2I/BORISOV ( C/2019 Q4 ) una cometa interstellare su orbita iperbolica, con VIDEO . by INSA.

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Aggiornato il 10/04/2020

2I/BORISOV (C/2019 Q4)

( Foto HUBBLE - La barra di scala in basso a destra (4 arco-secondi) è pari a 8100 km. La risoluzione è di 80 km / pixel ).

C/2019 Q4 (2I/Borisov) , (designazione temporanea gb00234) è una cometa iperbolica, la prima cometa interstellare scoperta finora. 
La cometa è stata scoperta il 30 agosto 2019 dall'astrofilo russo Hennady Borisov. 

( in foto Hennady Borisov ed il suo autocostruito telescopio da 65 cm ).

Si tratta del primo oggetto interstellare osservato dopo l'asteroide 1I/'Oumuamua scoperto il 18 ottobre 2017.

Forma e dimensioni:
Nel frattempo, le immagini mostrano che l'oggetto in arrivo sfoggia un chioma debole ma distinta ed un minimo accenno di coda - qualcosa che mancava a Oumuamua - e quindi sembra essere una cometa. Gli astronomi sono senza dubbio desiderosi di ottenere spettri della nuova scoperta per determinare quali composti potrebbero fuggire dalla sua superficie.

Sembrava essere un oggetto abbastanza grande, forse 10 km o più di larghezza, a seconda della riflettività della sua superficie, la sua magnitudine assoluta (H) è di +10,3.
Le osservazioni completate da Karen Meech ed il suo team presso l'Università delle Hawaii indicano che il nucleo della cometa ha un diametro compreso tra 2 e 16 km, nuovi studi di fine settembre 2019 ipotizzano un diametro tra 1,4 è 6,6 km.
Adesso si ritiene inferiore al chilometro con stime di circa 300 m.
Gli astronomi continueranno a raccogliere osservazioni per caratterizzare ulteriormente le proprietà fisiche della cometa (dimensioni, rotazione, ecc.). 
E continueranno anche a identificare meglio la sua traiettoria.

C/2019 Q4 è stata riconosciuta come cometa a causa del suo aspetto sfocato, il che indica che l'oggetto ha un corpo ghiacciato centrale che produce una nuvola circostante di polvere e particelle mentre si avvicina al Sole e si riscalda. 
La sua posizione nel cielo (visto dalla Terra) lo colloca vicino al Sole, in un'area di cielo che di solito non viene scansionata dalle grandi indagini a terra sugli asteroidi o dal veicolo spaziale NEOWISE della NASA a caccia di asteroidi .

Composizione e spettro:
Vi riportiamo il primo spettro della cometa nel visibile e nel vicino infrarosso, appena pubblicato e ripreso con il "Gran Telescopio Canarias" (GTC) da 10,4 m a El Roque de Los Muchachos Observatory (La Palma, isole Canarie). 
Esso è mostrato a destra nell'immagine di apertura e risulta abbastanza simile allo spettro di riflessione di una tipica cometa appartenente al Sistema Solare di tipo D (anche se si nota una "depressione" nella regione del verde, sul margine sinistro).

Rilevazione di gas CN :

Il rilevamento di oggetti interstellari che attraversano il sistema solare offre la possibilità di studiare i processi fisico-chimici coinvolti nella formazione planetaria in altri sistemi extrasolari.

Mentre l'effetto della degassificazione di 1I / 2017 U1 ('Oumuamua) è stato osservato in modo dinamico, non è stato effettuato alcun rilevamento diretto del materiale espulso. La scoperta della cometa interstellare attiva 2I / Borisov significa che per questo oggetto sono possibili indagini spettroscopiche dei ghiacci sublimati.

Segnaliamo il primo rilevamento di gas emesso da una cometa interstellare attraverso l'emissione nel vicino UV di CN da 2I / Borisov a una distanza eliocentrica di r = 2,7 UA il 20 settembre 2019. Il tasso di produzione è risultato essere Q (CN) = (3,7 ± 0,4) × 10E24 molecole al secondo, utilizzando un semplice modello Haser con una velocità di deflusso di 0,5 km/s. 

Non sono state rilevate altre emissioni, con un limite superiore alla velocità di produzione di C2 di 4 × 10E24 molecole al secondo. La pendenza di riflettanza spettrale della chioma della polvere oltre 3900 Å < λ <6000 Å \ è più ripida rispetto alle lunghezze d'onda più lunghe, come si trova per altre comete. 

La fotometria Rc a banda larga ha dato un tasso di produzione di polvere di Afρ = 143 ± 10 cm − 1.
L'attività cometaria in realtà sembra minore rispetto ad una normale cometa, sembra più simile ad una cometa che con ripetuti passaggi al perielio abbia perso gran parte dei suoi composti volatili, facendoci ipotizzare una composizione con una parte minore di composti volatili.

La modellizzazione dei tassi di produzione di gas e polvere osservati limita l'effettivo raggio del nucleo a 0,7-3,3 km assumendo ragionevoli proprietà dello stesso. Nel complesso, troviamo che le proprietà di gas, e polvere del nucleo per il primo oggetto interstellare attivo sono simili alle normali comete del sistema solare.

( (a) Spettro calibrato del flusso di 2I / Borisov attraverso un'apertura di 200 per 800 centrata sulla cometa. Inoltre è mostrato uno spettro solare in scala arrossato per abbinare il continuum di polvere osservato. (b) Regione spettrale attorno alla banda di emissione CN (0-0) con sottrazione del continuum di polvere di fondo ).

