| C/1969 Y1 (Bennett) | |
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| Apertura | |
| Descubridor | John Caister Bennett |
| fecha de apertura | 28 de diciembre de 1969 |
| Designaciones alternativas | 1970II, 1969i |
| Características de la órbita | |
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Época 4 de abril de 1970 ( JD 2440680.5) |
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| Excentricidad | 0.99619 |
| Eje mayor ( a ) | 141,2 au |
| Perihelio ( q ) | 0,197 u.a. |
| Afelio ( Q ) | 282 au |
| Período orbital ( P ) | ~1678 años |
| Inclinación orbital | 90.0394° |
| último perihelio | 20 de marzo de 1970 |
| ¿ Información en Wikidata ? | |
El cometa C/1969 Y1 (Bennett) es uno de los dos cometas brillantes observados a simple vista en la década de 1970 (junto con el cometa West ). Por su brillo, es uno de los grandes cometas . Se convirtió en el segundo cometa en la historia de la astronomía, observado desde el tablero de satélites artificiales de la Tierra .
El cometa fue descubierto en la tarde del 28 de diciembre de 1969 por el astrónomo aficionado sudafricano John C. Bennett utilizando un refractor de 125 mm en Pretoria . El descubrimiento se produjo solo 15 minutos después del inicio de un programa de búsqueda de cometas que había estado ejecutando durante años pero que no había logrado descubrir nada durante 333 horas durante los tres años anteriores. Bennett estimó el brillo del cometa en una magnitud de 8,5 y lo describió como pequeño, difuso, sin una cola perceptible. Informó de su descubrimiento a los organismos oficiales y pudo repetir la observación del cometa la noche siguiente. [una]
Se realizaron más descubrimientos independientes en Sudáfrica y Australia en las noches siguientes. Durante los primeros días de enero de 1970, el cometa fue observado por muchos observadores en el hemisferio sur , con solo ligeros cambios en el brillo al principio. A fines de enero, el brillo alcanzó aproximadamente la séptima magnitud y se detectó por primera vez una cola de 1° de largo. A fines de febrero, el cometa ya se podía observar a simple vista y la longitud de la cola había alcanzado los 5°.
En marzo, el cometa brilló rápidamente y los observadores en las regiones del sur del hemisferio norte también pudieron verlo en el cielo de la mañana por primera vez. A mediados de mes, el brillo alcanzó aproximadamente 0 m y la longitud de la cola alcanzó los 10 °. La cola presentaba estructuras entrelazadas similares a hilos y una cantidad inusualmente grande de polvo. [2] El 22 de marzo, el cometa alcanzó su distancia angular mínima del Sol a los observadores en la Tierra, y unos días más tarde terminó su visibilidad para los observadores en el hemisferio sur, moviéndose hacia el cielo del norte. El brillo del cometa volvió a disminuir lentamente. La apariencia y la estructura de la cola cambiaban de noche en noche, en ella aparecían rayos en forma de abanico y también se podía observar una anti-cola. A finales de mes, el cometa era un objeto circumpolar y, por lo tanto, era visible toda la noche, [3] el brillo seguía siendo de 1,5 m , la longitud de la cola de gas era de 10° y la cola de polvo era de al menos 20°.
Aunque el cometa siguió perdiendo brillo, la mayor longitud de cola de más de 20° se observó en la primera quincena de abril. Tanto las colas de gas como las de polvo mostraron rápidos cambios, giros y compactaciones. Las últimas observaciones a simple vista se realizaron en mayo, al final del mes el brillo del cometa había caído a la séptima magnitud y la longitud de la cola había disminuido a 2,5°. [cuatro]
A partir de agosto la cola no era visible, a mediados de septiembre el brillo seguía siendo de unos 11-12 m , y a mediados de noviembre descendió a 13 m . [5] La última observación fotográfica fue realizada el 27 de febrero de 1971 por Elisabeth Roemer en la Estación Catalina en Arizona. Un intento de encontrar el cometa nuevamente a fines de junio no tuvo éxito. [6] [7] [8] [9]
El brillo máximo del cometa alcanzó una magnitud de 0,5 [10] , lo que lo convierte en el séptimo cometa más brillante desde 1935. [once]
Poco después de que fuera posible calcular los primeros elementos orbitales, se sugirió que el cometa se convertiría en "un objeto brillante para observar a simple vista". Se ha demostrado que combina tres propiedades favorables que lo convierten en un cometa excepcional para la observación: una corta distancia del perihelio del Sol, una corta distancia de la Tierra y un alto brillo. [12] Por lo tanto, se iniciaron numerosos proyectos de investigación, de modo que el cometa Bennett se convirtió en el cometa más fotografiado y estudiado de su época.
