, y también se incrementó la progresión de la curva de luz, en parte por el efecto de apertura, al hacerse accesible a los grandes binoculares: por ejemplo, González lo estimó en 9.8 el día 9 mediante telescopio, y en 9.3 el día 13, en binoculares 25x100. A mediados de Noviembre, disminuyendo sensiblemente la elongación respecto al Sol, la observación en el crepúsculo vespertino fue haciéndose cada vez más difícil, por ejemplo el día 16 fue estimado por González en 9.1 mediante binoculares 25x100, a 5º de altitud sobre el horizonte. Una imagen CCD del 26 de Noviembre, obtenida por Michael Jäger y Gerald Rhemann desde Austria, también a muy baja altitud, muestra al cometa en una magnitud 8 aproximada, coma de 4' con alto grado de condensación, y cola de 15' de longitud.

Estas estimaciones de mediados de Noviembre, con m1~9, y las previas de Octubre, parecieron confirmar las hipótesis optimistas sobre la futura evolución del cometa, sobreviviendo al perihelio, tras las dudas previamente planteadas en base a la fórmula de Bortle. El máximo de brillo podría ser probablemente superior a la magnitud 2 en Enero, aunque en condiciones difíciles de observación por su pequeña elongación respecto al Sol.

En la segunda mitad de Noviembre, el cometa se hizo inaccesible al seguimiento visual, dada la todavía débil magnitud del cometa en función de las condiciones del crepúsculo. Varios observadores lo intentaron repetidamente durante dicha quincena y la mayor parte de Diciembre, sin éxito. Así, por ejemplo, el 14 de Diciembre desde León, durante el crepúsculo náutico, situado el cometa a 3º de altitud, no fue detectado por J. J. González mediante binoculares 25x100, con una estimación de brillo inferior a la magnitud 6.0. Una imagen CCD del día 16, obtenida por Michael Jäger y Gerald Rhemann, también a muy baja altitud, mostraba la condensación central del cometa en una magnitud 7 aproximada. El 21 de Diciembre, en condiciones similares al día 14, no fue observado por González mediante los 25x100, con brillo inferior a la magnitud 5.0. Afortunadamente, el rápido incremento en la curva de luz del cometa lo hizo de nuevo accesible en los días finales de Diciembre, aunque en difíciles condiciones crepusculares y a muy baja altura sobre el horizonte. Entre esos días finales de 2006 y la primera semana de 2007, pudo ser seguido por varios observadores del Hemisferio Norte, en ambos crepúsculos ( matutino y vespertino, mejor desde latitudes superiores ), en subida apreciable día a día, pasando de la magnitud 4 a la 0 aproximadamente, con su cola de polvo aumentando de longitud, y haciéndose además observable a simple vista.

Actualización:

El 26 de Diciembre de 2006, desde Polonia, Piotr Guzik pudo observar brevemente al cometa a 3º de altitud, mediante telescopio, como un objeto muy condensado de magnitud aproximada 4.5, similar a la cercana estrella Zeta Scuti. Poco después, el día 29, Bjorn Granslo, desde Noruega, pudo confirmar esta observación, estimando al cometa en m1=3.9 ( corregida por extinción atmosférica, verdadera altitud 3.6º ) y condensación central casi estelar de m2=4.7, percibiendo el comienzo de la cola, dirigida hacia el N ( comunicados a las listas Comets-ml y CometObs de Yahoo ).

El 2 de Enero de 2007, desde León, Juan José González lo estimó en 2.7 ( magnitud corregida por extinción atmosférica ), con una longitud de cola de 0.1º, mediante binoculares 25x100.

Día 3: Fue estimado por John Bortle ( USA ) en la magnitud 2 aproximadamente, y por Haakon Dahle ( Noruega ) en 1.5 ( comunicados al ICQ ), quien asimismo pudo percibirlo a simple vista como un objeto estelar. En una imagen CCD de Michael Jäger y Gerald Rhemann la longitud de cola era del orden de 0.5º.

