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Aggiornato il 09/03/2021
LA GRANDE COMETA del 1970
C/1969 Y1 (BENNETT)
La C/1969 Y1 (Bennett) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1970 .
Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le " Grandi Comete ".
È stata la seconda cometa osservata da satelliti in orbita .
Scoperta:
La cometa è stata scoperta la sera del 28 dicembre 1969 dall'astronomo dilettante sudafricano John Caister Bennett con un rifrattore da 125 millimetri a Pretoria.
La scoperta è avvenuta solo 15 minuti dopo aver avviato il suo regolare programma di ricerca delle comete, che aveva svolto per molti anni e aveva cercato invano per 333 ore negli ultimi tre anni. Bennett ha stimato la magnitudine in +8,5 mag, e l'ha descritta come piccola, diffusa e senza coda distinguibile . Riferì la sua scoperta alle autorità ufficiali e la sera successiva poté ripetere la sua osservazione della cometa.
La cometa era situata a 1,70 UA dalla Terra e 1,68 UA dal sole.
Osservazioni:
MP Candy (Perth Observatory) ha calcolato la prima orbita per questa cometa. Utilizzando più di tre posizioni accurate ottenute su un arco di 4 giorni, ha calcolato un'orbita parabolica che è stata pubblicata per la prima volta il 6 gennaio 1970. La data del perielio è stata determinata come 1970 marzo 20.30 e la distanza del perielio era 0,542 UA. Queste cifre sono cambiate solo leggermente quando le osservazioni sono state completate. Alla fine si è scoperto che l'orbita era ellittica con un periodo orbitale di circa 1700 anni.
Durante il gennaio del 1970 la cometa si è intensificata costantemente mentre si avvicinava al sole e alla Terra. Le stime di magnitudo all'inizio del mese erano generalmente intorno a 9, mentre le stime alla fine del mese erano leggermente più luminose di 7. La coda ha continuato ad essere assente fino quasi alla fine del mese, quando gli osservatori hanno iniziato a fotografare una coda di circa un grado lungo. Lo stesso Bennett ha riferito di una possibile coda vista visivamente attraverso il suo telescopio il 31 di gennaio.
La cometa si è illuminata da circa magnitudine 6 a circa 3 con il progredire di febbraio. Un ulteriore schiarimento si è verificato durante il mese di marzo quando la cometa ha continuato ad avvicinarsi sia al sole che alla Terra. La coda è diventata piuttosto sorprendente verso la metà di marzo poiché era curva e conteneva filamenti. La lunghezza era generalmente stimata tra 10 e 12 gradi. Nel frattempo, un attento esame della chioma ha rivelato brevi getti deboli che si estendevano dal lato esposto al sole del nucleo.
La cometa è passata più vicina alla Terra il 26 marzo 1970 (0,69 UA). A quel tempo la luminosità media era intorno allo 0, mentre le stime della lunghezza della coda variavano da 5 a 10 gradi.
La cometa è stata ampiamente osservata in aprile quando la sua posizione nel cielo mattutino è migliorata. Il fatto che la cometa si stesse allontanando dal Sole e dalla Terra, e quindi stesse svanendo, non le ha impedito di essere citata nei giornali e nei notiziari televisivi. La cometa ha iniziato il mese vicino alla magnitudine 1 ed è svanita a circa 5 entro la fine del mese. Sebbene la coda fosse generalmente stimata intorno ai 10 o 12 gradi, alcune stime arrivavano fino a 25 gradi intorno a metà aprile. La coda continuava a mostrare un aspetto ricurvo e conteneva numerose stelle filanti che erano più prominenti entro circa 5 gradi dal coma.
La cometa non era più un oggetto osservabile a occhio nudo dopo i primi giorni di maggio. Ha iniziato questo mese leggermente più luminosa della magnitudine 6 e ha terminato il mese più debole della magnitudine 9. Sebbene i filamenti della coda abbiano continuato a essere segnalate per tutto il mese, la lunghezza della coda è stata ampiamente segnalata intorno ai 2,5 gradi al termine di maggio.