LINK : (PDF) https://arxiv.org/pdf/1909.12144.pdf 

Leggi anche in Italiano dal blog di Albino Carbognani :

 https://asteroidiedintorni.blog/2019/10/04/il-cianogeno-della-cometa-borisov/ 

( Chioma della cometa interstellare 2I/Borisov ).
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Le prime notizie:

L'annuncio trionfale ci arriva da Paolo Bacci del GAMP di San Marcello Pistoiese:
MPEC R106: COMET C/2019 Q4 (Borisov)
Ancora una volta in nostro osservatorio protagonista di una importante scoperta: una cometa Interstellare !!!
Le nostre immagini sono state richieste dal JPL-NASA e misurate da personale dell ESA-NEOCC. l'iniziale incertezza sulla sua orbita è man mano svanita ed al momento l'eccentricità di questo cometa è di e=3.0794827.

piu o meno come dai nostri calcoli (http://backman.altervista.org/Aimg/Pseudo-MPEC%20for%20gb00234.htm), pertanto con un'orbita iperbolica. !!! 

SOTTO - Nelle immagini riprese dall’Osservatorio di San Marcello (codice MPC 104), effettuate con pose da 60 secondi, è stata evidenziata la natura cometaria del corpo celeste poichè presentava una chioma di 10” ed una coda ben evidente lunga 25”/P.A. 320.

( Solita immagine - SOTTO - in falsi colori per evidenziare l'oggetto ).

( Foto GAMP - P. Bacci, M. Maestripieri ).

Dal Minor Planet Center:
Sulla base delle osservazioni disponibili, la soluzione dell'orbita per questo oggetto è stata 
convertita negli elementi iperbolici mostrati QUI, che indicherebbe un'origine 
interstellare. Numerosi altri computer orbitali hanno raggiunto 
conclusioni simili , come inizialmente da D. Farnocchia (JPL), W. Gray e D. Tholen (UoH). 
Ulteriori osservazioni sono chiaramente molto desiderabili, poiché tutte le 
osservazioni attualmente disponibili sono state ottenute a piccoli elongazioni solari e alte quote. 
In assenza di uno sbiadimento o disintegrazione inatteso, questo oggetto dovrebbe essere osservabile 
per almeno un anno. 

Scoperta:
L'oggetto è stato scoperto il 30 agosto 2019 dall'osservatorio MARGO a Nauchnij da Hennady Borisov usando il suo telescopio che misura 0,65 metri, vicino all'Osservatorio Astrofisico di Crimea (vicino alla città di Bakhchysarai in Russia).
Alla scoperta, era a 3 ± 0,13 UA dal sole. 
Veniva dalla direzione di Cassiopea vicino al confine con Perseo e quindi molto vicino al piano galattico, più precisamente dalla piccola costellazione della Lacerta (Lucertola).
Nel descrivere la sua scoperta, Borisov ha commentato:
«L'ho scoperto il 29 agosto (ora locale), ma era il 30 agosto secondo il GMT. Ho visto un oggetto in movimento nell'inquadratura, che si muoveva in una direzione leggermente differente rispetto a quella degli asteroidi della fascia principale. Ho rilevato le sue coordinate e consultato la banca dati del Minor Planet Center. È risultato che fosse un nuovo oggetto. Ho misurato allora il NEO Rating, calcolato da vari parametri, che è risultato del 100% - ovvero, pericoloso. In tal caso, si richiede di comunicare immediatamente i parametri in una pagina web per asteroidi pericolosi che devono essere confermati. Inoltrai la comunicazione e scrissi che l'oggetto aveva aspetto diffuso ed che non era un asteroide, ma una cometa.»

(Intervista a Hennadij Borisov pubblicata il 16 settembre 2019 da RIA Novosti.)

( Foto del 10 settembre 2019 - Canada-France-Hawaii-Telescope ).

Osservazione:
Arriverà al perielio (approccio più vicino al Sole) intorno al 7-8 dicembre 2019. 
Si avvicinerà nel punto più vicino alla Terra a fine dicembre a una distanza di circa 1,8 unita astronomiche , pare che abbia una forma ovale , passerà tra le orbite di Giove e Marte e rimarrà all'interno del sistema solare per circa sei mesi .
Attualmente è su una traiettoria in entrata, la cometa si sta dirigendo verso il sistema solare interno. 
Il 26 ottobre, passerà attraverso il piano dell'eclittica - il piano su cui la Terra orbita attorno al Sole - dall'alto con un angolo di circa 40 gradi.
C/2019 Q4 può essere vista con telescopi professionali per i mesi a venire. 
"L'oggetto raggiungerà il picco di luminosità a metà dicembre e continuerà ad essere osservabile con telescopi di dimensioni moderate fino ad aprile 2020", ha affermato Davide Farnocchia. "Successivamente, sarà osservabile solo con telescopi professionali più grandi fino a ottobre 2020." 

( Andamento calcolato della luminosità fino al 15 marzo 2020 ).

( Nel grafico sono rappresentate le variazioni di velocità in funzione della distanza dal Sole ).

