Gráficas de magnitud / Cometas / Lightcurves

( Estimaciones de magnitud corregidas por la apertura del instrumento, ver Nota )

Software para las gráficas de magnitud: Comet for Windows 1.1.0, de Seiichi Yoshida

La magnitud total visual observada m1 se representa habitualmente en la forma:

r

es la distancia del cometa al Sol ( distancia heliocéntrica ), en UA.

( delta, d ) es la distancia del cometa a la Tierra ( distancia geocéntrica ), en UA.

Ho

se denomina "magnitud absoluta" del cometa. Correspondería a una situación "ideal" del cometa a distancia unidad del Sol y la Tierra ( r = 1 UA, delta = 1 UA ).

n

es un parámetro que representa la variación de la magnitud m1 respecto a r ( distancia al Sol ), dependencia que en el modelo anterior es del tipo , o lo que es lo mismo, el "brillo" del cometa disminuye en relación con la distancia heliocéntrica según .

1 UA

( AU en inglés ) es la llamada " Unidad Astronómica ", unidad de distancia en el Sistema Solar, cuyo valor es la distancia media de la Tierra al Sol:

( aproximadamente, 150 milllones de kilómetros ).

Como puede verse, es lineal la dependencia de esta magnitud heliocéntrica respecto a log r, lo que se representaría por una recta en la gráfica teórica correspondiente.

Ho y n son los parámetros característicos de la actividad del cometa, que se deducen a partir del estudio de la evolución de las magnitudes observadas, como queda señalado.

El nombre del primero, Ho, puede generar confusión: " magnitud absoluta ". Realmente, Ho y n son variables a lo largo de la órbita de un cometa.

Para algunos cometas, una sola fórmula del tipo de la expresión (1) representa aceptablemente bien el intervalo de magnitudes visuales m1 observadas en función de r.

En cambio, otros cometas requieren el ajuste de varias expresiones de este tipo a distintos intervalos de la gráfica de magnitudes, por diversas causas, en especial:

- Aumentos o disminuciones de actividad, especialmente cuando el cometa sufre "estallidos" ( "outbursts" ) en los que aumenta de magnitud significativamente en un breve lapso de tiempo.

A un objeto sin actividad propia, que simplemente reflejase la luz procedente del Sol, le correspondería n = 2. La estadística muestra que el valor n = 4 es adecuado para una muestra significativa de cometas, en cuyo caso el coeficiente de log r tomaría el valor de 10 ( siendo 2.5 n log r = 10 log r ), denominándose entonces frecuentemente H₁₀ a la "magnitud absoluta". ( Existen tablas o "Catálogos H₁₀" que listan históricamente un extenso número de cometas y que, en cierta forma simplificada, permiten compararlos en función de sus parámetros fotométricos ).

Por lo antes expuesto, suele tomarse inicialmente dicho valor n = 4 para los cometas recientemente descubiertos, y de los que se dispone de pocas observaciones que permitan deducir más concretamente su valor.

La corrección por apertura en las gráficas adjuntas ha sido realizada como resultado de la comparación de las estimaciones efectuadas para varios cometas por el observador, J. J. González, teniendo en cuenta el grado de condensación de la coma. Para un cometa dado, se efectuaron en las mismas fechas estimaciones de magnitud con diversos instrumentos [ según los casos: a simple vista, con binoculares ( 7x50, 11x80, 25x100 ), o telescopio SC de 20 cm, ver Observaciones ]. El instrumento tomado como base de referencia es el más frecuentemente utilizado en las estimaciones, los binoculares 7x50.

La máxima magnitud se alcanzó en los días de mayor acercamiento a la Tierra ( 7 de Mayo, 0.321 UA ), poco antes del perihelio, llegando a estimarse entre 2.5 y 3.0 a simple vista según diversos observadores en ambos hemisferios, aunque en mejores condiciones desde el hemisferio S., superando la cola los 7º de longitud. ( Por ejemplo, J. J. González, 2.8 el 11 de Mayo, desde León ). El 15 de Mayo el cometa pasó por el perihelio, a 0.962 UA. Su magnitud se va debilitando progresivamente con cierta lentitud.