Unos años antes se suponía que los cometas estaban rodeados por una envoltura gaseosa de hidrógeno, que se puede detectar mediante observaciones en la línea ultravioleta Lyman-α a 121,5 nm. Sin embargo, tales observaciones no son posibles desde la Tierra porque la luz ultravioleta no atraviesa la atmósfera. La primera observación ultravioleta del cometa ocurrió en enero de 1970, cuando el Observatorio Astronómico Orbital (OAO-2) registró el espectro del cometa C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) y confirmó la envoltura de gas predicha. Cuando el cometa Bennett alcanzó una posición favorable para las observaciones desde el espacio en febrero de ese año, OAO-2 también lo observó sistemáticamente desde mediados de marzo hasta mediados de abril en relación con este descubrimiento para rastrear los cambios temporales y espaciales del coma cometario. . Además de la línea Lyman-α, también se midieron las líneas de emisión de OH, NH y CN. [13]
A partir de los datos fotométricos obtenidos de OAO-2, fue posible determinar la tasa de formación de OH y H, así como su dependencia de la distancia del cometa al Sol. Los resultados obtenidos confirmaron la suposición de que la producción de gas por los cometas a pequeñas distancias del Sol está determinada por la evaporación del agua del núcleo. La pérdida total de agua durante su paso por el sistema solar interior se estimó en unos 200 millones de toneladas [14] [15].
El 1 y 2 de abril, el cometa fue detectado por primera vez por el Observatorio Orbital Geofísico ( OGO-5 ). Usando un fotómetro más sensible que en OAO-2, fue posible detectar emisiones de átomos de hidrógeno a una distancia de varios millones de kilómetros del núcleo del cometa. La masa de este hidrógeno se puede estimar a partir de mediciones en alrededor de 2 millones de toneladas. [16] Después de estas primeras mediciones exitosas, se decidió continuar con las observaciones del cometa con instrumentos a bordo de OGO-5, y para el 30 de abril se habían obtenido un total de doce mapas de la intensidad del cometa en la línea Lyman-α. Los mapas muestran la evolución de la capa de hidrógeno a lo largo de un mes. 1 de abril, cuando el cometa se encontraba a una distancia de unas 0,6 UA. es decir, desde el Sol, la capa de hidrógeno tenía una longitud de 20 × 15 millones de km, después de lo cual disminuyó lentamente. La tasa derivada de producción de átomos de hidrógeno fue comparable al valor obtenido de las observaciones OAO-2. [17] [18] En estudios posteriores, se intentaron fundamentar teóricamente los resultados de las mediciones con mayor consistencia y crear modelos refinados para la formación de capas de hidrógeno. [19] [20]
En el Goddard Space Flight Center de Maryland, del 28 de marzo al 18 de abril de 1970, se tomaron imágenes del cometa con filtros de interferencia en diferentes longitudes de onda en los rangos espectrales violeta, azul, verde y amarillo. En particular, se estimaron las líneas de emisión de CN, C 2 , CO + y Na. A partir de estas y otras imágenes tomadas el 8 y 9 de abril en el Observatorio de Hamburgo en luz blanca, se crearon mapas de la coma del cometa con líneas de igual brillo (isófotas) a una distancia de hasta 150.000 km del núcleo. [21] También se realizaron estudios similares del 31 de marzo al 27 de abril en el Observatorio Hume Cronin Memorial de la Universidad de Western Ontario en Canadá. También hubo imágenes del cometa con filtros de interferencia en diferentes longitudes de onda en las regiones violeta, azul y verde del espectro. En particular, se midieron las líneas de emisión de CN y C 2 y se estimaron sus perfiles de intensidad en direcciones paralelas y perpendiculares a la cola del cometa [22] y se mostraron como isófotas. [23]