La cometa svanì del tutto in autunno e durante l'inverno. La coda non è stata più segnalata con il progredire di agosto e la luminosità è finalmente scesa sotto la 13 alla fine di settembre. Nel gennaio 1971 la cometa fu fotografata come un oggetto ben condensato di magnitudine +18,9. È stato rilevato l'ultima volta il 27 febbraio, quando Elizabeth Roemer lo ha fotografato al Lunar and Planetary Laboratory. La cometa era a 4,9 UA dal sole e 5,3 UA dalla Terra.
Visibilità:
La seguente tabella riporta la luminosità totale e la lunghezza della coda più lunga a determinate date; la tabella è stata impostata per mettere in rilievo i periodi durante i quali la cometa ha presentato una luminosità totale inferiore alla 4ª magnitudine, sia pre che post perielio:
| Data: giorno e mese (1970) | Magnitudine visuale | Lunghezza della coda (in gradi) | |
|---|---|---|---|
| 10 marzo | 2,3 | 4 | |
| 13 marzo | 1,7 | 7 | |
| 18 marzo | 0,5 | - | |
| 19 marzo | - | 11 | |
| 20 marzo | - | 11 | |
| 21 marzo | 0,5 | - | |
| 22 marzo | -0,5 | 12 | |
| 26 marzo | 0 | - | |
| 28 marzo | 0,5 | - | |
| 1 aprile | 0,8 | - | |
| 4 aprile | 1,2 | - | |
| 5 aprile | 1,4 | 12 | |
| 6 aprile | 1,4 | 12 | |
| 8 aprile | 1,9 | - | |
| 11 aprile | 1,9 | 25 | |
| 12 aprile | - | 20 | |
| 14 aprile | 2 | - | |
| 16 aprile | 3 | - | |
| 25 aprile | 4 | - |
Valutazione scientifica:
Subito dopo che i primi elementi orbitali potevano essere calcolati, si presumeva che la cometa sarebbe diventata "un oggetto luminoso per l'osservazione ad occhio nudo". Si è scoperto che combinava tre proprietà favorevoli che la rendevano una cometa straordinaria per l'osservazione: una breve distanza del perielio, una breve distanza dalla Terra e un alto livello di luminosità, sono stati quindi avviati una serie di progetti di ricerca, in modo che la cometa Bennett venisse fotografata, per essere la cometa più approfonditamente studiata, e lo è stata nel suo tempo.
Ultravioletti:
Qualche anno prima si sospettava che le comete fossero circondate da un involucro di gas fatto di idrogeno , che poteva essere rilevato dalle osservazioni alla luce ultravioletta della linea Lyman α a 121,5 nm. Questa osservazione non è possibile da terra, tuttavia, perché la luce ultravioletta non penetra nell'atmosfera . La prima osservazione di una cometa nell'ultravioletto avvenne nel gennaio 1970 quando l'Orbiting Astronomical Observatory (OAO-2) misurò lo spettro della cometa C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) registrarono e dimostrarono l'inviluppo del gas previsto. Quando la cometa Bennett raggiunse una posizione favorevole per l'osservazione dallo spazio nel febbraio dello stesso anno, fu sistematicamente osservata da metà marzo a metà aprile, anche con OAO-2, al fine di seguire i cambiamenti temporali e spaziali nella chioma della cometa . Oltre alla riga Lyman α, è stato possibile misurare anche le righe di emissione di OH, NH e CN.
Dai dati fotometrici ottenuti con OAO-2, è stato possibile ricavare il tasso di produzione di OH e H, nonché la loro dipendenza dalla distanza dal sole della cometa. I risultati hanno confermato l'ipotesi che la produzione di gas da parte delle comete a piccole distanze dal Sole sia determinata dall'evaporazione dell'acqua dal nucleo . La perdita totale di acqua durante il suo passaggio attraverso il sistema solare interno è stata stimata in circa 200 milioni di tonnellate .
