stringtranslate.com

Raspador solar Kreutz

Los herbívoros de Kreutz ( / ˈ k r ɔɪ t s / ⓘ KROYTS) son una familia decometas rasantes del Sol, caracterizados porórbitasque los llevan extremadamente cerca del Sol enel perihelio. En el extremo más alejado de sus órbitas,el afelio, los cometas rasantes del Sol de Kreutz pueden estar cien veces más lejos del Sol que la Tierra, mientras que su distancia de aproximación más cercana puede ser menor que el doble del radio del Sol. Se cree que son fragmentos de un grancometaque se rompió hace varios siglos y reciben su nombre delastrónomo Heinrich Kreutz, quien demostró por primera vez que estaban relacionados.[1]Estos cometas rasantes del Sol se dirigen desde el distante Sistema Solar exterior al Sistema Solar interior, hasta su punto de perihelio cerca del Sol, y luego abandonan el Sistema Solar interior en su viaje de regreso a su afelio.

Varios miembros de la familia Kreutz se han convertido en grandes cometas , ocasionalmente visibles cerca del Sol en el cielo diurno. El más reciente de ellos fue el cometa Ikeya-Seki en 1965, que puede haber sido uno de los cometas más brillantes del último milenio . Se ha sugerido que otro grupo de cometas brillantes del sistema Kreutz puede comenzar a llegar al Sistema Solar interior en las próximas décadas.

Desde el lanzamiento del satélite SOHO en 1995, se han descubierto más de 4.000 miembros más pequeños de la familia, algunos de ellos de apenas unos pocos metros de diámetro. Ninguno de estos cometas más pequeños ha sobrevivido a su paso por el perihelio. Los cometas más grandes que rozan el Sol, como el Gran Cometa de 1843 y el C/2011 W3 (Lovejoy) , sí han sobrevivido a su paso por el perihelio. Los astrónomos aficionados han logrado descubrir cometas Kreutz en los datos disponibles en tiempo real a través de Internet.

Descubrimiento y observaciones históricas

Un dibujo en blanco y negro de un rayo de luz viaja desde la parte superior izquierda de la imagen hasta la parte inferior derecha, haciéndose más estrecho a medida que avanza.
Una ilustración del Gran Cometa de 1843 , que pasó rozando el Sol, visto desde Tasmania

El primer cometa cuya órbita se encontró que lo llevó extremadamente cerca del Sol fue el Gran Cometa de 1680. Se descubrió que este cometa pasó a solo 200.000 kilómetros (120.000 mi) (0,0013  UA ) sobre la superficie del Sol, equivalente a alrededor de una séptima parte del diámetro del Sol, o aproximadamente la mitad de la distancia entre la Tierra y la Luna . [2]

Los astrónomos de la época, incluido Edmond Halley , especularon que este cometa era el regreso de un cometa brillante visto cerca del Sol en el cielo en 1106. [2] 163 años después, apareció el Gran Cometa de 1843 y también pasó extremadamente cerca del Sol. A pesar de que los cálculos orbitales mostraban que tenía un período de varios siglos, algunos astrónomos se preguntaron si era un regreso del cometa de 1680. [2] Se descubrió que un cometa brillante visto en 1880 viajaba en una órbita casi idéntica a la de 1843, al igual que el posterior Gran Cometa de 1882. Algunos astrónomos sugirieron que tal vez todos eran un solo cometa, cuyo período orbital se estaba acortando drásticamente en cada paso del perihelio, tal vez por el retraso de algún material denso que rodeaba al Sol. [2]

Una sugerencia alternativa fue que todos los cometas eran fragmentos de un cometa anterior que rozó el Sol. [1] Esta idea fue propuesta por primera vez en 1880, y su plausibilidad fue ampliamente demostrada cuando el Gran Cometa de 1882 se rompió en varios fragmentos después de su paso por el perihelio. [3] En 1888, Heinrich Kreutz publicó un artículo que mostraba que los cometas de 1843 (C/1843 D1, el Gran Cometa de Marzo), 1880 (C/1880 C1, el Gran Cometa del Sur) y 1882 (C/1882 R1, el Gran Cometa de Septiembre) eran probablemente fragmentos de un cometa gigante que había roto varias órbitas antes. [1] El cometa de 1680 resultó no estar relacionado con esta familia de cometas. [4]

Después de que se observara otro cometa rasante del Sol de Kreutz en 1887 (C/1887 B1, el Gran Cometa Austral de 1887 ), el siguiente no apareció hasta 1945. [5] Dos cometas rasantes del Sol más aparecieron en la década de 1960, el cometa Pereyra en 1963 y el cometa Ikeya–Seki , que se volvió extremadamente brillante en 1965 y se rompió en tres pedazos después de su perihelio. [6] Es probablemente el más famoso entre los cometas rasantes del Sol de Kreutz. [7] La ​​aparición de dos cometas rasantes del Sol de Kreutz en rápida sucesión inspiró un estudio más profundo de la dinámica del grupo. [5] Inicialmente, el nombre "rasante del Sol" se aplicó exclusivamente al grupo Kreutz. [4]

Rasgos físicos

La mayoría de los cometas que pasan cerca del Sol son parte de la familia Kreutz. [8] El grupo generalmente tiene una excentricidad cercana a 1, [9] una inclinación orbital de 139–144° (lo que impide encuentros cercanos con planetas), [10] una distancia de perihelio de menos de 0,01 UA (menor que el diámetro del Sol [11] ), una distancia de afelio de aproximadamente 100 UA [12] y un período orbital de aproximadamente 500–1000 años. [4] La erosión de los cometas por la energía solar durante los pasajes cercanos conduce a cambios progresivos en sus órbitas. [13]