Orbita ed Eccentricità:
Ciò che distingue C/2019 Q4 da quasi tutte le altre comete è l'eccentricità della sua orbita. L'eccentricità misura quanto un'orbita si discosta da un cerchio perfetto, che ha un'eccentricità di zero. Le orbite ellittiche, tipiche di pianeti, asteroidi e comete, hanno eccentricità tra 0 e 1. Le parabole sono uguali a 1 e un'eccentricità maggiore di 1 indica un'orbita iperbolica.
Più piccolo è il punto del perielio, minore sarà l'eccentricità. I corpi interstellari possono avere eccentricità molto elevate come e > 3 perché gli oggetti non sono mai stati legati al Sole e comunque anche un piccolo cambiamento di velocità comporterà un grande cambiamento nell'eccentricità.
Attualmente (12/09/19) con un arco di osservazione dei primi 12 giorni, un adattamento ottimale per l'orbita iperbolica ha un'eccentricità di circa 3,4, con perielio a 2,0 au intorno al 7-8 dicembre 2019.  Usando 151 osservazioni, lo scout di JPL offre un intervallo di eccentricità di 2,9–4,5 .
Ma tutti i risultati danno un'orbita convergente alla soluzione iperbolica che indicherebbe una chiara origine interstellare.
Raggiungerà la sua velocità di picco (ancora relativamente al Sole) al perielio, verso il 7-8 dicembre. A quel punto, avrà accelerato fino a circa 44 km/s. Quindi accumulando la maggior parte della velocità che avrà per lasciare il Sistema Solare.
L'oggetto si avvicina dallo spazio interstellare a circa 30,7 +/- 1,5 km/s da : 
RA 02h06m - dec +59,9, con un errore di circa un grado.

AGGIORNAMENTI SU: https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2019%20Q4 

Parametri orbitali
(all'epoca 2458735,5 9 settembre 2019)
Semiasse maggiore	-0,8107754174904874 UA
Perielio	2,044 UA
Inclinazione orbitale	43,711°
Eccentricità	3,521616493068836
Longitudine del nodo ascendente	308,484°
Argomento del perielio	208,274°
Ultimo perielio	7 dicembre 2019

( Orbita preliminare dal JPL ).

Caratteristiche, morfologia ed attività:
Studio del 6/11/19 : https://arxiv.org/pdf/1910.14004.pdf 
ESTRATTO: Presentiamo osservazioni fotometriche e spettroscopiche visibili e nell'infrarosso vicino dell'oggetto interstellare 2I / Borisov presi dal 10 settembre 2019 al 3 novembre , usando il GROWTH, l'APO ARC da 3,5 m , ed il NASA/IRTF da 3,0 m in combinazione con osservazioni post e pre-scoperta di 2I ottenute con il ZTF dal 17 marzo 2019 al 5 maggio. 
La cometa si mostra come un oggetto molto simile alle comete del sistema solare leggermente attive con una frequenza di degassamento di ∼1027 mol/sec. La fotometria, presa in filtri che abbracciano la gamma visibile e NIR mostra un graduale tendenza di aumento della magnitudine di ∼ 0,03 mag/giorno dal 10 settembre 2019 , per un oggetto rossastro che diventa neutro nel vicino infrarosso. La curva della luce proveniente da dati recenti e precedenti alla scoperta rivela una tendenza della luminosità suggerendo la recente insorgenza di una significativa sublimazione di H2O con la cometa attiva con super-volatili come CO a distanze eliocentriche > 6 UA , coerenti con la sua morfologia estesa. utilizzando la capacità avanzata di ridurre significativamente la luce diffusa dalla chioma abilitata dalle immagini NIR ad alta risoluzione dall'ottica adattiva Keck scattata il 04 ottobre 2019 (vedi immagine sotto), portiamo una nuova stima per un diametro del nucleo di 2I/Borisov di 0,3 km, sebbene la dimensione reale sia probabilmente 2-3 volte inferiore a causa della rimozione incompleta della polvere dalla misurazione.

Utilizzando le immagini catturate dall'ARC da 3.5 m , il 12 settembre 2019 , i colori del filtro SDSS griz di 2I sono :

g −r = 0,54 ± 0,06 , r −i = 0,20 ± 0,04 , i − z = −0,23 ± 0,04.
Osservazioni BVRI sono state ottenute con il LOT con risultati nei seguenti colori: 
B - V = 0,76 ± 0,12 , V - R = 0,55 ± 0,09 , R - I = 0,37 ± 0,08.
Combinando i due dati qua sopra ne risultano i valori di:
B - V = 0,69 ± 0,09 , V - R = 0,40 ± 0,1 e R - I = 0,41 ± 0,07.
Che sono in buon accordo con i colori BVRI di LOT e con i colori BVRI ottenuti da Fitzsimmons et al. (2019) e Jewitt & Luu (2019).
Inoltre, usando le fotometrie g, r, i e z ottenute con ARC il 12 settembre 2019, inseriamo stime sul parametro Af ρ di 2I, un proxy per il tasso di produzione di polvere. 
Troviamo : 
(Af ρ) g = 113 ± 5 cm, (Af ρ) r = 185 ± 7 cm, (Af ρ) i = 223 ± 8 cm e (Af ρ) z = 180 ± 8 cm.
Valori tipici per il sistema solare.

( GRAFICO - colori g - r vs. r - z di 2I tracciati con i colori g - r e r - z di altri corpi del sistema solare come il solare interno: Asteroidi come i tipi C, S e V, (Ivezi´c et al. 2001; Juri´c et al. 2002; DeMeo & Carry 2013), comete (Solontoi et al. 2012) e KBO (Ofek 2012). Lo schema di colorazione dei punti dati per gli asteroidi con i loro grigi colori è adattato da Ivezi´c et al. (2002). IMMAGINI A LATO - Mosaico di immagini in bande g, r, i, z di 2I scattate con ARC da 3.5 m , il 12 settembre 2019 e ZTF di pre-scoperta del 17 marzo 2019 e del 02 maggio 2019 ).