L'1 e il 2 aprile la cometa è stata osservata per la prima volta anche dall'Orbiting Geophysical Observatory (OGO-5). Con un fotometro più sensibile rispetto all'OAO-2, le emissioni di atomi di idrogeno potrebbero essere rilevate fino a una distanza di diversi milioni di km dal nucleo della cometa. La massa di questo idrogeno potrebbe essere derivata dalle misurazioni per essere di circa 2 milioni di tonnellate . Dopo queste prime misurazioni di successo, si è deciso di continuare l'osservazione della cometa con gli strumenti a bordo di OGO-5 e sono state ottenute un totale di dodici mappe di intensità dell'emissione Lyman-α della cometa entro il 30 aprile. Le mappe mostrano lo sviluppo dell'involucro dell'idrogeno nel corso di un mese. Il 1 aprile, quando la cometa si trovava a circa 0,6 UA dal Sole, l'involucro dell'idrogeno aveva un'area di 20 milioni di km × 15 milioni di km, dopodiché divenne lentamente più piccolo. Il tasso di produzione dedotto di atomi di idrogeno era paragonabile al valore ottenuto dalle osservazioni OAO-2.
In ulteriori indagini, sono stati fatti tentativi per sostenere teoricamente i risultati delle misurazioni con maggiore accordo e per fornire modelli raffinati per la formazione dei gusci di idrogeno.
Luce visibile:
Al Goddard Space Flight Center nel Maryland dal 28 marzo al 18 aprile 1970, le immagini della cometa sono state realizzate con filtri di interferenza a varie lunghezze d'onda nelle regioni viola, blu, verde e gialla dello spettro. In particolare sono state valutate le righe di emissione di CN, C2 , CO+ e Na. Mappe della chioma della cometa con linee di uguale luminosità (isofotiche) fino a una distanza di 150.000 km dal nucleo sono state create da queste e altre immagini, che sono state scattate in luce bianca all'osservatorio di Amburgo l'8 e il 9 aprile .
Una ricerca simile è stata condotta anche dal 31 marzo al 27 aprile presso l'Hume Cronyn Memorial Observatory della University of Western Ontario in Canada . Anche lì, le immagini della cometa sono state realizzate con filtri di interferenza a diverse lunghezze d'onda nelle regioni viola, blu e verde dello spettro. In particolare, sono state misurate le linee di emissione di CN e C2 e sono stati valutati i loro gradienti di intensità in direzioni parallele e perpendicolari alla coda della cometa e presentati sotto forma di isofoti.
Dal 30 marzo al 7 maggio 1970, gli esami spettrografici della cometa furono effettuati presso l'osservatorio dell'Università di Toledo in Ohio . In questo modo sono stati ottenuti profili di luminosità delle righe di emissione di C2 e CN fino a distanze di 100.000 km dal nucleo della cometa.
Un profilo di luminosità della linea di emissione "proibita" dell'atomo di ossigeno a 630 nm è stato anche creato dalle immagini scattate il 18 aprile . È stato suggerito che questi atomi derivino dal decadimento della CO2 e che la CO2 della cometa Bennett fosse più abbondante dell'acqua.
Le stesse registrazioni sono state utilizzate anche per creare un profilo di luminosità dello ione H2O+ fino ad una distanza di circa 100.000 km dal nucleo e per determinarne la velocità di produzione.
I risultati sono stati rivisti in seguito migliorando la preparazione dei dati. Tuttavia, l'esatto processo di formazione dei radicali nella chioma della cometa rimane poco chiaro.
La quantità di radicale OH, però non può essere spiegata unicamente dal decadimento dell'acqua che evapora dal nucleo.
Dal 7 al 18 marzo, le immagini della cometa sono state scattate all'Osservatorio Interamericano Cerro Tololo in Cile , in cui la coda della cometa non mostrava disturbi evidenti, si potevano osservare solo raggi laterali pronunciati. Ciò suggerisce che durante questo periodo si siano verificate interazioni relativamente calme tra il vento solare ed i campi magnetici associati e la cometa.
Le registrazioni effettuate da fine marzo a fine maggio presso l'Osservatorio Astrofisico di Asiago in Italia potrebbero essere valutate per quanto riguarda la distribuzione di gas e polveri nella coda della cometa Bennett.
Il 3/4 Ad aprile si è potuto osservare che la coda di gas della cometa è stata strappata dalla chioma.
Gli spettri dell'involucro del gas neutro hanno mostrato le linee di emissione di CN, C2 , C3 , CH, NH2 e Na. La coda del gas mostrava un'intensità e una struttura fluttuanti giornaliere, che indicavano una produzione molto irregolare di CO+ .
