PROTEO , il maggiore satellite di Nettuno dopo Tritone . by Andreotti Roberto - INSA .

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Aggiornato il 20/09/2019

Proteo

Scoperta:
Proteo venne scoperto grazie a un'immagine catturata dalla sonda statunitense Voyager 2 durante il sorvolo di Nettuno del 1989. Ricevette la designazione provvisoria di S/1989 N 1. Stephen Synnott e Bradford Smith annunciarono, con circolare UAI 4806, la sua scoperta il 7 luglio 1989, citando 17 immagini scattate nell'arco di 21 giorni, facendo in tal modo risalire la scoperta al 16 giugno.

Nome:
Proteo (dal greco Πρωτέας), o Nettuno VIII, è il secondo satellite di Nettuno per dimensioni dopo Tritone.
Il suo nome deriva da quello di Proteo, una divinità minore del mare in grado di modificare, secondo la mitologia greca, il proprio aspetto.

Dati fisici:
Ha dimensioni di 440×416×404 km, ed è pertanto più grande di Nereide, un altro satellite di Nettuno già precedentemente noto grazie ad osservazioni effettuate dalla Terra, ed una densità di 1,3 kg/dm3.
Proteo è anche uno degli oggetti più scuri del sistema solare, con un'albedo pari ad appena 0,10 (viene riflesso il 6-10% della luce solare incidente), che lo accomuna a Febe, satellite di Saturno.

Superficie:
Il colore della sua superficie è neutro in quanto la riflettività non cambia sensibilmente con la lunghezza d'onda dal viola al verde. Nel vicino infrarosso  alla lunghezza d'onda di 2 micron, la superficie di Proteus diventa meno riflettente, indicando una possibile presenza di composti organici complessi come idrocarburi o cianoidi.
Questi composti possono essere responsabili per il basso albedo delle lune nettuniane interne.
Anche se per Proteus si ipotizza che possa contenere quantità significative di ghiaccio d'acqua, esso non è stato rilevato spettroscopicamente sulla superficie.

Forma e struttura:
Ha una forma irregolare e gli studiosi credono che Proteo abbia le dimensioni e la massa limite per un corpo non sferoidale.
Questo porta a concludere che, a differenza di altri satelliti, non abbia avuto nessuna attività geologica di rilievo.
La formazione geologica più prominente della superficie di Proteo è certamente il cratere Pharos.

Proteo è leggermente allungato nella direzione di Nettuno, anche se la sua forma generale è più vicina a un poliedro irregolare che a un ellissoide triassiale. La superficie di Proteo mostra diverse sfaccettature piatte o leggermente concave che misurano da 150 a 200 km di diametro, e probabilmente sono crateri da impatto degradati.

Parametri orbitali:
Si ritiene che Proteo non sia stato scoperto dai telescopi terrestri a causa della sua orbita troppo vicina al pianeta, che ne impedisce l'individuazione diretta, difatti orbita a 117.647 km da Nettuno con un periodo di rivoluzione sincrono con la rotazione pari a 1,122315 giorni.
Proteo orbita attorno a Nettuno in un'orbita quasi equatoriale alla distanza di circa 4,75 volte il raggio dell'equatore di Nettuno.
L'orbita di Proteo è quasi circolare, con una piccola eccentricità orbitale (0.00053±0.00009), ed è inclinata di circa 0,5 gradi all'equatore di Nettuno. Proteo ruota in modo sincrono con il suo movimento orbitale, il che significa che un lato di Proteo punta sempre verso Nettuno.
Proteo potrebbe essere stato una volta in risonanza orbitale 1:2 con Larissa.
A causa della migrazione verso l'esterno di Proteus in passato, le risonanze orbitali di Proteo e Larissa non sono più in vigore da diverse centinaia di milioni di anni.

( Nell'animazione le variazioni del piano orbitale dovute all'interazione con Tritone ).

Mappe:

( Mappa Altimertica ).