La mayoría de los cometas rasantes del Sol de Kreutz tienen radios de menos de 100 metros (330 pies), pero los más brillantes alcanzan radios de 1 a 10 kilómetros (0,62 a 6,21 millas). [14] Los cuerpos en sí tienen formas irregulares [15] y apariencias que se han descrito como difusas, similares a estrellas o con cola. [16] El material que compone sus núcleos cometarios tiene una baja resistencia a la tracción . [17] Solo tienen bajas concentraciones de volátiles y, por lo tanto, se vuelven activos solo cerca del Sol, [18] ya que han perdido la mayoría de sus volátiles durante tránsitos anteriores. [19] Su brillo puede alcanzar su pico poco antes del perihelio a 10-15 radios solares, [20] después de lo cual se vuelven más tenues. Esto puede deberse a la evaporación de minerales como el olivino y el piroxeno . [15] Otros estudios encuentran un patrón más caótico de brillo y oscurecimiento. [19] El agua y los materiales orgánicos de un cometa se evaporan primero, exponiendo agregaciones esponjosas de olivinos que forman colas de polvo. [21] El polvo de estos cometas permanece en la corona solar , donde interactúa con el campo magnético del Sol . [22]

Miembros notables

Los miembros más brillantes de los cometas rasantes del sol Kreutz han sido espectaculares, fácilmente visibles en el cielo diurno. Los tres más impresionantes han sido el Gran Cometa de 1843 , el Gran Cometa de 1882 y X/1106 C1 . El progenitor de todos los cometas rasantes del sol Kreutz observados hasta la fecha puede ser el Gran Cometa de 371 a. C. , [23] o cometas vistos en 214 a. C., 423 d. C. o 467 d. C. [6] Otro notable cometa rasante del sol Kreutz fue el cometa Eclipse de 1882 . [1] Otros candidatos a cometas rasantes del Sol de Kreutz son los cometas observados en el año 582 d. C. en China y Europa, [24] X/1381 V1 que fue visto desde Japón, Corea, Rusia y Egipto, [25] dos cometas vistos en 1668 y 1695, [26] C/1880 C1, el Gran Cometa del Sur de 1887 , [27] C/1945 X1 (du Toit), [28] C/1970 K1 [27] y C/2005 S1, uno de los cometas rasantes del Sol de Kreutz mejor observados. [29]

Gran Cometa del 371 a.C.

El Gran Cometa visto en el invierno de 372-371 a. C. era un cometa extremadamente brillante que se cree que es el progenitor de toda la familia de los cometas rasantes del sol Kreutz. Fue observado por Aristóteles y Éforo durante el período en el que era visible a simple vista. Se informó que tenía una cola extremadamente larga, brillante y prominente de color rojizo, así como un núcleo más brillante que cualquier estrella en el cielo nocturno. [23]

Gran Cometa del año 1106 d.C.

El Gran Cometa del año 1106 d. C. fue un cometa gigantesco que fue observado por observadores de todo el mundo. El 2 de febrero de 1106 d. C., se informó de la aparición de una estrella junto al Sol, a un grado aproximadamente de él. Parece que su brillo disminuyó después de esta aparición, con un núcleo bastante débil y anodino después del perihelio, pero su cola creció enormemente y el 7 de febrero, los observadores japoneses dijeron que la cola blanca extremadamente brillante se extendía unos 100 grados a través del cielo nocturno, que también se informó de que se había ramificado en múltiples colas. El 9 de febrero, se atenuó ligeramente, pero su cola seguía siendo extremadamente brillante, midiendo 60 grados de largo y 3 grados de ancho. Sin embargo, se ha registrado que la duración total del cometa gigante a simple vista es de entre 15 y 70 días en los textos europeos. Evaluaciones recientes, así como observaciones del cometa dividiéndose en múltiples pedazos después del perihelio, han sugerido que este cometa fue el progenitor de un subgrupo completo de cometas rasantes del Sol Kreutz, incluidos los extremadamente brillantes cometas rasantes del Sol de 1882, 1843 y 1965. Las observaciones también sugieren que el fragmento más grande del Gran Cometa de 371 a. C. regresó más tarde como el Gran Cometa de 1106 d. C. [30]

Gran Cometa de 1843

El Gran Cometa de 1843 fue observado por primera vez a principios de febrero de ese año, poco más de tres semanas antes de su paso por el perihelio, cuando pasó a unos 830.000 kilómetros (520.000 millas) de la superficie del Sol. [31] El 27 de febrero era fácilmente visible en el cielo diurno, [32] y los observadores describieron haber visto una cola de 2-3° de largo que se alejaba del Sol antes de perderse en el resplandor del cielo. Después de su paso por el perihelio, reapareció en el cielo matutino, [32] y desarrolló una cola extremadamente larga. Se extendió unos 45° a través del cielo el 11 de marzo y tenía más de 2° de ancho; [33] se calculó que la cola tenía más de 300 millones de kilómetros (2 UA) de largo. Este fue el récord de la cola cometaria más larga medida hasta el año 2000, cuando se descubrió que la cola del cometa Hyakutake se extendía hasta unos 550 millones de kilómetros de longitud. La magnitud aparente máxima alcanzada por este cometa fue -10. (La distancia Tierra-Sol, 1 UA, es de sólo 150 millones de kilómetros.) [34] [35]