In particolare, sono stati fatti tentativi per correlare un notevole nodo osservato nella coda di gas della cometa il 4 aprile con misurazioni simultanee dell'attività solare e del vento solare. A tale scopo sono stati utilizzati dati di misura forniti contemporaneamente dalle sonde spaziali OGO-5, Vela 5 , HEOS-1 e Pioneer 8 , nonché dall'esperimento ALSEP installato dall'Apollo 12 sulla superficie lunare .
In una prima indagine, non sono stati trovati eventi nella dinamica misurata del vento solare che potrebbero spiegare la deformazione della coda della cometa.
Tuttavia, ulteriori indagini hanno concluso che, in primo luogo, le dinamiche del vento solare misurate vicino alla Terra erano probabilmente diverse da quelle vicino alla cometa e, in secondo luogo, il monitoraggio del vento solare era irregolare nella posizione e nel tempo, in modo che le deformazioni della coda della cometa può ancora essere fatta risalire agli eventi del vento solare.
Tre immagini della cometa in luce rossa, che sono state scattate dal 5 all'8 maggio presso l'Osservatorio di Stato della Turingia a Tautenburg , quando la Terra era quasi nel piano dell'orbita della cometa, hanno mostrato due strutture anomale nella coda della cometa: una struttura radiale e una breve punta rivolta verso il sole, probabilmente causata dalla polvere della cometa.
La successiva valutazione di queste osservazioni ha fornito la prova della particolarità di una "struttura della linea del collo" (NLS) nella coda di polvere di una cometa, che è stata teoricamente derivata solo nel 1977.
Infrarossi:
Le osservazioni dello sviluppo della luminosità della cometa nell'infrarosso sono state effettuate dalla fine di marzo alla metà di aprile 1970 presso il Lunar and Planetary Laboratory in Arizona. Inoltre, il 31 marzo 1970, furono effettuate osservazioni con un telescopio a infrarossi a bordo di un Learjet .
Il 4 aprile del 1970, la cometa Bennett è stata fotometricamente misurata al O'Brien Osservatorio della Università del Minnesota nel prossimo e medio infrarosso a 2-20 micron di lunghezza d'onda. Oltre al continuo di un corpo nero di circa 500 K a lunghezze d'onda corte, è stata trovata anche una linea di emissione a 10 µm , che è stata ricondotta a grani di silicato nella polvere della cometa.
Il risultato della misurazione è stato confermato da un'altra misurazione il 21 aprile presso il Kitt Peak National Observatory in Arizona.
Microonde:
Con il radiotelescopio dell'Osservatorio Green Bank in West Virginia , si è cercato su sei giorni a metà marzo 1970 di rilevare l'emissione di formaldeide a 4,83 GHz.
In quattro giorni alla fine di marzo 1970 fu fatto anche un tentativo con il radiotelescopio del Laboratorio di ricerca navale degli Stati Uniti nel Maryland per rilevare l'emissione di molecole d'acqua a 22,2 GHz.
In entrambi i casi non è stato possibile rilevare tali emissioni.
Curiosità:
Anche la cometa Bennett era stata inserita nel programma di osservazione degli astronauti a bordo dell'Apollo 13 . Dopo che la cometa poteva già essere fotografata il 13 aprile 1970, doveva essere registrata di nuovo il 14 aprile, dopo che la sua trasmissione televisiva quotidiana era stata completata. Durante la manovra con cui l'astronave doveva essere allineata per queste registrazioni, una delle bombole di ossigeno è esplosa e le successive misure di soccorso hanno impedito ogni ulteriore programma scientifico, rammentando a tutti che le comete sono state considerate per millenni come portatrici di sventura.
Implicazioni:
Nel 1973, Delsemme e Rud tentarono per la prima volta di determinare il raggio e l'albedo di diverse comete, inclusa la cometa Bennett, dalle misurazioni della luminosità a grandi distanze dal Sole e dalla produzione di gas osservata a brevi distanze dal Sole. Supponendo che il nucleo della cometa sia costituito essenzialmente da ghiaccio d'acqua e che l'intera superficie sia completamente ricoperta di neve , che sublima man mano che si avvicina al sole, un albedo di circa 0,66 potrebbe essere derivato per il nucleo della cometa. Questo valore è significativamente più alto dei valori che sono stati successivamente trovati per le superfici delle comete, probabilmente a causa di ipotesi inammissibili e misurazioni errate della luminosità della cometa.