( spettro di flusso IRTF SpeX di 2I acquisito il 29 settembre 2019. La linea bianca è lo spettro levigato di 2I con una media corrente di 30 pt (∼50 nm). Le linee blu e verde corrispondono alle stelle analogiche NH Peg G1.5V e HD 107146 G2V HN . La distribuzione spettrale di energia (SED) è complessivamente rosso-neutra con alcune lievi deviazioni nella gamma di 0,9-1,2 micron. I flussi g, r, i, ottenuti nelle osservazioni del 12 ottobre 2019 e i flussi zJHK ottenuti nelle osservazioni del 27 settembre con ARC, vengono sovrastampati sullo spettro e sono sostanzialmente in accordo con lo spettro. Le caratteristiche di emissione a circa 1,4 e ∼1,8 micron sono di origine atmosferica terrestre ).
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VIDEO:

C/2019 Q4 (Borisov) offerto da ALBINO CARBOGNANI per MEDIA INAF

LINK dal blog di Albino Carbognani:
https://asteroidiedintorni.blog/2019/09/13/la-prima-cometa-interstellare/

Immagini:

( Immagine composita bicolore di C/2019 Q4 (Borisov) che è la prima cometa interstellare mai identificata. Questa immagine è stata ottenuta utilizzando lo Spettrografo multi-oggetto del Gemini North (GMOS) del Mauna kea alle Hawaii. L'immagine è stata ottenuta con quattro esposizioni di 60 secondi in bande (filtri) r e g. I trattini blu e rosso sono immagini di stelle di sfondo che sembrano striate a causa del movimento della cometa ).

13 settembre 2019

( Osservatorio Astronomico Sormano - OAS ).

17 settembre 2019

( Gianluca Masi - Ceccano FR ).

26 novembre 2019:

( Elaborazioni immagine HUBBLE della chioma della Borisov ormai prossima al perielio, ed il confronto con le dimensioni della Terra ).


Grafici Af(rho):

( Immagini GAMP - dalle osservazioni fatte si nota una bassa produzione di polveri in questo periodo, ma l'oggetto interstellare sta ancora avvicinandosi al Sole, e le comete possono sempre rivelare delle sorprese.... ).

Aggiornamento di marzo 2020:

''La 2I/Borisov si è fammentata''

In questi mesi il telescopio spaziale Hubble (HST), ha continuato a riprendere immagini  di questa cometa e ci sono delle interessanti novità, pubblicate sull’ATel #13611 da D. Jewitt (UCLA) e colleghi. Le immagini riprese il 23 marzo 2020 mostrano, all’interno della chioma della cometa, un singolo nucleo luminoso simile a quello osservato in tutte le precedenti immagini di HST. Al contrario, le immagini del 30 marzo 2020 mostrano un nucleo allungato di aspetto non stellare. Una morfologia di questo tipo è compatibile con la presenza di due componenti non risolte separate da 0,1 secondi d’arco (equivalenti a circa 180 km alla distanza della cometa) e allineate con l’asse principale della coma di polvere.

Questa duplicità indica l’espulsione di un frammento macroscopico da parte del nucleo, fatto confermato anche dai dati HST del 28 marzo. Se l’espulsione si è verificata attorno al 23 marzo, la velocità stimata di allontanamento del frammento è dell’ordine di 0,3 m/s. Velocità dello stesso ordine di grandezza si misurano anche nelle comete del Sistema Solare che si frammentano quando passano al perielio, ed è paragonabile alla velocità di fuga del nucleo della Borisov (che ha un diametro stimato dell’ordine di 1-2 km). Evidentemente il nucleo della cometa, già abbastanza fragile di suo, non ha resistito all’attività di sublimazione dopo il passaggio al perielio e si è frammentato. L’andamento della frammentazione viene continuamente monitorata da HST, non è escluso l’espulsione di ulteriori frammenti.

TRATTO DA: https://asteroidiedintorni.blog/2020/04/03/la-cometa-borisov-si-e-frammenta/

Venerdì 3 aprile 2020, un ulteriore telegramma di Bryce T. Bolin (Caltech/Ipac) e colleghi (ATel #13613) fa notare come il moto e la separazione angolare del frammento (che ha una dimensione stimata dell’ordine di 100 metri) sia compatibile con un’espulsione avvenuta il 7 marzo 2020, data in cui la cometa ebbe un improvviso aumento di luminosità di circa 0,7 magnitudini. In effetti, quando si stacca un frammento macroscopico da un nucleo cometario nuovo materiale volatile viene esposto in superficie e si può avere un improvviso aumento del tasso di sublimazione che porta a un outburst dell’attività nucleare. Se l’espulsione si è verificata attorno al 7 marzo, la velocità stimata di allontanamento del frammento è dell’ordine di 0,5 m/s. Velocità dello stesso ordine di grandezza si misurano anche nelle comete del Sistema solare che si frammentano quando passano al perielio, ed è paragonabile alla velocità di fuga del nucleo della Borisov

Ma la vicenda non finisce qua. Un ulteriore telegramma risalente a ieri, lunedì 6 aprile 2020, a firma di Qicheng Zhang (Caltech) e colleghi (ATel #13618), riporta la scomparsa del frammento che non è più visibile in immagini riprese da Hst il 3 aprile 2020. Al suo posto è visibile una nebulosità diffusa, segno che questo pezzo del nucleo della Borisov si è disintegrato completamente. L’andamento della frammentazione del nucleo della Borisov viene continuamente monitorata dagli astronomi, non è esclusa l’espulsione di ulteriori frammenti.

( La cometa Borisov ripresa il 3 aprile 2020 da HUBBLE mostra di nuovo un nucleo singolo e una nebulosità al posto del frammento secondario - Crediti: HST ).

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UNO STUDIO PER UN FLY-BY:
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by INSA.