El cometa fue muy visible a principios de marzo, antes de desaparecer hasta quedar casi invisible a simple vista a principios de abril. [33] Fue detectado por última vez el 20 de abril. Este cometa aparentemente causó una gran impresión en el público, inspirando en algunos el temor de que el día del juicio final era inminente. [32]

Cometa del eclipse de 1882

Un grupo de observadores reunidos en Egipto para ver un eclipse solar en mayo de 1882 también observó una raya brillante cerca del Sol una vez que comenzó la totalidad. La raya era el paso por el perihelio de un cometa Kreutz, y su avistamiento durante el eclipse fue la única observación del mismo. Las fotografías del eclipse revelaron que el cometa se había movido notablemente durante el eclipse de 1m50s, como sería de esperar de un cometa que pasa por el Sol a casi 500 km/s. El cometa a veces se conoce como Tewfik , en honor a Tewfik Pasha , el Jedive de Egipto en ese momento. [2]

Gran Cometa de 1882

Imagen del cielo nocturno con muchas estrellas pequeñas. En el centro de la imagen hay un rayo de luz.
Fotografía del Gran Cometa de 1882, visto desde Sudáfrica

El Gran Cometa de 1882 fue descubierto independientemente por muchos observadores, ya que era fácilmente visible a simple vista cuando apareció a principios de septiembre de 1882, solo unos días antes del perihelio, en el que alcanzó una magnitud aparente estimada en -17, con mucho la más brillante registrada para cualquier cometa y excediendo el brillo de la luna llena por un factor de 57. [35] Se volvió rápidamente más brillante y finalmente fue tan brillante que fue visible durante el día durante dos días (16-17 de septiembre), incluso a través de nubes ligeras. [36]

Después de su paso por el perihelio, el cometa permaneció brillante durante varias semanas. Durante octubre, se vio que su núcleo se fragmentaba primero en dos y luego en cuatro pedazos. Algunos observadores también informaron haber visto manchas difusas de luz a varios grados de distancia del núcleo. La velocidad de separación de los fragmentos del núcleo fue tal que regresarán con un intervalo de aproximadamente un siglo, entre 670 y 960 años después de la ruptura. [6]

Cometa Ikeya-Seki

El cometa Ikeya–Seki es el cometa Kreutz más brillante que ha pasado por el Sol. Fue descubierto independientemente por dos astrónomos aficionados japoneses el 18 de septiembre de 1965, con 15 minutos de diferencia, y rápidamente reconocido como un cometa Kreutz. [2] Aumentó su brillo rápidamente durante las cuatro semanas siguientes a medida que se acercaba al Sol, y alcanzó una magnitud aparente de 2 el 15 de octubre. Su paso por el perihelio se produjo el 21 de octubre, y los observadores de todo el mundo lo vieron fácilmente en el cielo diurno. [2] Unas horas antes de su paso por el perihelio el 21 de octubre tenía una magnitud visible de -10 a -11, comparable al primer cuarto de la Luna y más brillante que cualquier otro cometa visto desde 1882. Un día después del perihelio su magnitud disminuyó a solo -4. [37]

Los astrónomos japoneses utilizaron un coronógrafo para observar cómo el cometa se rompió en tres pedazos 30 minutos antes del perihelio. Cuando el cometa reapareció en el cielo matutino a principios de noviembre, se detectaron con certeza dos de estos núcleos y se sospechó que el tercero era el más pequeño. El cometa desarrolló una cola muy prominente, de unos 25° de longitud, antes de desvanecerse a lo largo de noviembre. Se detectó por última vez en enero de 1966. [38]

Historia dinámica y evolución

Ver subtítulo y texto del artículo
Relación aproximada de los miembros más grandes de los rozadores solares de Kreutz. Nótese que el paso del perihelio en el que se produjeron las fragmentaciones puede no estar bien establecido

Un estudio realizado por Brian G. Marsden en 1967 fue el primer intento de rastrear la historia orbital del grupo para identificar el cometa progenitor. [2] [5] Todos los miembros conocidos del grupo hasta 1965 tenían inclinaciones orbitales casi idénticas en aproximadamente 144°, así como valores muy similares para la longitud del perihelio en 280-282°, con un par de puntos extremos probablemente debidos a cálculos orbitales inciertos. Existía un rango más amplio de valores para el argumento del perihelio y la longitud del nodo ascendente . [5]

Marsden descubrió que los cometas rasantes del Sol de Kreutz podían dividirse en dos grupos, con elementos orbitales ligeramente diferentes, lo que implica que la familia resultó de fragmentaciones en más de un perihelio. [2] Al rastrear las órbitas de Ikeya-Seki y el Gran Cometa de 1882, Marsden descubrió que en su paso anterior por el perihelio, la diferencia entre sus elementos orbitales era del mismo orden de magnitud que la diferencia entre los elementos de los fragmentos de Ikeya-Seki después de que se rompiera. [39] Esto significaba que era realista presumir que eran dos partes del mismo cometa que se había roto una órbita antes. El mejor candidato para el cometa progenitor fue el Gran Cometa de 1106 : el período orbital derivado de Ikeya-Seki indicó que su perihelio anterior coincidía con el de 1106, y aunque la órbita derivada del Gran Cometa de 1882 implicaba un perihelio anterior unas décadas más tarde, solo se requeriría un pequeño cambio en los elementos orbitales para que coincidiera. [2]