( Mappa Visuale ).

Origine e storia:
Proteo, come le altre lune interne di Nettuno, è improbabile che sia un corpo originale che si è formato con esso, ed è più probabile che si sia accumulato dalle macerie che sono state prodotte dopo la cattura di Tritone.
(foto HUBBLE - Proteo è in alto).
Proteo inizialmente aveva un'orbita più piccola intorno a Nettuno, e potrebbe essersi formato più vicino al pianeta. Al momento della formazione di Proteo, la sua orbita era stimata a 8.000 km in meno della sua distanza attuale da Nettuno. Nel corso del tempo, Proteo migrò verso l'esterno da Nettuno attraverso interazioni di marea. Durante la migrazione verso l'esterno di Proteo, le collisioni e gli eventi d'impatto potrebbero aver formato grandi crateri e aver espulso frammenti di Proteo in orbita intorno a Nettuno. Una collisione di Proteo e di un altro oggetto potrebbe spiegare l'origine di Ippocampo la luna più piccola di Nettuno, che orbita vicino a Proteo.

Link:
1- Circolare IAU n. 4806 descrizione della scoperta di S/1989 N 1, su cbat.eps.harvard.edu.
2- Sguardi sul sistema solare – Proteo, una luna di Nettuno, su solarviews.com
3- S. Croft, Proteus: Geology, shape, and catastrophic destruction, in Icarus, vol. 99, nº 2, 1992, pp. 402–408, Bibcode:1992Icar...99..402C, DOI:10.1016/0019-1035(92)90156-2.
4- Neptune's Known Satellites (by Scott S. Sheppard)
5- "Proteus: Pharos". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. Retrieved 4 June 2010.
6- Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Banfield, D.; Barnet, C.; Basilevsky, A. T.; Beebe, R. F.; Bollinger, K.; Boyce, J. M.; Brahic, A. (1989). "Voyager 2 at Neptune: Imaging Science Results" (PDF).
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A cura di Andreotti Roberto.

288P / (300163) 2006 VW139 un asteroide binario di aspetto cometario. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 19/09/2019

288P/(300163) 2006 VW139

Introduzione:
(300163) 2006 VW139 ,  conosciuto anche con le designazioni provvisorie 2006 VW139 e P/2006 VW139 , nonché dal numero che lo indica come cometa periodica 288P , è un asteroide doppio delle dimensioni di poco più di un chilometro, per entrambe le componenti Alfa e Beta, che risiede nelle regioni esterne della fascia principale degli asteroidi ed è la prima "cometa binaria della fascia principale "mai scoperta.

( foto del 2011 ).

2006 VW139 appartiene alla classe esclusiva delle comete della fascia principale (MBC) , che mostrano proprietà sia delle comete che degli asteroidi, noti anche come "asteroidi attivi".

Scoperte:
2006 VW139 fu scoperto il 15 novembre 2006, dall'indagine Spacewatch al Kitt Peak National Observatory vicino a Tucson, in Arizona. La possibile attività cometaria è stata vista nel novembre 2011 da Pan-STARRS . Sia Spacewatch che Pan-STARRS sono progetti di rilevamento di asteroidi del Near Earth Object Observations Program della NASA.
Il compagno (Beta) è stato scoperto il 7 dicembre 2011 da J. Agarwal, D. Jewitt, M. Mutchler, H. Weaver, S. Larson usando le osservazioni del telescopio spaziale Hubble, ed annunciato il 21 settembre 2017.

Osservazioni:
L'arco di osservazione ha inizio nel settembre del 2000, grazie ad un'immagine di pre-scoperta presa dallo Sloan Digital Sky Survey presso l'Apache Point Observatory , New Mexico, più di sei anni prima della sua osservazione scoperta ufficiale, permettendo di definirne meglio i parametri orbitali.
2006 VW139 è stato osservato per la prima volta dal telescopio spaziale Hubble (HST) nel dicembre 2011. È stato ripreso successivamente da HST anche a settembre 2016, poco prima che si avvicinasse al Sole e confermasse la sua natura binaria con due asteroidi in orbita ciascuno intorno altro e ha rivelato attività cometarie in corso . Questo rende l'oggetto il primo asteroide binario noto che è anche classificato come una cometa della fascia principale.