46P/WIRTANEN una cometa periodica gioviana, by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 01/09/2019

46P/Wirtanen

46P/Wirtanen è una cometa periodica di corto periodo del nostro Sistema solare scoperta fotograficamente il 17 gennaio 1948 dall'astronomo statunitense Carl Alvar Wirtanen.
La lastra fu esposta il 15 gennaio durante una campagna osservativa del Lick Observatory sul moto proprio stellare.
A causa del numero limitato di osservazioni iniziali, trascorse più di un anno prima che fosse riconosciuta come una cometa di corto periodo.
Il suo attuale periodo orbitale è di 5,44 anni.

Dati:
Semiasse maggiore 3,0916756 UA. Perielio 1,0548194 UA. Afelio 5,129 UA.
Inclinazione dell'orbita 11,74974° rispetto all'eclittica. Eccentricità 0,6588195.
Dimensioni circa 1,4 km. Periodo di rotazione 8,9 ore.

( SOPRA - La curva di luce, da cui si evince il periodo di rotazione ).

( In grafica l'attuale orbita SOPRA - Le varie modifiche subite dal 1600 al 2500, SOTTO ).

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Composizione:
Il ghiaccio che compone questa cometa è quello con il rapporto H/D (Idrogeno-Deuterio), il più simile al rapporto presente negli oceani terrestri, mentre per altre comete come per la 67P è risultato nettamente differente.
Questa cosa ci fa ritenere che le comete iperattive come la Wirtanen, siano la principale fonte dell'acqua presente sul nostro pianeta.
I ricercatori hanno provato a determinare la cosiddetta “frazione attiva” – la frazione dell’area della  superficie del nucleo richiesta per produrre la quantità di acqua presente nell’atmosfera – di tutte le comete con un rapporto D/H noto. È risultata una correlazione inversa tra la frazione attiva e il rapporto D/H del vapore acqueo:
Quindi più una cometa tende verso l’iperattività (cioè una frazione attiva superiore a 1), più il suo rapporto D/H diminuisce e si avvicina a quello della Terra. Come in questo caso.

(da Lorenzo Franco Aggiungo lo spettro della cometa 46P/Wirtanen ripreso da Roma l'8 dicembre 2018 con un telescopio da 20cm ed uno spettroscopio Alpy600 (23 frame da 240 secondi) ).

"Lo spettro ottenuto mostra un'evidente riga di emissione del cianogeno (CN) a 3881 A nel violetto ed alcune bande molecolari dei radicali del carbonio, tra cui le bande di Swan del C2 che caratterizzano il colore ciano-verde della cometa." (di Lorenzo Franco).

( In foto SOTTO -  la cometa gioviana 46/P Wirtanen , fotografata da Carlo Rocchi, durante il passaggio del natale 2018, a soli 12 milioni di km dalla Terra ).

Radiotelescopio:

Quando si riprendono immagini ottiche di una cometa posta a milioni di km di distanza quello che appare più evidente è la chioma (o coma) della cometa, mentre il nucleo resta completamente celato.
Tuttavia, grazie al flyby della cometa Wirtanen con la Terra avvenuto a soli 11,5 milioni di km il 16 dicembre scorso, è stato possibile usare il radiotelescopio di Arecibo per “vedere” direttamente il nucleo. 

 Studiando la cometa con il radiotelescopio in modalità radar è stato possibile rilevare direttamente il nucleo, ossia la parte solida della cometa solitamente nascosta all’interno di quella nube di gas e polveri che costituisce la coma. Le immagini radar consentono anche una determinazione precisa dell’orbita della cometa, permettendo così di studiare “l’effetto razzo”, ossia l’alterazione degli elementi orbitali in seguito all’emissione di gas e polveri dal nucleo.

Le immagini radar del nucleo hanno rivelato un corpo allungato, piuttosto accidentato, molto più ruvido di altri nuclei che sono stati studiati in precedenza. Le nuove osservazioni radar hanno fornito le prime misurazioni definitive del diametro del nucleo, che è di circa 1,4 km, con un periodo di rotazione di 8,9 ore. Le misure precedenti delle dimensioni, ottenute con osservazioni ottiche da terra, davano un valore di circa 1,2 km mentre il periodo di rotazione era stimato di 7,6 ore (Meech, K. et al., Astronomy and Astrophysics, v.326, p.1268-1276). L’animazione che correda questo post mostra una parte della rotazione del nucleo vista dal radar di Arecibo .

( Immagine radar della cometa 46P/Wirtanen riprese il 15 dicembre dal radiotelescopio di Arecibo. Il nucleo ruota una volta ogni 8,9 ore in senso antiorario. Questa animazione copre una durata di 1,4 ore. Combinando immagini acquisite nell’arco di diversi giorni, si potrà costruire un modello della forma del nucleo della cometa ).

(immagini radio e ottiche della 46/P Wirtanen - Natale 2018)

Articolo dal blog di Bacci Paolo del GAMP: 46P/Wirtanen

( Immagine tratta da Gruppo Astrofili Montagna Pistoiese, dai loro studi relativi alla cometa 46P/Wirtanen ).
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A cura di Andreotti Roberto.

HAUMEA, un pianeta nano con un anello e 2 satelliti. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 20/12/2019

Haumea con Hi'iaka e Namaka

Dati fisici:
Haumea è un oggetto della fascia di Kuiper, con la forma di un ellissoide triassiale, con due lune, ha dimensioni di (2.322 x 1.704 x 1.138 km), con una magnitudine assoluta di +0,2 ed un albedo di 0,506.
Ha una massa di 0,00066 Mt, con una densità di 1,885 kg/dm3.
(ringrazio Paolo Bacci per la consulenza).
Haumea è caratterizzata da una velocissima rotazione di 3.9155±0.0001 h.
(in foto ricostruzione artistica).