Día 5: Varios observadores ( Piotr Guzik, Bjorn Granslo, Haakon Dahle, Richard Miles, entre otros ) lo estiman aproximadamente en la magnitud 1.0, varios de ellos además a simple vista ( Granslo: 1.3 ) , apreciando Granslo y Dahle 0.8º de cola ( comunicados a la lista Comets-ml de Yahoo ). Una imagen CCD de Michael Jäger y Gerald Rhemann mostraba en la cola una morfología característica de varios grandes cometas del pasado: la llamada "sombra del núcleo", zona menos brillante situada detrás de la condensación central, tal como señalaba John Bortle en Comets-ml.

Día 6: Desde Inglaterra, Richard Miles lo estimó en 0.0 mediante binoculares 11x80 ( percibiendo la morfología de la cola señalada anteriormente ), magnitud análoga a la apreciada por François Kugel desde Francia. A simple vista, Haakon Dahle ( Noruega ), estimó -0.3 aproximadamente, observando mediante binoculares 9x63 la cola ligeramente curvada y con la citada "sombra del núcleo".

Día 7: Siguiendo su curva ascendente de brillo en la caída hacia el cercano perihelio, el C/2006 P1 parece confirmar haber entrado en el rango de magnitudes negativas, según diversos observadores. Daniel Green ( Editor del ICQ ) lo ha estimado en -0.5 aproximadamente, magnitud corregida por extinción atmosférica. Por otra parte, a pesar de no poder observarse el cometa en el crepúsculo desde el Hemisferio Sur, Terry Lovejoy ( Australia ) consiguió obtener una imagen digital durante el día mediante cámara DSLR y telescopio de 155 mm, estimando la magnitud de la pequeña coma percibida en 0.3 ( análoga a la observada el mismo día en condiciones de crepúsculo desde el Hemisferio Norte ) utilizando el planeta Venus como referencia.

Día 8: A simple vista o mediante binoculares, John Bortle, Bjorn Granslo, Kamil Hornoch ( República Checa ), Yoshimi Nagai ( Japón ) y otros observadores ofrecen estimaciones en el rango de -1.0 a -1.5 aproximadamente, con una longitud de cola apreciada en hasta 3º en cielos transparentes. En el citado rango de magnitudes ya son escasas las referencias de comparación utilizables, Altair y Venus principalmente.

Días 9 y 10: El progresivo y sensible aumento de brillo hace accesible la observación del cometa a muchos observadores de todo el Hemisferio Norte, incluso en condiciones atmosféricas urbanas desde varias ciudades ( por ejemplo, Carlos Labordena desde Castellón ) Las magnitudes están aproximadamente sobre el intervalo -2.0 a -2.5 ( comunicados al ICQ ). La muy baja altura del cometa sobre el horizonte crepuscular provoca una fuerte extinción atmosférica, cuyo efecto en las estimaciones puede llevar a cifras de magnitud con elevado margen de error si no se aplican procedimientos cuidadosos de reducción de los datos, lo que requiere suficiente experiencia. En el campo gráfico, se publican en Internet abundantes imágenes desde todo tipo de ubicaciones, de la alta montaña ( Alpes, ... ) hasta ciudades a nivel del mar ( Hamburgo, ... ).

Día 11: Ha sido estimado visualmente a simple vista en el intervalo -2.5 a -3.5, según diversos observadores. Según comunica la IAUC 8793, un estudio de Joseph Marcus sobre el efecto de la dispersión ( forward-scattering ) de la luz solar por los granos de polvo cometarios, en función de la geometría orbital, predice un aumento de brillo en la magnitud observada desde la Tierra que podría alcanzar un máximo el día 14 de Enero con un incremento de 2.3 magnitudes sobre las previsiones fotométricas de las efemérides.

( " Bright prospects for C/2006 P1 (McNaught) ! ", en Astrosite Groningen de Reinder Bouma, que incluye enlace al estudio "Forecast for forward-scattering brightness enhancement and possible daylight visibility of comet C/2006 P1 (McNaught)" de Joseph Marcus ).

Día 12: Paso por el perihelio, a la distancia q=0.17 UA. La fuerte subida de brillo en los últimos días ha permitido la observación del C/2006 P1 (McNaught) en condiciones diurnas de luz solar, protegiéndose de la cegadora iluminación directa del cercano astro. Las estimaciones con luz diurna, mediante binoculares, están en el intervalo -3.5 a -4.5, según diversos observadores. El cometa ha entrado en el campo del coronógrafo LASCO - C3 del SOHO, con una impresionante cola de polvo, saturando al detector su brillante coma, al igual que ocurriese previamente con las imágenes del SECCHI/HI-1B de la sonda STEREO-B. En el campo del C3 aparece también el planeta Mercurio, de magnitud -1.2.