En su declive, tuvo un pequeño aumento de actividad en la primera quincena de Julio, que no se percibió directamente en la curva de magnitud visual m1 salvo por un punto de inflexión ( ver gráfica ). La magnitud heliocéntrica se estabilizó durante un lapso aproximado de 3 semanas, intervalo en el que el cometa se alejó sensiblemente del Sol ( r aumentó de 1.2 a 1.5 UA ) y de la Tierra ( 1.5 a 1.9 UA ). Esta estabilización de la magnitud heliocéntrica, cuando debería haber disminuído, correspondió al citado aumento de actividad, como puede verse en la gráfica de la tasa de producción de agua.

El C/2002 T7 se ha observado en las mejores condiciones desde el hemisferio S. Pudo seguirse hasta Marzo desde nuestras latitudes, llegando a la magnitud 6.5 aproximadamente, hasta perderse en el crepúsculo vespertino.

A finales de Abril, apareció desde la Península a baja altura sobre el horizonte durante el crepúsculo matutino, siendo observado con binoculares en el rango de magnitud 4.0 - 4.5 ( por ejemplo González el 27 de Abril, 4.1 ).

Su paso por el perihelio se produjo el 23 de Abril, a 0.614 UA. Tras el perihelio, en los días próximos al mayor acercamiento a la Tierra ( 19 de Mayo, 0.266 UA ), varios observadores del hemisferio S. han estimado una magnitud máxima entre 2.7 y 3.3 a simple vista ( D. Seargent, 2.7 ), y una longitud de cola superior a los 6º.

La disminución posterior de magnitud ha sido más rápida que la del C/2001 Q4. Desde la Cordillera Cantábrica, pudo observarse en Junio a baja altura en el crepúsculo vespertino ( González, 6.0, 8 de Junio ).

Los puntos correspondientes a las citadas observaciones de Abril y Junio no se han incluído en la gráfica, prefiriendo mostrar tan sólo el tramo mejor cubierto por las observaciones.

Por ello, aunque en dicho tramo la gráfica es satisfactoria, sin embargo es inadecuada al representar la zona de máxima magnitud, que puede consultarse en algunas de las fuentes externas indicadas.

En la zona pre-perihelio representada, se perciben sensibles aumentos de magnitud en Enero y Febrero. El más destacado, como puede verse en la gráfica de la tasa de producción de agua, se produjo en la primera semana de Enero, cuando la distancia heliocéntrica era r = 2.0 UA. Recordemos que la sublimación del hielo de agua supone el componente principal de la actividad cometaria, considerándose habitualmente que dicha sublimación comienza a hacerse sensible a partir de 2.8 UA.

Este cometa comenzó a observarse visualmente con telescopio desde nuestras latitudes en la magnitud 12 a comienzos del 2004 ( González, 17 de Febrero, 12.7 ). Desde entonces su brillo fue aumentando lentamente según las previsiones hasta el mes de Mayo, cuando se hizo accesible a los grandes binoculares ( 16 de Mayo, 10.3 en 25x100 ). Esta tendencia cambió en el paso de Mayo a Junio, comenzando una evolución más rápida en su curva de magnitud, llegando a 8.1 el 13 de Junio ( binoculares 7x50 ). A mediados de Julio, en óptima situación casi zenital, ha llegado a ser visible a simple vista desde cielos oscuros ( Piotr Guzik, Polonia, 6.8 el 12 de Julio; González, 6.6 el día 15, Cordillera Cantábrica ), tras su paso más cercano a la Tierra en esta parte de su trayectoria ( 1.419 UA ). Desde entonces, en Julio y Agosto, su aumento de brillo es más lento ( 6.4, 19 de Agosto, binoculares 7x50 ). De continuar esta evolución, podría llegar a la magnitud 5 en Septiembre, época en la que dejará de observarse desde nuestras latitudes, para verse desde el Hemisferio Sur en los mejores momentos de su trayectoria. Su paso por el perihelio se producirá el 13 de Octubre, a 1.024 UA, distancia lejana del Sol, pero que gracias a una favorable geometría podrá observarse con el coronógrafo LASCO - C3 del SOHO. Volverá a verse desde nuestras latitudes en Febrero de 2005, en curva descendente de magnitud.