( Curva di luce di Haumea - la freccia indica la posizione della macchia rossa scura ).

( Curva di luce termica di Haumea a 100 micrometri (verde) e 160 micrometri (rosso). La correlazione con la curva di luce ottica (nero) indica che queste curve di luce sono dovute alla forma allungata dell'oggetto. © Lellouch et al. 2010 ).

( Determinazione del periodo di rotazione sul proprio asse ).

Temperature:

( Haumea è un oggetto ellittico scaleno [triassiale], la sua sezione trasversale osservata dalla Terra differisce mentre ruota. Queste due immagini mostrano Haumea al minimo (a sinistra) e al massimo (a destra); la scala dei colori indica la temperatura della superficie (in Kelvin). Al momento dell'occultazione stellare, Haumea era vicina al minimo (a sinistra). ).

Parametri orbitali:
Si trova ad orbitare a 43,218 UA dal Sole, con un'eccentricità di 0,19126 ed un periodo di rivoluzione di 284,12 anni (103.774 giorni), ricevendo dal Sole mediamente 0,73 W/m2.
L'inclinazione orbitale corrisponde a 28,20370° rispetto all'eclittica.
La distanza dal Sole varia da un perielio di 35,1431693 UA fino ad un afelio di 51,5649715 UA.
L'orbita di Haumea ha un'eccentricità orbitale leggermente più elevata di quella degli altri membri della sua famiglia collisionale (famiglia di Haumea - vedi sotto). Si ritiene che questo sia dovuto alla debole risonanza orbitale del quinto ordine 12:7 con Nettuno, che lo porta gradualmente a modificare la sua orbita nel corso di milioni di anni attraverso il meccanismo di Kozai che permette uno scambio tra l'inclinazione e l'eccentricità orbitale.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Occultazione stellare:

Anello:
Osservando Haumea il 21 gennaio 2017 durante un'occultazione stellare sul centro Europa, mentre passava davanti alla stella URAT1 533-182543, e misurando la diminuzione della luce della stella, è stato scoperto che Haumea è circondato da un anello di polveri, come un Saturno in miniatura, scoperta a cui ha collaborato, assieme ad altri, anche l'osservatorio di San Marcello Pistoiese del gruppo GAMP. ( Leggi: QUI ).
Questa struttura ha un raggio di circa 2.287 chilometri e una larghezza di 70 chilometri, e possiede un'opacità di 0,5. È ben all'interno del limite Roche di Haumea, che sarebbe a circa 4.400 km se fosse sferico (essendo non sferico il limite è più lontano). Il piano dell'anello coincide approssimativamente con il piano equatoriale di Haumea ed anche con il piano orbitale della sua più grande: Hi'iaka. l'anello è anche vicino alla risonanza 3:1 con la rotazione di Haumea (che sarebbe ad un raggio di 2.285 ± 8 km). L'anello contribuisce intorno al 5% alla luminosità totale di Haumea.

LINK:
(PDF-EN) On the location of the ring around the dwarf planet Haumea 
(PDF-EN) Dynamics of Haumea’s dust ring 

Struttura interna:

La rotazione e l'ampiezza della curva di luce di Haumea sono state argomentate per porre forti vincoli sulla sua composizione. Se Haumea era in equilibrio idrostatico e aveva una bassa densità come Plutone, con un mantello denso di ghiaccio su un piccolo nucleo roccioso, la sua rapida rotazione lo avrebbe allungato in misura maggiore rispetto alle fluttuazioni della sua luminosità. Tali considerazioni hanno limitato la sua densità a una gamma di 2,6 – 3,3 g/cm3, mentre recenti studi hanno considerato una densità di circa 1,9 g/cm3, visto che i risultati di un'occultazione hanno fornito dimensioni maggiori di quelle considerate in precedenza.
La possibile alta densità di Haumea aveva fatto ipotizzare dei minerali silicati come l'olivina e il pirossene, che costituiscono molti degli oggetti rocciosi del sistema solare. Questo ha anche suggerito che la maggior parte di Haumea era ricoperta di roccia con uno strato relativamente sottile di ghiaccio. Un manto di ghiaccio spesso più tipico degli oggetti della cintura di Kuiper potrebbe essere stato fatto saltare durante l'impatto che ha formato la famiglia di collisionale, mentre ad oggi si ritiene che la componente ghiacciata sia nettamente superiore, e che la famiglia collisionale sia in realtà formata da un impatto distruttivo con un preesistente satellite.
Stranamente la sua superficie presenta in abbondanza il ghiaccio d'acqua allo stato cristallino, che quindi prevede un processo di rinnovamento continuo.

Satelliti:

Hi'iaka:
Hiʻiaka (precedentemente noto mediante la sua designazione provvisoria S/2005 (2003 EL61) 1) è il primo satellite scoperto in orbita intorno a Haumea. Orbita intorno al corpo madre in 49,12 ± 0,03 giorni ad una distanza media di 49.880 km, con una eccentricità di 0,050 ± 0,003 ed una inclinazione di 234,8 ± 0,3°, rispetto all'eclittica, ma sul pano equatoriale di Haumea.
Occultazioni reciproche sono avvenute nel 1999, ma non si ripeteranno prima del 2138.
Hi'iaka non è in rotazione sincrona e ruota su se stessa in 9,71141 h.
La luminosità misurata (H=3,25) è pari al 5,9% (±0,5%) di quella di Haumea, il che, assumendo un'albedo simile per i due corpi, si traduce di un diametro pari al 22% di quello del corpo primario, ossia prossimo ai 320 km, ma potrebbe essere più grande.
La massa di Hiʻiaka è stimata in (1,79 ± 0,11) × 10¹⁹ kg utilizzando una precisa astrometria relativa con l'Hubble Space Telescope e Keck Telescope e applicando il modello dei 3 corpi al sistema Haumeano.
Anche Hi'iaka sembra coperto di ghiaccio d'acqua allo stato cristallino, ed è più facile in questo caso ipotizzare un albedo di 0,80 simile ad Haumea.