Los cometas que rozaron el Sol en 1668, 1689, 1702 y 1945 parecen estar estrechamente relacionados con los de 1882 y 1965, [2] aunque sus órbitas no están lo suficientemente bien determinadas como para establecer si se separaron del cometa original en 1106, o del paso por el perihelio anterior a ese, en algún momento entre los siglos III y V d. C. [6] Este subgrupo de cometas se conoce como Subgrupo II. [40] [1] El cometa White–Ortiz–Bolelli , que fue visto en 1970, [41] está más estrechamente relacionado con este grupo que el Subgrupo I, pero parece haberse separado durante la órbita anterior a los otros fragmentos. [1]

Los cometas que rozaron el Sol observados en 1843 (Gran Cometa de 1843) y 1963 ( Cometa Pereyra ) parecen estar estrechamente relacionados y pertenecen al subgrupo I, [40] aunque cuando se rastrean sus órbitas hasta un perihelio anterior, las diferencias entre los elementos orbitales siguen siendo bastante grandes, lo que probablemente implica que se separaron el uno del otro una revolución antes de eso. [39] Es posible que no estén relacionados con el cometa de 1106, sino más bien con un cometa que regresó unos 50 años antes. [1] El subgrupo I también incluye cometas vistos en 1695, 1880 (Gran Cometa Austral de 1880) y en 1887 (Gran Cometa Austral de 1887), así como la gran mayoría de cometas detectados por la misión SOHO (ver más abajo). [1]

Se cree que la distinción entre los dos subgrupos implica que son el resultado de dos cometas progenitores separados, que a su vez fueron parte de un cometa "abuelo" que se fragmentó varias órbitas anteriormente. [1] Un posible candidato para el abuelo es un cometa observado por Aristóteles y Éforo en el 371 a. C. Éforo afirmó haber visto este cometa romperse en dos. Sin embargo, los astrónomos modernos son escépticos ante las afirmaciones de Éforo, porque no fueron confirmadas por otras fuentes. [6] En cambio, los cometas que llegaron entre los siglos III y V d. C. (cometas de 214, 426 y 467) se consideran como posibles progenitores de la familia Kreutz. [6] El cometa original ciertamente debe haber sido muy grande, tal vez tan grande como 100 km de diámetro [1] aunque también es posible un tamaño de solo unas pocas decenas de kilómetros, similar al cometa Hale-Bopp . [42] Un estudio sugiere que la órbita del progenitor cambió en un proceso de dos pasos que comenzó en la nube de Oort : primero, se perturbó hasta convertirse en una elipse cuyo semieje mayor era de aproximadamente 100 UA, y segundo, evolucionó hacia una órbita rasante al Sol a través del mecanismo de Kozai . [43]

Aunque su órbita es bastante diferente de las de los dos grupos principales, es posible que el cometa de 1680 también esté relacionado con los cometas rasantes del Sol Kreutz a través de una fragmentación hace muchas órbitas. [6]

Los cometas rasantes del sol Kreutz probablemente no sean un fenómeno único. Otras familias de cometas rasantes del sol que se formaron a partir de la ruptura de un cuerpo padre son los cometas rasantes del sol Meyer, los cometas rasantes del sol Marsden y los cometas rasantes del sol Kracht. [9] [44] Estos forman los cometas rasantes del sol "no Kreutz" o "esporádicos". [45] Las familias Kreutz, Marsden y Kracht y el cometa 96P/Machholz pueden a su vez formar una familia más grande, el complejo interplanetario Machholz, que puede haberse formado a través de la ruptura de un cuerpo padre antes de 950 d. C. [46] El origen último de los cometas rasantes del sol Kreutz es probablemente la nube de Oort , con procesos físicos desconocidos que redujeron el semieje mayor hasta que resultó un cometa rasante del sol. Este proceso puede ocurrir unas pocas veces cada millón de años, lo que puede ser una subestimación o puede indicar que la humanidad tiene suerte de que exista una familia de cometas rasantes del sol Kreutz en este momento. [47] Los estudios han demostrado que para los cometas con altas inclinaciones orbitales y distancias de perihelio de menos de aproximadamente 2 UA, el efecto acumulativo de las perturbaciones gravitacionales tiende a resultar en órbitas rasantes al Sol. [48] Un estudio ha estimado que el cometa Hale–Bopp tiene alrededor de un 15% de posibilidades de convertirse eventualmente en un cometa rasante al Sol. [49] Se han detectado familias de cometas similares al grupo Kreutz alrededor de la estrella Beta Pictoris . [50]

Observaciones recientes

Hasta hace poco, un miembro muy brillante de los cometas rasantes del Sol Kreutz podía pasar desapercibido por el Sistema Solar interior si su perihelio había ocurrido entre mayo y agosto aproximadamente. [1] En esta época del año, visto desde la Tierra , el cometa se acercaba y se alejaba casi directamente detrás del Sol y solo podía volverse visible extremadamente cerca del Sol si se volvía muy brillante. Solo una notable coincidencia entre el paso por el perihelio del cometa Eclipse de 1882 y un eclipse solar total permitió su descubrimiento. [1]