Como puede verse en la gráfica, en este tramo pre-perihelio destaca especialmente el aumento notable de magnitud producido en la primera quincena de Junio, a 2.2 UA del Sol, pasando de una m1 de 9.8 a 8.1, lo que se evidencia asimismo en la gráfica de la tasa de producción de agua.

La gráfica mostrada es simple, con un máximo de magnitud en el rango 9.0 - 9.5 ( González, 9.5 con telescopio el 23 de Abril, corregida por apertura en la gráfica a 9.0 ) en las cercanías del paso por el perihelio, producido el 29 de Abril a 1.481 UA del Sol. Su curva descendente es lenta, confirmando las previsiones.

( Gráfica simplificada realizada a partir de 4 observaciones, número escaso pero que proporciona una cobertura aceptable del intervalo de tiempo estudiado ).

El C/2004 F4 fue descubierto visualmente el 23 de Marzo, poco antes de su paso por el perihelio ( 17 de Abril ). Su pequeña distancia perihélica ( q = 0.168 UA ) permitió observar imágenes notables de su paso cercano al Sol gracias al coronógrafo LASCO - C3 del SOHO. Para los observadores terrestres, reapareció algunos días después del perihelio en el crepúsculo matutino, como un objeto brillante, de 3ª magnitud, muy condensado y con una larga cola casi vertical ( González, 25 de Abril, 3.7 con binoculares, y 4.0 a simple vista con una impresionante cola vertical de 8.5 grados ).

Según muestra la gráfica, la magnitud máxima en el perihelio estuvo en el rango de 0.0, consistente con las imágenes del SOHO ( para algunos analistas, llegó a -2 ).

Su disminución de brillo está siendo más lenta que lo previsto en las efemérides previas, que pronosticaban una brusca caída de magnitud.

El C/2004 H6 es un cometa muy gaseoso, que según las observaciones recogidas por el ICQ tuvo un máximo en la 7ª magnitud en Mayo y Junio, lo que concuerda aproximadamente con la expresión anterior, calculada a partir de un corto intervalo de observaciones en Julio y Agosto.

Su descenso ha sido rápido en estos dos meses ( González, 8.6 con binoculares, 15 de Julio, y 12.2 con SCT de 20 cm, 21 de Agosto ), haciéndose muy difuso ( DC = 0 - 1 ) y casi indetectable. Las imágenes CCD ofrecían en dicha fecha de Agosto una magnitud en torno a 16.5 (N).

r	es la distancia del cometa al Sol ( distancia heliocéntrica ), en UA.
	( delta, d ) es la distancia del cometa a la Tierra ( distancia geocéntrica ), en UA.
Ho	se denomina "magnitud absoluta" del cometa. Correspondería a una situación "ideal" del cometa a distancia unidad del Sol y la Tierra ( r = 1 UA, delta = 1 UA ).
n	es un parámetro que representa la variación de la magnitud m1 respecto a r ( distancia al Sol ), dependencia que en el modelo anterior es del tipo , o lo que es lo mismo, el "brillo" del cometa disminuye en relación con la distancia heliocéntrica según .
1 UA	( AU en inglés ) es la llamada " Unidad Astronómica ", unidad de distancia en el Sistema Solar, cuyo valor es la distancia media de la Tierra al Sol: ( aproximadamente, 150 milllones de kilómetros ).