Namaka:
Namaka (precedentemente noto con la designazione provvisoria S/2005 (2003 EL61) 2) è il secondo satellite, più piccolo ed interno rispetto al primo, individuato in orbita attorno a Haumea, l'annuncio della sua scoperta risale al 29 novembre 2005.
Il satellite ha un semiasse maggiore della sua orbita pari a circa 25.657±91 km e con una eccentricità variabile con un valore di (0.249±0.015 nel 2009), orbita intorno al corpo primario in 18.2783±0.0076 giorni, con una inclinazione variabile, inizialmente di (39 ±6°), e di (13.41°±0.08° nel 2008), rispetto all'orbita del satellite maggiore.
Il satellite è soggetto all'effetto Kozai il meccanismo che modifica eccentricità ed inclinazione dell'orbita.
Il calcolo della sua massa presenta un elevatissima incertezza.
La luminosità misurata (H=4,74) è pari all'1,5% (±0,5%) di quella Haumea, che si traduce in un diametro approssimativo pari al 12% di quello del corpo madre, pari a circa 170 km, nell'ipotesi (non verificata) che abbia anch'esso un'albedo simile.
Namaka sembra però presentare una superficie più scura, e quindi potrebbe essere più grande.

( diagramma in scala del sistema di Haumea, vicino al pianeta nano si trova l'anello (in verde), e poi i due satelliti ).

Famiglia collisionale

Introduzione:
Il pianeta nano Haumea ha una combinazione intrigante di proprietà fisiche uniche:

(1) - Periodo di rotazione vicino alla rottura.
(2) - Due satelliti regolari . 
(3) - Un anello.
(4) - Una famiglia inaspettatamente compatta. 

Mentre, lo studio di queste proprietà indicano la formazione per collisione, non esiste alcuna ipotesi di formazione autoconsistente e ragionevolmente probabile che possa collegare la rotazione insolitamente rapida e le basse velocità relative dei membri della famiglia Haumea ("Haumeani"). Uno studio ha esplorato e testato la formazione proposta dell'ipotesi collisione catastrofica, riaggregazione e fusione e successiva collisione satellitare.
Parametrizzando in modo flessibile le proprietà della collisione (ad esempio, la posizione della collisione) e utilizzando modelli semplici per il campo di espulsione della velocità tridimensionale
atteso da ciascun modello per generare famiglie simulate.
Questi poi sono stati confrontati con gli oggetti della Fascia di Kuiper osservati usando l'inferenza dei parametri bayesiani, incluso un modello di miscela che consente interazioni con la popolazione di sfondo, trovando che la migliore corrispondenza con gli haumeani osservati è un campo di espulsione isotropo con una velocità tipica di 150 m/s
Le ipotesi di dispersione e fusione e di collisione satellitare sono sfavorevoli.
Confermiamo che gli haumeani hanno una distribuzione delle dimensioni ridotta rispetto a quanto ritenuto inizialmente dove veniva ipotizzato un basso albedo, mentre sembra che i componenti siano molto brillanti con albedo simile a quello di Haumea.

Membri:
Haumea è il più grande membro della sua famiglia collisionale , un gruppo di oggetti astronomici con caratteristiche fisiche e orbitali simili che si pensava si formassero quando un progenitore più grande fu distrutto da un impatto.
Questa famiglia è la prima ad essere identificata tra i TNO e comprende, accanto ad Haumea e alle sue lune, tra i più grandi :
(55636) 2002 TX300 (≈364 km), (24835) 1995 SM55 (≈174 km), (19308) 1996 TO66 (≈200 km), (120178) 2003 OP32 (≈230 km) e (145453) 2005 RR43 (≈252 km).
Ci sono inoltre :
(86047) 1999 OY3 (192km) - (416400) 2003 UZ117 (138km) - (308193) 2005 CB79 (158km) - (386723) 2009 YE7 (200km) - 2003 SQ317  - ed altri corpi.

TABELLE:

ORBITE:

Ipotesi sulla formazione:
Dalla scoperta della famiglia di Haumea sono state proposte diverse ipotesi di formazione. Per la maggior parte, concentrate sulle ipotesi di formazione che tentano di spiegare la rotazione veloce, i satelliti e la famiglia in un singolo evento o in una probabile sequenza di eventi, oppure invocando meccanismi di formazione completamente separati indicanti una frequenza di centrifuga e una rara collisione.
Ma limitiamo la nostra attenzione alle ipotesi che collegano il gruppo di oggetti dinamicamente stretto con spettri di ghiaccio unici che hanno con il pianeta nano Haumea, uno spettro simile, ed era
plausibilmente situato vicino al centro di questa collisione (prima della diffusione nella sua attuale risonanza 12: 7, Ragozzine e Brown 2007), e che mostra segni di una collisione unica (vicino a una rapida rottura e due satelliti distanti).
La molteplicità delle ipotesi deriva dall'obiettivo di identificare un modello che corrisponda a tutti i vincoli osservati, è ragionevolmente probabile e dimostrato fisicamente plausibile attraverso simulazioni (o almeno stime approssimative). Molte variazioni correlate sono ora disponibili in letteratura.
Ma il nostro obiettivo principale in questo documento è quello di fornire nuovi vincoli basati sulla forma della famiglia.