Del 30 de marzo al 7 de mayo de 1970 se realizaron estudios espectrográficos del cometa en el observatorio de la Universidad de Toledo en Ohio. Como parte de las observaciones, se obtuvieron los perfiles de brillo de las líneas de emisión C 2 y CN a una distancia de hasta 100.000 km del núcleo del cometa. [24] El perfil de brillo de la línea de emisión "prohibida" del átomo de oxígeno a una longitud de onda de 630 nm también se creó a partir de las imágenes del 18 de abril. Se supuso que estos átomos son el resultado de la descomposición del CO 2 y que el cometa de Bennett contenía más CO 2 que agua. [25] Las mismas imágenes también se utilizaron para crear un perfil de brillo del ion H 2 O + a una distancia de unos 100 000 km del núcleo y determinar la velocidad de su producción. [26] Posteriormente se revisaron los resultados mejorando el procesamiento de datos. [27] Sin embargo, el proceso exacto de formación de radicales en un coma cometario sigue sin estar claro. Por ejemplo, la cantidad de radical OH no puede explicarse únicamente por la descomposición del agua que se evapora del núcleo. [28]
Del 7 al 18 de marzo se tomaron imágenes del cometa en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile, en las que la cola del cometa no presentaba alteraciones apreciables. Esto indica que durante este período hubo interacciones relativamente tranquilas entre el viento solar y sus campos magnéticos asociados y el cometa. [29]
Las imágenes tomadas en el Observatorio Astrofísico de Asiago en Italia desde finales de marzo hasta finales de mayo fueron evaluadas para determinar la distribución de gas y polvo en la cola del cometa Bennett. El 3/4 de abril, se vio que la cola gaseosa del cometa se liberaba de su coma. [30] Los espectros de la envoltura gaseosa neutra mostraron las líneas de emisión de CN, C 2 , C 3 , CH, NH 2 y Na. La cola de gas exhibió fluctuaciones diarias en intensidad y estructura, lo que indica una producción de CO + muy irregular . [31]
En particular, se hicieron intentos para comparar la notable torcedura que se observó en la cola gaseosa del cometa el 4 de abril con mediciones simultáneas de actividad solar y viento solar. Para ello se utilizaron mediciones realizadas simultáneamente por las naves espaciales OGO-5, Vela 5 , HEOS-1 y Pioneer 8 , así como el experimento ALSEP instalado en la superficie lunar por el Apolo 12 . En el primer estudio, no se encontraron eventos en la dinámica del viento solar medido que pudieran explicar las deformaciones de la cola del cometa. [32] Sin embargo, investigaciones posteriores concluyeron que, en primer lugar, la dinámica del viento solar medida cerca de la Tierra probablemente sería diferente de la que se observa cerca de un cometa y, en segundo lugar, el monitoreo del viento solar era incompleto en términos de ubicación y tiempo, por lo que las deformaciones de la cola del cometa, sin embargo, puede rastrear los eventos del viento solar. [33]
Tres imágenes rojas del cometa tomadas en el Observatorio Estatal de Turingia en Tautenburg del 5 al 8 de mayo, cuando la Tierra estaba casi en el plano de la órbita del cometa, mostraron dos estructuras anómalas en la cola: una estructura radial y un pico corto y afilado que mira hacia el Sol, probablemente polvo de cometa. Los análisis posteriores de estas observaciones proporcionaron evidencia de características de "estructura de garganta" (NLS) en la cola de polvo del cometa, que solo se obtuvo teóricamente en 1977. [34]
Las observaciones del desarrollo del brillo del cometa en el rango infrarrojo desde finales de marzo hasta mediados de abril de 1970 se llevaron a cabo en el Laboratorio Lunar y Planetario de Arizona. Además, se realizaron observaciones el 31 de marzo de 1970 con un telescopio infrarrojo a bordo de un Learjet . [35]
El 4 de abril de 1970, el cometa Bennett se midió fotométricamente en el Observatorio O'Brien de la Universidad de Minnesota en el infrarrojo cercano y medio a una longitud de onda de 2 a 20 micrones. Además de un continuo de cuerpo negro de unos 500 K en longitudes de onda cortas, también se detectó una línea de emisión de 10 µm, que se atribuyó a granos de silicato en el polvo del cometa. [36] La observación fue confirmada por otra medición el 21 de abril en el Observatorio Nacional de Kitt Peak en Arizona. [37]
Utilizando el radiotelescopio del Observatorio Green Bank en Virginia Occidental durante seis días a mediados de marzo de 1970, se intentaron detectar la radiación de formaldehído a una frecuencia de 4,83 GHz. [38] De manera similar, el radiotelescopio del Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos en Maryland intentó detectar la emisión de moléculas de agua a una frecuencia de 22,2 GHz durante cuatro días a fines de marzo de 1970. [39] En ambos casos, no se detectaron tales valores atípicos.