( a lato - Sequenza delle immagini dell'HUBBLE ).

Le osservazioni dell'HST hanno rivelato l'attività cometaria in corso in questo sistema binario.
Le caratteristiche combinate di questo asteroide binario con ampia separazione, le dimensioni dei componenti quasi uguali, l'orbita dei componenti di eccentricità elevata, e l'attività simile a una cometa lo rendono unico tra i pochi asteroidi simili conosciuti.

( Nel grafico sono riportati i vari periodi di osservazione che riportano le differenti fasi di attività ed inattività cometaria di 2006 VW139 ).

Origine, formazione ed attività:
Si ritiene che il sistema binario sia il risultato della scissione del progenitore causata dalla sua rapida rotazione causata dall'effetto YORP , circa 5000 anni fà.
288P fa parte di una giovane famiglia di almeno 11 asteroidi che si sono formati da un precursore di ∼10 km di diametro durante una frantumazione dovuta ad una collisione avvenuta circa 7,5 milioni di anni fa.
Questi asteroidi sono corpi primitivi del sistema solare che si evolvono sia in senso collisionale che
attraverso frammentazioni dovute alla rapida rotazione. Questi processi possono portare alla formazione di asteroidi binari ed al rilascio di polvere, sia direttamente che, in alcuni casi, attraverso la scoperta di volatili congelati. In un sottoinsieme degli asteroidi chiamati comete della fascia principale (MBC), la sublimazione dei volatili scavati provoca transitorie attività simili a una cometa. Le coppie esercitate dalle forze dovute alla sublimazione influenzano in modo misurabile le velocità di rotazione delle comete attive e potrebbero portare alla scissione dei nuclei delle comete bilobate. L'asteroide 288P (300163) della fascia principale delle dimensioni di poco più di un chilometro ha mostrato attività simili per diversi mesi attorno al suo perielio nel 2011,e secondo le ipotesi dei ricercatori, tale attività è sospettata di essere sostenuta dalla sublimazione di ghiaccio d'acqua ed anche supportata da una rapida rotazione per uno dei componenti, mentre almeno un componente
ruota lentamente per un periodo di circa 16 ore.

( Struttura delle code, le linee tratteggiate indicano i limiti di dispersione delle polveri in base alle loro dimensioni ).

Parametri orbitali:
2006 VW139 , orbita attorno al Sole nella fascia principale esterna ad una distanza tra 2,4 e 3,7 UA una volta ogni 5 anni e 4 mesi (1.944 giorni, con un semiasse-maggiore di 3,05 UA).
La sua orbita ha un'eccentricità di 0,20 e un'inclinazione di 3,2° rispetto all'eclittica .

Afelio	3,6619 UA
Perielio	2,4358 UA
semiasse-maggiore	3,0488 UA
Eccentricità	0,2011
Periodo orbitale	5,32 anni (1.944 giorni)
Anomalia media	55,529 °
Moto medio	0° 11m  6,36s / giorno
Inclinazione	3,2402 °
Longitudine del nodo ascendente	83,187 °
Argomento del perielio	281,00 °