Durante la década de 1980, dos satélites de observación solar descubrieron por casualidad varios nuevos miembros de la familia Kreutz. Desde el lanzamiento del satélite de observación solar SOHO en 1995, ha sido posible observar cometas muy cerca del Sol en cualquier época del año. [6] El satélite proporciona una visión constante de la vecindad solar inmediata, y SOHO ha descubierto cientos de nuevos cometas rasantes del Sol, algunos de apenas unos metros de diámetro. Alrededor del 83% de los cometas rasantes descubiertos por SOHO son miembros del grupo Kreutz, y los demás incluyen las familias Meyer, Marsden y Kracht1&2. [45] Los nuevos cometas rasantes del Sol Kreutz se descubren aproximadamente una vez cada tres días, [51] mientras que muchos probablemente pasan desapercibidos. [52] Su frecuencia aumentó de 1997-2002 a 2003-2008. [53] Probablemente tienen radios de solo unas pocas docenas de metros. [54] Aparte del cometa Lovejoy, ninguno de los cometas rasantes del Sol vistos por SOHO ha sobrevivido a su paso por el perihelio; algunos pueden haberse hundido en el propio Sol, pero es probable que la mayoría simplemente se hayan evaporado por completo. [40] [6] La ruptura centrífuga es otro proceso importante que destruye los cometas rasantes del Sol Kreutz más pequeños, [55] y puede explicar la ruptura tardía de algunos cometas Kreutz mucho después de que pasaron por el perihelio y se están alejando del Sol. [56]

El cometa Kreutz número 1000 que se conoce fue observado por SOHO el 10 de agosto de 2006 y se lo denomina C/2006 P7 (SOHO). [57] A junio de 2020 , el 85% o aproximadamente 3400 de los 4000 cometas que se han identificado utilizando datos de SOHO, principalmente por astrónomos aficionados que analizan las observaciones de SOHO a través de Internet , eran cometas Kreutz. [58] A febrero de 2024 , la base de datos de cuerpos pequeños del JPL de la NASA enumera alrededor de 1300 cometas Kreutz. [59]

Los cometas rasantes del Sol suelen aparecer en pares o tríos [44] separados por unas pocas horas. Estos pares son demasiado frecuentes como para que se produzcan por casualidad y no pueden deberse a fragmentaciones en la órbita anterior, porque los fragmentos se habrían separado por una distancia mucho mayor [6] . En cambio, se cree que los pares son el resultado de fragmentaciones lejos del perihelio. Se ha observado que muchos cometas se fragmentan lejos del perihelio y parece que en el caso de los cometas rasantes del Sol de Kreutz, una fragmentación inicial cerca del perihelio puede ir seguida de una "cascada" de fragmentaciones en curso a lo largo del resto de la órbita [6] [48] .

Existen pequeñas diferencias entre los cometas Kreutz rasantes del Sol del Subgrupo I y del Subgrupo II; los primeros se acercan ligeramente al Sol y los nodos ascendentes difieren en unos 20°. [40] El número de cometas Kreutz del Subgrupo I descubiertos es de aproximadamente nueve [60] a cuatro veces el número de miembros del Subgrupo II. Esto sugiere que el cometa "abuelo" se dividió en cometas progenitores de tamaño desigual. [6]

Futuro

Dinámicamente, los rozadores solares de Kreutz podrían seguir siendo reconocidos como una familia distinta durante muchos miles de años. Con el tiempo, sus órbitas se dispersarán por perturbaciones gravitacionales, aunque dependiendo de la tasa de fragmentación de las partes constituyentes, el grupo podría destruirse por completo antes de dispersarse gravitacionalmente. [48] Durante 2002-2017, la aparición de rozadores solares de Kreutz se mantuvo prácticamente constante. [61]

No es posible estimar las probabilidades de que otro cometa Kreutz muy brillante llegue en el futuro cercano, pero dado que al menos 10 han alcanzado visibilidad a simple vista en los últimos 200 años, parece casi seguro que otro gran cometa de la familia Kreutz llegará en algún momento. [41] El cometa White–Ortiz–Bolelli en 1970 alcanzó una magnitud aparente de 1. [62] En diciembre de 2011, el cometa rasante solar Kreutz C/2011 W3 (Lovejoy) sobrevivió a su paso por el perihelio durante algún tiempo [63] y tuvo una magnitud aparente de −3. [64] Este cometa probablemente no sea el heraldo de otra llegada de brillantes cometas rasantes solares Kreutz. [65]

