El cometa Bennett , formalmente conocido como C/1969 Y1 (antiguo 1970 II y 1969i ), fue uno de los dos cometas brillantes observados en la década de 1970, junto con el cometa West , y se considera un gran cometa . [1] El nombre también lo lleva un cometa completamente diferente, C/1974 V2. Descubierto por John Caister Bennett el 28 de diciembre de 1969, cuando todavía se encontraba a casi dos UA del Sol , alcanzó el perihelio el 20 de marzo, pasando más cerca de la Tierra el 26 de marzo de 1970, mientras se alejaba, alcanzando un pico de magnitud 0. [2] Fue observado por última vez el 27 de febrero de 1971. [2]
El cometa fue descubierto por John Caister Bennett el 28 de diciembre de 1969 desde Pretoria , Sudáfrica, durante su rutina de búsqueda de cometas. El cometa estaba ubicado en la constelación de Tucana , en 65° de declinación sur, y tenía una magnitud estimada de 8,5. [3] En ese momento, el cometa estaba a aproximadamente 1,7 UA tanto del Sol como de la Tierra. [2] La órbita fue calculada por MP Candy del Observatorio de Perth y se hizo evidente que el cometa podría convertirse en un objeto brillante a fines de marzo, durante su perihelio a una distancia de 0,54 UA, a medida que se movía hacia el norte. [3] [2]
El cometa se hizo visible a simple vista en febrero, y en la primera semana de ese mes tenía una magnitud de 5 y su cola medía aproximadamente un grado de longitud. A finales de febrero, el cometa había aumentado su brillo hasta una magnitud de 3,5, mientras que su cola medía unos dos grados de longitud. [4] El cometa siguió aumentando su brillo durante marzo, a medida que se acercaba tanto al Sol como a la Tierra. A mediados de mes, era un objeto de primera magnitud con una cola curva prominente de unos 10 grados de longitud. [2] [4]
El cometa alcanzó el perihelio el 20 de marzo y cruzó el ecuador el 25 de marzo, haciéndose más visible en el cielo matutino del hemisferio norte, [3] manteniéndose en una elongación mayor de 32 grados. [5] El 26 de marzo fue el perigeo del cometa, cuando se aproximó a la Tierra a una distancia de 0,69 UA. [2] El cometa estaba entonces en la cuadratura de Pegaso y continuó moviéndose hacia el norte hasta alcanzar su máxima declinación norte de 83° en agosto, cuando el cometa estaba en la constelación de Camelopardalis . [3] El cometa a principios de abril tenía una magnitud de 1, pero a medida que se alejaba tanto del Sol como de la Tierra, [2] se había atenuado a una magnitud de 3-4 a finales de abril, cuando era circumpolar, ubicado en Casiopea . El cometa tenía en abril dos colas, siendo la más larga de 20-25 grados de longitud. [2] [4] Aunque a principios de mayo la cabeza del cometa había perdido magnitud hasta alcanzar 5, su cola todavía medía entre 10 y 15 grados, pero a finales de mes solo medía 2,5 grados. Fue visto por última vez a simple vista a mediados de mayo. [2] [3] [4]
Se observó que el cometa se desvanecía durante el verano, el otoño y el invierno. A principios de julio tenía una magnitud de alrededor de 10 y en septiembre, de 12. [3] En enero de 1971 fue fotografiado como un objeto de magnitud 18,9. La última vez que Elizabeth Roemer lo fotografió fue el 27 de febrero de 1971, cuando el cometa se encontraba a 4,9 UA del Sol y a 5,3 UA de la Tierra. [2]
Poco después de que se pudieran calcular los primeros elementos orbitales, se sugirió que el cometa se convertiría en "un objeto brillante, que podría observarse a simple vista ". Se descubrió que reunía tres características favorables que lo convertían en un cometa excepcional para la observación: una corta distancia de perihelio, una corta distancia de la Tierra y un alto brillo intrínseco. [6] Por lo tanto, se iniciaron numerosos proyectos de investigación, de modo que el cometa Bennett se convirtió en el cometa más fotografiado y más investigado en el momento de su aparición. [5]