El cometa Bennett también se incluyó en el programa de observación de astronautas a bordo del Apolo 13 . Después de que el cometa fuera fotografiado el 13 de abril de 1970, se volvería a tomar el 14 de abril después del final de la transmisión televisiva diaria. Durante una maniobra en la que la nave espacial iba a ser reorientada para estos estudios, uno de los tanques de oxígeno explotó y los esfuerzos posteriores de rescate de la tripulación cancelaron todos los programas científicos posteriores. [40]
En 1973, Delsemm y Roode intentaron por primera vez determinar el radio y el albedo de varios cometas, incluido el cometa Bennett, a partir de mediciones de brillo a grandes distancias del Sol y observaron la producción de gas a pequeñas distancias del Sol. Suponiendo que el núcleo del cometa está compuesto principalmente de hielo de agua y que toda la superficie está completamente cubierta de nieve, que se sublima a medida que se acerca al Sol, se puede obtener un albedo de aproximadamente 0,66 para el núcleo del cometa. Este valor es significativamente más alto que los valores encontrados más tarde para la superficie de los cometas, lo que probablemente se debió a suposiciones incorrectas y mediciones incorrectas del brillo del cometa. Sin embargo, su método de cálculo fue innovador para futuras investigaciones. [41]
Debido a la conveniente posición relativa del cometa y la Tierra (la elongación siempre es mayor a 32°), fue observado continuamente desde el momento del descubrimiento en el cielo del sur hasta mediados de septiembre de 1970 cerca del polo norte del cielo. A partir de 391 observaciones durante un período de unos 10 meses, Marsden pudo determinar una órbita elíptica para el cometa, que está inclinada unos 90° con respecto a la eclíptica . [42] Por lo tanto, su órbita es perpendicular a las órbitas de los planetas. En su punto orbital más cercano ( perihelio ) al Sol, que el cometa pasó por última vez el 20 de marzo de 1970, estaba un poco más lejos del Sol que el planeta más interior Mercurio , a una distancia de unos 80,4 millones de km. El 26 de marzo se acercó a la Tierra a 0,69 AU. e./ 103,0 millones de km.
Ya en 1973, Marsden, Sekanina y Yeomans demostraron que la órbita de un cometa se describe mejor teniendo en cuenta las fuerzas no gravitatorias además de las gravitatorias [43] . Para la órbita inicial del cometa antes de acercarse al sistema solar interior, determinaron una elipse con un valor de semieje mayor de aproximadamente 135 AU. e., que corresponde a un período de unos 1570 años. [44] En un estudio posterior en 1978, Marsden, Sekanina y Everhart dieron nuevos valores para el eje semi-mayor original y futuro. Sin embargo, en este cálculo, nuevamente solo se tuvieron en cuenta las fuerzas gravitatorias. [45]
Según la última investigación de Krulikovsky, que tuvo en cuenta 548 observaciones durante un período de unos 10 meses, así como fuerzas no gravitacionales, es cierto lo siguiente: el cometa se mueve en una órbita elíptica extremadamente alargada alrededor del Sol. Dada la incertidumbre de los elementos orbitales y las fuerzas no gravitatorias, su órbita tenía una excentricidad de alrededor de 0,9960 y un semieje mayor de alrededor de 135,5 AU. es decir, algún tiempo antes del paso del sistema solar interior en 1970, por lo que su período orbital fue de unos 1575 años. Por lo tanto, el cometa pudo haber aparecido en la antigüedad alrededor del año 395. Como resultado de perturbaciones de los planetas, concretamente durante pasajes de 5 UA. e. de Saturno el 24 de agosto de 1968 ya las 6 a. e. 2 de noviembre de 1971, y también a las 5 a. es decir, desde Júpiter el 23 de marzo de 1970, la excentricidad orbital aumentó ligeramente a 0,9962 y el semieje mayor a 140 UA. e., de modo que el período de circulación aumentó a 1660 años. Cuando el cometa alcance su punto más externo (afelio) alrededor del año 2800, estará a 41.800 millones de kilómetros del Sol, casi 280 veces más lejos que la Tierra y 9 veces más lejos que Neptuno. Su velocidad orbital en el afelio es de solo 0,11 km/s. Se espera que el próximo regreso del cometa al perihelio tenga lugar alrededor de 3630. [46]
En un estudio de Hasegawa, el cometa Bennett fue propuesto como candidato para una posible identificación con un cometa observado en China y Europa en septiembre de 363, pero esta suposición no fue confirmada [47] .