Véase también

Referencias

  1. ^ abcdefghijkl Sekanina, Zdeněk; Chodas, Paul W. (2004). "Jerarquía de fragmentación de cometas brillantes rasantes del Sol y el nacimiento y evolución orbital del sistema Kreutz. I. Modelo de dos superfragmentos" (PDF) . The Astrophysical Journal . 607 (1): 620–639. Bibcode :2004ApJ...607..620S. doi :10.1086/383466. hdl :2014/39288. S2CID  53313156. Archivado desde el original el 2021-10-19 . Consultado el 2018-11-04 .
  2. ^ abcdefghijk Marsden, Brian G. (1967). "El grupo de cometas rasantes del Sol". The Astronomical Journal . 72 (9): 1170–1183. Bibcode :1967AJ.....72.1170M. doi :10.1086/110396.
  3. ^ Kreutz, Heinrich Carl Friedrich (1888). "Untersuchungen über das cometensystem 1843 I, 1880 I y 1882 II". Kiel . Kiel, Druck von C. Schaidt, CF Mohr nachfl., 1888–91. Código bibliográfico : 1888uudc.book.....K.
  4. ^ abc Knight, Matthew M.; Walsh, Kevin J. (24 de septiembre de 2013). "¿Sobrevivirá el cometa Ison (C/2012 S1) al perihelio?". The Astrophysical Journal . 776 (1): 2. arXiv : 1309.2288 . Código Bibliográfico :2013ApJ...776L...5K. doi : 10.1088/2041-8205/776/1/L5 . ISSN  2041-8205.
  5. ^ abcd Sekanina, Zdeněk (2001). "Los cometas rasantes del Sol de Kreutz: ¿el caso definitivo de fragmentación y desintegración cometaria?" (PS) . Publicaciones del Instituto Astronómico de la Academia de Ciencias de la República Checa . 89 (89): 78–93. Código Bibliográfico :2001PAICz..89...78S. Archivado desde el original el 26 de mayo de 2011. Consultado el 28 de octubre de 2008 .
  6. ^ abcdefghijkl Sekanina, Zdeněk; Chodas, Paul W. (2007). "Jerarquía de fragmentación de cometas brillantes rasantes del Sol y el nacimiento y evolución orbital del sistema Kreutz. II. El caso de la fragmentación en cascada". The Astrophysical Journal . 663 (1): 657–676. Bibcode :2007ApJ...663..657S. doi : 10.1086/517490 . hdl :2014/40925. S2CID  56347169.
  7. ^ Thomas 2020, pág. 437.
  8. ^ Królikowska, Małgorzata; Dybczyński, Piotr A (11 de abril de 2019). «Estadísticas de descubrimiento y 1/ una distribución de cometas de período largo detectados durante 1801-2017». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 484 (3): 3464. arXiv : 1901.01722 . doi : 10.1093/mnras/stz025 . ISSN  0035-8711. Archivado desde el original el 8 de noviembre de 2023. Consultado el 8 de noviembre de 2023 .
  9. ^ ab Battams y otros. 2017, pág. 5.
  10. ^ Weissman, Paul; Morbidelli, Alessandro; Davidsson, Björn; Blum, Jürgen (febrero de 2020). "Origen y evolución de los núcleos cometarios". Space Science Reviews . 216 (1): 22. Bibcode :2020SSRv..216....6W. doi :10.1007/s11214-019-0625-7. ISSN  0038-6308. S2CID  255062842.
  11. ^ Kalinicheva, Olga V. (1 de noviembre de 2018). "Cometas de los grupos Marsden y Kracht". Open Astronomy . 27 (1): 304. Bibcode :2018OAst...27..303K. doi : 10.1515/astro-2018-0032 . ISSN  2543-6376.
  12. ^ Dones, Luke; Brasser, Ramon; Kaib, Nathan; Rickman, Hans (diciembre de 2015). "Origen y evolución de los reservorios cometarios". Space Science Reviews . 197 (1–4): 202. Bibcode :2015SSRv..197..191D. doi :10.1007/s11214-015-0223-2. ISSN  0038-6308. S2CID  123931232.
  13. ^ Barbieri, César; Bertini, Ivano (1 de agosto de 2017). "Cometas". La Rivista del Nuevo Cimento . 40 (8): 355. Código bibliográfico : 2017NCimR..40..335B. doi :10.1393/ncr/i2017-10138-4.
  14. ^ Fernández et al. 2021, pág. 790.
  15. ^ por Thomas 2020, pág. 432.
  16. ^ Battams y otros. 2017, pág. 8.
  17. ^ Jones y otros, 2018, pág. 34.
  18. ^ Raymond, JC; Downs, Cooper; Knight, Matthew M.; Battams, Karl; Giordano, Silvio; Rosati, Richard (27 de abril de 2018). "Cometa C/2011 W3 (Lovejoy) entre 2 y 10 radios solares: parámetros físicos del cometa y la corona". The Astrophysical Journal . 858 (1): 12. Bibcode :2018ApJ...858...19R. doi : 10.3847/1538-4357/aabade . ISSN  1538-4357.
  19. ^ ab Jones y col. 2018, pág. 30.
  20. ^ Battams y otros, 2017, pág. 7.
  21. ^ Thompson, WT (noviembre de 2015). "Medidas de polarización lineal del cometa C/2011 W3 (Lovejoy) desde STEREO". Icarus . 261 : 130. Bibcode :2015Icar..261..122T. doi :10.1016/j.icarus.2015.08.018. Archivado desde el original el 2024-03-09 . Consultado el 2023-11-08 .
  22. ^ Pesnell, WD; Bryans, P. (marzo de 2014). "La química dependiente del tiempo de los restos cometarios en la corona solar". The Astrophysical Journal . 785 (1): 50. Bibcode :2014ApJ...785...50P. doi : 10.1088/0004-637X/785/1/50 . ISSN  0004-637X.