Unos años antes se había sugerido que los cometas están rodeados por una envoltura de gas hidrógeno , que se podía detectar observando en el ultravioleta la línea Lyman α a 121,5 nm. Sin embargo, esta observación no es posible desde la Tierra porque la luz ultravioleta no penetra la atmósfera. La primera observación de un cometa en el ultravioleta se produjo en enero de 1970, cuando el Observatorio Astronómico Orbital 2 (OAO-2) adquirió el espectro del cometa C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) y verificó la envoltura de hidrógeno prevista. En febrero del mismo año, el cometa Bennett alcanzó una posición de observación favorable para la observación desde el espacio y fue observado sistemáticamente con OAO-2 y OGO-5 sobre la base de este descubrimiento desde mediados de marzo hasta mediados de abril con el fin de rastrear los cambios temporales y espaciales en la coma del cometa. [7]
A partir de los datos fotométricos obtenidos con OAO-2, se pudieron deducir las tasas de producción de OH y H y su dependencia de la distancia del cometa al Sol. Los resultados confirmaron la hipótesis de que la producción de gas de los cometas a pequeñas distancias solares está determinada por la evaporación del agua del núcleo. La pérdida total de agua durante su paso por el sistema solar interior se ha estimado en 200 millones de toneladas. [8] [9]
El cometa también fue observado por primera vez por el Observatorio Geofísico Orbital (OGO-5) el 1 y 2 de abril. Con un fotómetro más sensible que el OAO-2, se pudieron detectar emisiones de átomos de hidrógeno hasta una distancia de varios millones de kilómetros del núcleo del cometa. A partir de las mediciones, la masa de este hidrógeno se pudo derivar en aproximadamente 2 millones de toneladas. [10] Después de estas primeras mediciones exitosas, se decidió continuar observando el cometa con los instrumentos a bordo del OGO-5 y, por lo tanto, se obtuvieron un total de doce mapas de intensidad de la emisión Lyman-α del cometa hasta el 30 de abril. Los mapas muestran la evolución de la envoltura de hidrógeno a lo largo de un mes. El 1 de abril, cuando el cometa estaba a aproximadamente 0,6 UA del Sol, la envoltura de hidrógeno tenía un tamaño de 20 millones de km × 15 millones de km, después de lo cual comenzó a encogerse lentamente. La tasa de producción de átomos de hidrógeno derivada fue comparable al valor obtenido a partir de las observaciones del OAO-2. [11] [12] En investigaciones posteriores, se intentó fundamentar teóricamente los resultados de las mediciones con mayor concordancia y proporcionar modelos refinados para la formación de las capas de hidrógeno. [13] [14]
En el Centro de Vuelos Espaciales Goddard 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 las regiones violeta, azul, verde y amarilla del espectro. En particular, se evaluaron 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 del mismo brillo ( isófotas ) hasta una distancia de 150.000 km del núcleo . [15] También se realizaron estudios similares del 31 de marzo al 27 de abril en el Observatorio Hume Cronyn Memorial de la Universidad de Western Ontario en Canadá. Allí también se tomaron 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 evaluaron sus perfiles de intensidad en direcciones paralelas y perpendiculares a la cola del cometa [16] y se presentaron en forma de isófotas. [17]
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. De esta manera, se obtuvieron perfiles de brillo de las líneas de emisión de C2 y CN hasta una distancia de 100.000 km del núcleo del cometa. [18] También se creó un perfil de brillo de la línea de emisión "prohibida" del átomo de oxígeno a 630 nm a partir de imágenes del 18 de abril. Se ha sugerido que estos átomos son el resultado de la desintegración del CO2 y que el cometa Bennett contenía CO2 en exceso de agua. [19] Las mismas imágenes también se utilizaron para crear un perfil de brillo del ion H2O + hasta una distancia de unos 100.000 km del núcleo y para determinar su tasa de producción. [20] Los resultados podrían revisarse más tarde mediante un procesamiento mejorado de los datos. [21]
Del 7 al 18 de marzo se tomaron imágenes del cometa en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo, en Chile. La cola del cometa no mostró perturbaciones notables, solo se pudieron observar rayos laterales pronunciados. Esto indica que durante este período se produjeron interacciones relativamente tranquilas entre el viento solar y los campos magnéticos asociados y el cometa. [22]