Ipotesi collisione catastrofica:
Nel documento di scoperta della famiglia Haumea, Brown et al. (2007) suggeriscono che gli haumeani potrebbero derivare da una collisione catastrofica "standard" tra due grandi corpi, sebbene riconosciamo che questo non corrisponderebbe al compatto DeltaV della distribuzione dei membri della famiglia proposti.
Levison et al. (2008) hanno sottolineato che la collisione richiesta tra due corpi di grandi dimensioni nell'attuale Fascia di Kuiper erano molto improbabili a causa delle basse densità di numero.
Hanno proposto che la collisione di due oggetti potrebbe provocare la formazione della famiglia osservata, solo permettendo loro di invocare il fatto che questa popolazione era ∼100 volte più alta, rendendo ragionevolmente probabile una collisione così grande.
Questi modelli non possono ragionevolmente spiegare i bassi valori di ∆v osservati per Haumea. Collisioni catastrofiche come questa creano velocità di espulsione paragonabili alla velocità di fuga del bersaglio (ad es. Leinhardt & Stewart 2012) con velocità tipiche di ∼3 volte superiori alla velocità di fuga.
Con velocità di circa 0,1 volte la velocità di fuga della proto-Haumea, quindi gli haumeani noti non possono essere spiegati in nessun modello di collisione standard. Un primo argomento di principi
supporta anche questa conclusione:
- per gli haumeani finire con un valore così basso implica che molti oggetti avevano le loro velocità iniziali (quasi Haumea) in un intervallo di ∼1,0-1,1 volte la velocità di fuga, che richiedono un'incredibile messa a punto.
Le simulazioni di collisioni catastrofiche mostrano che si traducono in una distribuzione essenzialmente isotropica di frammenti dal centro della cornice di massa. Quindi, tali collisioni formano una grande famiglia isotropa.

Ipotesi collisione satellitare:
Per spiegare la dispersione a bassa velocità degli Haumeani, Schlichting & Sari (2009) propongono che la famiglia Haumea si sia formata dalla distruzione di un ex-satellite di Haumea (chiamato "Ur" di Ćuk et al. 2013). Un piccolo il satellite avrebbe una velocità di fuga inferiore e i valori di ∆v non sono dissimili dalle velocità orbitali dei noti satelliti (70-90 m/s, Ragozzine & Wolf 2009).
Ćuk et al. (2013) Lo preferisce il modello di collisione satellitare, anche come il primo passo per formare gli attuali satelliti di Haumea.
Schlichting & Sari (2009) propongono che Ur sia stato distrutto da un impattatore eliocentrico KBO e dimostrano che tale collisione è plausibile con le densità di popolazione con i numeri attuali oltre l'età del sistema solare. Ciò creerebbe un'unica forma nelle velocità di espulsione della famiglia di Haumea dalla distruzione di un satellite mentre era in orbita attorno a Haumea e porta a un aumento di velocità e interazioni degli oggetti con Haumea.
Ortiz et al. (2012) e Campo Bagatin et al. (2016) propongono variazioni su questa ipotesi, dove si trova Ur formato attraverso lo spargimento del momento angolare in eccesso indotto da una collisione.
Lo svantaggio principale dell'ipotesi di collisione satellitare è che la formazione del grande satellite Ur è generalmente incompatibile con la rapida rotazione nella modellazione collisionale.

Ipotesi dispersione e riaggregazione:
Leinhardt et al. (2010) propongono che una collisione dispersiva a bassa velocità tra due oggetti di grandi dimensioni porterebbe questi oggetti a fondersi in un singolo oggetto con un tale momento angolare di rotazione che farebbe perdere massa al corpo triassiale con relativamente basse velocità, formando così la famiglia Haumea. Questo modello collega naturalmente la rotazione di Haumea con la piccola famiglia e si dimostra fisicamente coerente nelle simulazioni SPH di Leinhardt et al.
(2010). Un difetto critico dell'ipotesi di dispersione e riaggregazione è che aggrava molto il problema di avere una probabilità che tale collisione avvenga nell'attuale fascia di Kuiper perché richiede una velocità di impatto irragionevolmente bassa tra due oggetti molto grandi. Tuttavia, Marcus et al. (2011) affermano che il proto-Haumea avrebbe potuto iniziare come un binario di massa quasi uguale
che si forma nel disco primordiale. Il meccanismo di Kozai con frizioni mareali (KCTF) (Porter & Grundy 2012) potrebbe naturalmente destabilizzare il binario proto-Haumea una volta posizionato (grazie a Nettuno) nella sua orbita ad alta inclinazione, consentendo una formazione familiare che si verifica separatamente la formazione binaria. Le velocità di impatto di un binario associato sono
simile alle collisioni di velocità relativa vicine allo zero simulate da Leinhardt et al. (2010). Questa variazione proto-binaria su l'ipotesi di dispersione e riaggregazione rende plausibile la collisione con ragionevole probabilità di verificarsi nell'effettiva Fascia di Kuiper.

Conclusioni:
Lo studio di cui vi allego il link qua sotto, comunque non è stato capace di trovare una soluzione univoca che spiegasse i parametri di Haumea abbinati a quelli della sua famiglia, ritenendo che servono ulteriori e più dettagliati studi andando a cercare anche altri membri ancora rimasti ignoti, al fine di avere una modellazione più precisa.
LINK (PDF) : https://arxiv.org/pdf/1904.00038.pdf 
LINK: (PDF-EN) The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family 
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SCHEDA RIASSUNTIVA DI HAUMEA:

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A cura di Andreotti Roberto.