  23. ^ ab England, KJ (2002). "Early Sungrazer Comets". Journal of the British Astronomical Association . 112 : 13. Código Bibliográfico :2002JBAA..112...13E. Archivado desde el original el 2020-06-30 . Consultado el 2020-06-30 .
  24. ^ Osservatorio Astronómico Sormano (Italia); Sicoli, Piero; Gorelli, Roberto; ARA, Observatorio Astronómico Virginio Cesarini; Martínez Uso, María José; Universidad Politécnica de Valencia; Marco Castillo, Francisco José; Universitat Jaume I (2023-10-16). Cometas medievales: perspectiva europea y de Oriente Medio (1 ed.). Editorial Universitat Politècnica de València. pag. 83. doi : 10.4995/sccie.2023.666301. ISBN 978-84-1396-153-8Archivado desde el original el 8 de noviembre de 2023. Consultado el 8 de noviembre de 2023 .
  25. ^ Bekli, Mohamed Reda; Chadou, Ilhem; Aissani, Djamil (marzo de 2019). "THÉORIE DES COMÈTES ET OBSERVACIONES INÉDITES EN OCCIDENT MUSULMAN". Ciencias y Filosofía Árabes . 29 (1): 100. doi :10.1017/S0957423918000103. ISSN  0957-4239. S2CID  171583671.
  26. ^ El-Bizri, Nader; Orthmann, Eva, eds. (2018). Las ciencias ocultas en las culturas islámicas premodernas. Ergon Verlag. p. 127. doi :10.5771/9783956503757. ISBN 978-3-95650-375-7.
  27. ^ ab Jones et al. 2018, pág. 6.
  28. ^ Battams y otros. 2017, pág. 6.
  29. ^ Jewitt, David (1 de junio de 2021). "Sistemática y consecuencias de los pares de desgasificación del núcleo del cometa". The Astronomical Journal . 161 (6): 8. arXiv : 2103.10577 . Código Bibliográfico :2021AJ....161..261J. doi : 10.3847/1538-3881/abf09c . ISSN  0004-6256.
  30. ^ "X/1106 C1". Archivado desde el original el 26 de enero de 2021. Consultado el 30 de junio de 2020 .
  31. ^ Cottam, Stella; Orchiston, Wayne (2015). Eclipses, tránsitos y cometas del siglo XIX: cómo cambió la percepción de los cielos en Estados Unidos. Biblioteca de Astrofísica y Ciencia Espacial. Vol. 406. Cham: Springer International Publishing. p. 23. doi :10.1007/978-3-319-08341-4. ISBN 978-3-319-08340-7.
  32. ^ abc Hubbard, JS (1849). "Sobre la órbita del gran cometa de 1843". The Astronomical Journal . 1 (2): 10–13. Bibcode :1849AJ......1...10H. doi :10.1086/100004.
  33. ^ ab "Observaciones del gran cometa de 1843". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 6 (2): 3–6. 1843. Bibcode :1843MNRAS...6....3.. doi : 10.1093/mnras/6.1.2 .
  34. ^ Jones, Geraint H.; Balogh, André; Horbury, Timothy S. (2000). "Identificación de la cola de iones extremadamente larga del cometa Hyakutake a partir de las firmas del campo magnético". Nature . 404 (6778): 574–576. Bibcode :2000Natur.404..574J. doi :10.1038/35007011. PMID  10766233. S2CID  4418311.
  35. ^ ab Stoyan, Ronald (8 de enero de 2015). Atlas de los grandes cometas. Cambridge University Press. ISBN 9781107093492Archivado del original el 19 de octubre de 2021 . Consultado el 9 de mayo de 2021 .
  36. ^ "Los cometas de 1882". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 43 (2): 203–209. 1883. Bibcode :1883MNRAS..43R.203.. doi : 10.1093/mnras/43.4.203 .
  37. ^ Opik, EJ (1966). "Cometas que rayan el Sol y disrupción de mareas". The Irish Astronomical Journal . 7 (5): 141–161. Código Bibliográfico :1966IrAJ....7..141O.
  38. ^ Hirayama, T.; Moriyama, F. (1965). "Observaciones del cometa Ikeya–Seki (1965f)". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 17 : 433–436. Código Bibliográfico :1965PASJ...17..433H.
  39. ^ ab Marsden, BG (1989). "El grupo de cometas rasantes del Sol. II". The Astronomical Journal . 98 (6): 2306–2321. Bibcode :1989AJ.....98.2306M. doi :10.1086/115301.
  40. ^ abcd Seargent 2017, pág. 103.
  41. ^ ab Sekaina, Zdeněk; Chodas, Paul W. (2002). "Fragmentación de los principales cometas rasantes del Sol C/1970 K1, C/1880 C1 y C/1843 D1". The Astrophysical Journal . 581 (2): 1389–1398. Bibcode :2002ApJ...581.1389S. doi : 10.1086/344261 .
  42. ^ Jones y otros, 2018, pág. 24.
  43. ^ Fernández et al. 2021, págs. 789–802.
  44. ^ ab Abedin, Abedin; Wiegert, Paul; Pokorný, Petr; Brown, Peter (enero de 2017). «La edad y el probable cuerpo progenitor de la lluvia de meteoros ariétidas diurnas». Icarus . 281 : 418. Bibcode :2017Icar..281..417A. doi :10.1016/j.icarus.2016.08.017. Archivado desde el original el 2023-11-17 . Consultado el 2023-11-08 .
  45. ^ ab "Lista completa de cometas SOHO y STEREO". Asociación Astronómica Británica y Sociedad de Astronomía Popular. Octubre de 2008. Archivado desde el original el 2011-08-05 . Consultado el 2008-11-07 .
  46. ^ Abedin, Abedin; Wiegert, Paul; Janches, Diego; Pokorný, Petr; Brown, Peter; Hormaechea, Jose Luis (enero de 2018). "Formación y evolución pasada de las lluvias de 96P/complejo Machholz". Icarus . 300 : 360. Bibcode :2018Icar..300..360A. doi : 10.1016/j.icarus.2017.07.015 .