Días 13 y 14: El cometa alcanza el máximo de su curva de magnitud, habiendo sido estimado visualmente bajo luz diurna en el intervalo -5 a -6, según diversos observadores, a simple vista o mediante binoculares, tomando al planeta Venus ( -3.9 ) como objeto de comparación, al que el cometa sobrepasó sensiblemente en brillo. El C/2006 P1 (McNaught) ha superado por amplio margen al C/1975 V1 (West), que alcanzó la magnitud -3.0, pero no ha llegado a la -7 del espectacular C/1965 S1 (Ikeya-Seki). Ha sido, pues, el cometa más brillante de los últimos 40 años, como puede consulatarse en Brightest comets seen since 1935 ( ICQ ).

La observación de un cometa tan brillante en estas circunstancias es una vivencia que merece ser valorada de forma excepcional. Citando a John Bortle, en un correo del día 13 a la lista Comets-ml:

" Observers ... should take a moment to savor the reading of the "live" reports and images of Comet 2006 P1's that are coming in, or in actually seeing it for themselves at mid-day yesterday, today, and perhaps tomorrow. Such is an event that occurs only very, very rarely, on average perhaps twice in the entire lifetime of most comet observers ... if they are lucky. I still have vivid memories of seeing Comet West at noonday 31 years ago, as well as of the mild but hazy weather that precluded my having a chance at seeing Comet Ikeya-Seki similarly nearly 42 years ago. Enjoy that sight while you've got it! "

Día 15: Comienza a percibirse el descenso de brillo del C/2006 P1 (McNaught), con magnitudes en el intervalo - 5.5 a -4.0.

Día 16: El cometa ha salido del campo del coronógrafo LASCO - C3 del SOHO.

Día 17 - Por la geometría orbital, el C/2006 P1 ha pasado a observarse preferentemente desde el Hemisferio Sur. Los días 16 y 17 continúa el descenso de brillo en las estimaciones, con magnitudes en el intervalo - 4.0 a -2.5 ( comunicados al ICQ ).

Días 18 a 20 - Desde el Hemisferio Sur, el descenso de brillo en las estimaciones visuales cubre el intervalo - 2.5 a -0.5. Desde el Hemisferio Norte, incluso en latitudes por encima de los 50º N, en los mismos días 18 a 20 se informa de observaciones a simple vista en las que se perciben las estrías más brillantes del extremo de la curvada cola del C/2006 P1, en lo que supondría una longitud de cola superior a los 40º ( comunicados a las listas Comets-ml y CometObs de Yahoo ).

Días 21 a 25 - Las estimaciones visuales del Hemisferio Sur cubren el intervalo - 1.5 a +1.5. A pesar de la disminución de brillo, la mayor altura del cometa sobre el horizonte tras el crepúsculo vespertino permite una mejor apreciación de la cola de polvo, que a simple vista supera los 20º de longitud, y fotográficamente los 40º. Pero la creciente interferencia de la Luna afecta progresivamente a las observaciones, siendo cada vez más difícil observar las estrías distantes de la cola desde el Hemisferio Norte.

Días 26 a 31 de Enero - Además del seguimiento del cometa en el cielo vespertino, desde el Hemisferio Sur el C/2006 P1 ha comenzado a observarse a baja altura en el cielo matutino, todavía sin interferencia de la luz lunar. Las estimaciones visuales se sitúan entre +0.5 y +3.0.

En los primeros días de Febrero, con la Luna prácticamente llena ocupando el cielo durante toda la noche, su fuerte interferencia afectó notablemente a la observación de la cola. Las estimaciones a simple vista se sitúan entre 2.5 y 4.0.

El día 6 comenzó el periodo sin Luna tras el fin del crepúsculo astronómico vespertino. En un comunicado del citado día a Comets-ml, Robert McNaught refirió su estimación de la longitud de la cola en 20º a simple vista, posiblemente 25º, y 30º fotográficamente. Las estimaciones visuales entre los días 6 y 14 están en el intervalo 3.5 a 4.5 a simple vista.