Tuttavia, il loro metodo di calcolo è stato rivoluzionario per la ricerca successiva.
Orbita:
Favorito dalla reciproca posizione della cometa e della Terra (Elongazione sempre maggiore di 32°) si è potuta osservare ininterrottamente dalla sua scoperta nel cielo meridionale fino ai suoi avvistamenti a metà settembre 1970 in prossimità del polo nord celeste .
Per la cometa, Marsden è stato in grado di determinare un'orbita ellittica che è inclinata di circa 90° rispetto all'eclittica da 391 dati di osservazione per un periodo di circa 10 mesi .
La sua orbita è quindi perpendicolare alle orbite dei pianeti . Nel punto dell'orbita più vicino al sole (perielio), che la cometa ha attraversato l'ultima volta il 20 marzo 1970, si trovava a una distanza di circa 80,4 milioni di km dal Sole.
Il 26 marzo si è avvicinato alla Terra a circa 0,69 UA / 103,0 milioni di km.
Già nel 1973 Marsden, Sekanina e Yeomans avevano dimostrato che l'orbita della cometa può essere meglio descritta anche fuori dall'ambito gravitazionale ed i parametri non-gravitazionali sono da prendere in considerazione nel calcolo delle forze.
Per l'orbita originale della cometa prima dell'approccio al sistema solare interno, hanno determinato un'ellisse con un valore per il semiasse maggiore di circa 135 UA, che corrisponde a un periodo orbitale di circa 1570 anni.
In uno studio più recente del 1978 Marsden, Sekanina ed Everhart hanno fornito nuovi valori per il semiasse originale e futuro.
Tuttavia, questo calcolo ha preso in considerazione solo le forze gravitazionali.
Secondo le ultime indagini di Królikowska, in cui sono state prese in considerazione 548 osservazioni per un periodo di circa 10 mesi e anche forze non-gravitazionali, si applica quanto segue:
- La cometa si muove su un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole.
- Secondo gli elementi orbitali affetti da una certa incertezza e tenendo conto delle forze non gravitazionali, qualche tempo prima del passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1970, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,9960 e un semiasse-maggiore di circa 135,5 UA, così che il suo periodo orbitale era di circa 1575 anni.
- La cometa potrebbe quindi essere apparsa l'ultima volta nell'antichità intorno all'anno 395 dC.
- Dall'attrazione dei pianeti, specialmente orbitando oltre Saturno il 24 agosto 1968 a circa 5 UA e il 2 novembre 1971 a circa 6,25 UA, e con Giove il 23 marzo 1970 a circa 5 UA, l'eccentricità orbitale è stata leggermente aumentata a circa 0,9962 e il semiasse-maggiore ingrandito a circa 140 UA, così che il suo periodo orbitale è aumentato a circa 1660 anni.
- Quando raggiungerà il punto della sua orbita più lontano dal sole ( afelio ) intorno all'anno 2800 , sarà a circa 42 miliardi di km dal sole, quasi 290 volte più lontano dalla Terra e oltre 9 volte rispetto a Nettuno . La sua velocità orbitale nell'afelio sarà solo di circa 0,11 km/s.
Il prossimo perielio della cometa dovrebbe verificarsi intorno all'inizio dell'anno 3717.
| Parametri orbitali | |
|---|---|
| (all'epoca 2440680,5 4 aprile 1970) | |
| Semiasse maggiore | 145,03933 UA |
| Perielio | 0,537620 UA |
| Afelio | 289,54105 UA |
| Periodo orbitale | 1746,77 anni |
| Inclinazione orbitale | 90,0398° |
| Eccentricità | 0,996293 |
| Longitudine del nodo ascendente | 224,6576° |
| Argomento del perielio | 354,1491° |
Ipotesi:
In uno studio di Hasegawa (1979) , la cometa Bennett era stata indicata come candidata per una possibile corrispondenza con una cometa osservata in Cina e in Europa nel settembre 363 dC, ma questa ipotesi non è stata confermata in modo specifico, anzi attualmente riteniamo che il passaggio sia stato fatto intorno agli anni dal 393 al 397 dC, e non esistono resoconti corrispondenti in questi anni.
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A cura di Giovanni Donati.
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