  47. ^ Fernández et al. 2021, pág. 801.
  48. ^ abc Bailey, ME; Chambers, JE; Hahn, G. (1992). "Origen de los cometas rasantes: un estado final cometario frecuente"". Astronomía y Astrofísica . 257 : 315–322. Código Bibliográfico :1992A&A...257..315B.
  49. ^ Bailey, YO; Emel'yanenko, VV; Hahn, G.; et al. (1996). "Evolución orbital del cometa 1995 O1 Hale-Bopp". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 281 (3): 916–924. Código bibliográfico : 1996MNRAS.281..916B. CiteSeerX 10.1.1.29.6010 . doi : 10.1093/mnras/281.3.916 . 
  50. ^ Kiefer, F.; des Etangs, A. Lecavelier; Boissier, J.; Vidal-Madjar, A.; Beust, H.; Lagrange, A.-M.; Hébrard, G.; Ferlet, R. (octubre de 2014). "Dos familias de exocometas en el sistema β Pictoris". Naturaleza . 514 (7523): 462–464. Código Bib :2014Natur.514..462K. doi : 10.1038/naturaleza13849. ISSN  0028-0836. PMID  25341784. S2CID  4451780. Archivado desde el original el 8 de noviembre de 2023 . Consultado el 8 de noviembre de 2023 .
  51. ^ "Una nave espacial descubre miles de cometas condenados – NASA Science". science.nasa.gov . Archivado desde el original el 28 de octubre de 2015 . Consultado el 26 de octubre de 2015 .
  52. ^ Battams y otros, 2017, pág. 9.
  53. ^ Knight, Matthew M.; A'Hearn, Michael F.; Biesecker, Douglas A.; Faury, Guillaume; Hamilton, Douglas P.; Lamy, Philippe; Llebaria, Antoine (1 de marzo de 2010). "ESTUDIO FOTOMÉTRICO DE LOS COMETAS KREUTZ OBSERVADOS POR SOHO ENTRE 1996 Y 2005". The Astronomical Journal . 139 (3): 948. Bibcode :2010AJ....139..926K. doi : 10.1088/0004-6256/139/3/926 . ISSN  0004-6256.
  54. ^ Scholz, Mathias (2016). Astrobiologie (en alemán). Berlín, Heidelberg: Springer Berlin Heidelberg. p. 206. Bibcode :2016asbi.book.....S. doi :10.1007/978-3-662-47037-4. ISBN 978-3-662-47036-7.
  55. ^ Jewitt, David (1 de junio de 2021). "Sistemática y consecuencias de los pares de desgasificación del núcleo del cometa". The Astronomical Journal . 161 (6): 9. arXiv : 2103.10577 . Código Bibliográfico :2021AJ....161..261J. doi : 10.3847/1538-3881/abf09c . ISSN  0004-6256.
  56. ^ Jones y otros, 2018, pág. 43.
  57. ^ Milone, Eugene F.; Wilson, William JF (2014). Astrofísica del sistema solar: atmósferas planetarias y el sistema solar exterior. Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Nueva York, NY: Springer New York. p. 604. Bibcode :2014ssa..book.....M. doi :10.1007/978-1-4614-9090-6. ISBN 978-1-4614-9089-0Archivado desde el original el 16 de marzo de 2024. Consultado el 8 de noviembre de 2023 .
  58. ^ Frazier, Sarah (16 de junio de 2020). «El cometa número 4000 descubierto por el Observatorio Solar de la ESA y la NASA». NASA . Archivado desde el original el 17 de junio de 2020 . Consultado el 14 de julio de 2020 .
  59. ^ "Un objeto retrógrado cerca de la órbita de Júpiter". Base de datos de cuerpos pequeños . NASA JPL. 29 de febrero de 2024. Filtrado con límite por tipo/grupo de objeto: cometas y restricciones personalizadas de órbita/objeto: 120 ≤ i ≤ 150, q < 0,1, e > 0,9. Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2021. Consultado el 29 de febrero de 2024 .
  60. ^ Knight, Matthew M.; A'Hearn, Michael F.; Biesecker, Douglas A.; Faury, Guillaume; Hamilton, Douglas P.; Lamy, Philippe; Llebaria, Antoine (1 de marzo de 2010). "ESTUDIO FOTOMÉTRICO DE LOS COMETAS KREUTZ OBSERVADOS POR SOHO ENTRE 1996 Y 2005". The Astronomical Journal . 139 (3): 927. Bibcode :2010AJ....139..926K. doi : 10.1088/0004-6256/139/3/926 . ISSN  0004-6256.
  61. ^ Battams y otros. 2017, pág. 15.
  62. ^ Kronk, Gary W. "C/1970 K1 (White-Ortiz-Bolelli)". Cometografía de Gary W. Kronk . Archivado desde el original el 19 de marzo de 2016. Consultado el 18 de octubre de 2023 .
  63. ^ Sekanina, Zdenek; Chodas, Paul W. (11 de septiembre de 2012). "Cometa C/2011 W3 (Lovejoy): determinación de la órbita, explosiones, desintegración del núcleo, morfología de la cola de polvo y relación con un nuevo cúmulo de brillantes rayos solares". The Astrophysical Journal . 757 (2): 127. arXiv : 1205.5839 . Bibcode :2012ApJ...757..127S. doi : 10.1088/0004-637x/757/2/127 . ISSN  0004-637X.
  64. ^ Phillips, Tony (15 de diciembre de 2011). "What's Up in Space". Spaceweather.com . Archivado desde el original el 21 de enero de 2012. Consultado el 28 de diciembre de 2011 .
  65. ^ Seargent 2017, pág. 106.

Lectura adicional

Enlaces externos

Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Kreutz Sungrazers .