En los días siguientes, el cometa pudo ser observado sin interferencia lunar toda la noche, aunque su disminución de brillo ( magnitud 5.0 a 5.5 ) requirió el uso de los binoculares para una mejor estimación. En la última semana de Febrero la interferencia lunar volvió a hacerse notar en las observaciones vespertinas.

( Como es patente, la disminución de brillo después del perihelio ha seguido una evolución más lenta que su rápida subida previa ).

Tras los días de la primera semana de Marzo en que la Luna obstaculizó las observaciones durante toda la noche, las estimaciones se han situado en el rango 6.0 a 7.0. A finales de mes, la disminución de brillo era sensible, con m1 del orden de 8.5.

Durante Abril, el descenso de la curva de luz se hizo menos pendiente, con m1~9.5 hacia finales de mes. A finales de Mayo la magnitud descendió el nivel de 10.0, y en Junio por debajo de 11.0.

El 6 de Julio, desde Argentina, fue estimado por Walter Robledo en m1=12.6 mediante telescopio ( comunicado a la Sección de Cometas de la LIADA ).

Cola de polvo - Estrías y Síncronas

Las primeras imágenes divulgadas del C/2006 P1 obtenidas por la Sonda STEREO-B ( NASA ), correspondientes al 11 de Enero, día anterior al perihelio, mostraban una gran cola de polvo, curvada y estriada, del orden de 7º de longitud, y una brillante coma que saturaba al detector.

Las bellas imágenes obtenidas posteriormente fueron espectaculares, especialmente las del instrumento SECCHI/HI-1A de la sonda STEREO-A, permitiendo seguir detalladamente el paso por el perihelio del cometa:

A partir de los días 16 y 17, por la geometría orbital, el cometa pasó a ser observado en mejores condiciones desde el Hemisferio Sur, aunque ya había pasado el máximo de magnitud, con estimaciones de m1 en el intervalo - 4.0 a -2.5 ( comunicados al ICQ ). Se observaron a partir de entonces a simple vista las síncronas y las estrías de la cola de polvo, importantes características morfológicas asociadas a la fragmentación de partículas de polvo procedentes del núcleo, eyectadas en episodios sucesivos de actividad ( comunicados a las listas Comets-ml y CometObs de Yahoo ).

Desde el Hemisferio Norte, incluso en latitudes por encima de los 50º N, en los días 18 a 20 se informó de observaciones a simple vista en las que se percibieron las estrías más brillantes del extremo de la curvada cola del C/2006 P1, en lo que supondría una longitud de cola superior a los 40º. En los días 21 a 24, a pesar de la disminución de brillo, la mayor altura del cometa sobre el horizonte tras el crepúsculo vespertino permitió una mejor apreciación de la cola de polvo, que a simple vista superaba los 20º de longitud. Pero la creciente interferencia de la Luna afectó progresivamente a las observaciones, siendo cada vez más difícil observar las estrías distantes de la cola desde el Hemisferio Norte.

Un precedente similar: el C/1975 V1 (West).

El gran Cometa West ( C/1975 V1 = 1976 VI = 1975n ) fue descubierto fotográficamente en 1975 por Richard West en placas obtenidas con el telescopio Schmidt de 1 m del European Southern Observatory ( E.S.O.) en La Silla, Chile ( IAUC 2860 ), pasando el perihelio el 25 de Febrero de 1976 a la distancia q=0.20 UA, alcanzando un máximo de m1 en -3, y llegando a ser visible durante el día a simple vista. Tras el perihelio, en los primeros días de Marzo, a pesar de la disminución en magnitud, la longitud de la cola de polvo observable a simple vista fue aumentando, llegando a superar los 20º, llegando a los 40º en placas fotográficas. ( Ver información adicional en Cometography, de Gary Kronk )

Una importante característica morfológica de la cola de polvo del C/1975 V1 fueron las síncronas y las estrías, sobre las que Zdenek Sekanina y John Farrell publicaron varios interesantes estudios, singularmente "The striated dust tail of Comet West 1976 VI as a particle fragmentation phenomenon", Astronomical Journal, vol. 85, Nov. 1980, p. 1538-1554, donde se incluyen las siguientes ilustraciones, que pueden compararse con las fotografías del cometa.

• Brightest comets seen since 1935 ( ICQ )

• The Bright Comet Chronicles ( John E. Bortle )