Las imágenes tomadas desde finales de marzo hasta finales de mayo en el Observatorio Astrofísico di Asiago en Italia fueron evaluadas para la distribución de gas y polvo en la cola del cometa Bennett. El 3/4 de abril, se observó que la cola de gas del cometa se había desprendido de la coma. [23] Los espectros de la envoltura de gas neutro mostraron las líneas de emisión de CN, C 2 , C 3 , CH , NH 2 y Na. La cola de gas mostró una variación diurna en intensidad y estructura, lo que indica una producción muy errática de CO+. [24] En particular, también se intentó correlacionar una prominente torcedura observada en la cola de gas del cometa el 4 de abril con mediciones simultáneas de la actividad solar y el viento solar. Esto se hizo utilizando datos de medición proporcionados aproximadamente al mismo tiempo por las naves espaciales OGO-5, Vela 5, HEOS-1 y Pioneer 8 , así como por el experimento ALSEP instalado en la superficie lunar por el Apolo 12 . En una primera investigación, no se encontraron eventos en la dinámica medida del viento solar que pudieran explicar las deformaciones de la cola del cometa. [25] Sin embargo, investigaciones posteriores concluyeron que, en primer lugar, la dinámica del viento solar medida cerca de la Tierra probablemente era diferente de la que se producía cerca del cometa, y en segundo lugar, el seguimiento del viento solar era irregular en términos de ubicación y tiempo, por lo que las deformaciones de la cola del cometa probablemente todavía se puedan rastrear hasta eventos en el viento solar. [26]
Tres imágenes del cometa en luz roja, tomadas entre el 5 y el 8 de mayo en el Observatorio Estatal de Turingia en Tautenburg , cuando la Tierra estaba casi en el plano orbital del cometa, mostraron dos estructuras anómalas en la cola del cometa: una estructura radial y unas puntas cortas orientadas hacia el Sol, probablemente causadas por el polvo del cometa. La evaluación posterior de estas observaciones proporcionó evidencia de la peculiaridad de una "estructura de escote" (NLS) en la cola de polvo de un cometa, que solo se dedujo teóricamente en 1977. [27]
A finales de marzo y mediados de abril de 1970 se realizaron observaciones de la evolución del brillo del cometa en el infrarrojo en el Laboratorio Lunar y Planetario de Arizona. Además, el 31 de marzo de 1970 se realizaron observaciones con un telescopio infrarrojo a bordo de un Learjet . [28]
El 4 de abril de 1970, el cometa Bennett fue medido fotométricamente en el Observatorio O'Brien de la Universidad de Minnesota en el infrarrojo cercano y medio en longitudes de onda de 2-20 μm. Además del continuo de un cuerpo negro de aproximadamente 500 K en longitudes de onda cortas, también se pudo detectar una línea de emisión a 10 μm, que se remonta a granos de silicato en el polvo del cometa. [29] El resultado de la medición fue confirmado por otra medición realizada el 21 de abril en el Observatorio Nacional Kitt Peak en Arizona. [30]
Con el radiotelescopio del Observatorio Green Bank en Virginia Occidental, se intentó durante seis días a mediados de marzo de 1970 detectar la emisión de formaldehído a 4,83 GHz. [31] Del mismo modo, el radiotelescopio del Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos en Maryland intentó detectar la emisión de moléculas de agua a 22,2 GHz durante cuatro días a finales de marzo de 1970. [32] En ambos casos, no se pudieron detectar tales emisiones.
El cometa Bennett debía ser fotografiado por la tripulación del Apolo 13 durante su viaje a la Luna . Su primer intento, el 13 de abril de 1970, no tuvo éxito. El 14 de abril de 1970, después de completar la maniobra para orientar la nave espacial para un segundo intento, el módulo de servicio de Odyssey se rompió , lo que obligó a cancelar los objetivos científicos de la misión y el aterrizaje en la superficie lunar. [33] [34]
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