Dati fisici:
2006 VW139 ha un diametro derivato di 1,8 ± 0,2 chilometri per ogni componente.
Il Collaborative Asteroid Lightcurve Link assume un albedo di 0,057 e calcola un diametro totale di 3,20 chilometri sulla base di una magnitudine assoluta (H) di +16,2.
Il sistema binario ha una massa stimata tra 1,3 e 1,1 × 10E13  kg .
Ogni singolo componente ha una massa derivata di (6,15 ± 4,85) × 10E12  kg .
Uno dei componenti pare abbia una rapida rotazione, mentre l'altro ruota in circa 16 h.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	1,8 ± 0,2 km (derivato)  3,20 km TOTALE (calcolato)
Massa	(6,15 ± 4,85) × 10E12 kg
Periodo di rotazione	3.240 ore (135 giorni)
Albedo geometrico	0,057 (assunto)
Tipo spettrale	C (assunto)
Magnitudine assoluta  (H)	+16,2  · +16,20 ± 0,24

Analisi spettrali:

( I due spettri rilevati dai differenti studi confrontati con la cometa 133P ).

( Spettro nella ''zona CN'' confrontato con la cometa 8P/Tuttle ''tratto puntinato'' ).

Sistema doppio:
Il sistema Alfa-Beta, presenta un'orbita altamente ellittica con un semiasse-maggiore di circa 104 km, ed eccentricità di 0,77.
Il reciproco periodo di rivoluzione delle due componenti è di circa 135 giorni.
I componenti non sono in rotazione sincrona come erroneamente riportato in alcuni testi.

LINK (PDF) (EN):
Johnston Archive http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-300163.html 
A binary main belt comet https://arxiv.org/pdf/1710.03454.pdf 
Reactivations of Main-Belt Comets https://arxiv.org/pdf/1809.10309.pdf 
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A cura di Andreotti Roberto.

(433) EROS un grosso Near-Earth di classe Amor, recentemente esplorato. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 17/09/2019

433 Eros

Introduzione:
433 Eros ha un'orbita che lo porta periodicamente molto vicino alla Terra, ha un perielio di 1,133 UA ed è quindi un asteroide near-Earth, una categoria piuttosto ampia che include tutti gli asteroidi la cui orbita si avvicina o interseca quella della Terra, e più in particolare, Eros è un tipico asteroide Amor. Dal punto di vista chimico, è classificato come asteroide di tipo S, composto cioè principalmente da silicati.
E' il primo asteroide su cui sia atterrata una sonda, la NEAR-Shoemaker della NASA.

Dati fisici:
Eros ha una forma molto irregolare con dimensioni di 34,4 × 11,2 × 11,2 km. Possiede un caratteristico restringimento centrale, e se lo si guarda dai poli, assomiglia ad una banana. La sua massa è di 6,687 × 10¹⁵ kg, ed è pari a circa un decimilionesimo della massa della Luna, con una densità di 2,670 ± 0,030 kg/dm³.



Superficie:
Sotto riportiamo l'analisi spettrale di Eros effettuata alle lunghezze d'onda tra 4500 A° e 8700 A°

La sua superficie è di colore bruno-dorato ed appare pesantemente craterizzata, i crateri maggiori raggiungono dimensioni confrontabili con quelle dello stesso Eros. Le immagini riprese ad alta risoluzione dalla sonda NEAR-Shoemaker, rivelano la presenza di uno strato di regolite che copre Eros in ogni sua parte, il cui spessore è stimato essere tra 10 e 100 m, questo supponendo che esista un'interfaccia netta tra la regolite stessa ed uno strato profondo di roccia di maggiore compattezza, interfaccia che potrebbe anche mancare, ed in tal caso la regolite superficiale degraderebbe verso blocchi di dimensioni sempre maggiori.
La mappatura globale dettagliata di Eros ha portato alla scoperta che la maggior parte delle rocce più grandi sparpagliate sul corpo sono state espulse da un singolo impatto che ha creato il cratere Shoemaker, in una collisione di meteoriti forse un miliardo di anni fa.
La NEAR-Shoemaker ha orbitato attorno ad Eros per un anno, scattando migliaia di immagini ad alta risoluzione dell'asteroide e sono state contate 6760 rocce maggiori di 15 m, ed il 44% di queste rocce vengono dall'impatto che ha creato il cratere Shoemaker, mentre lungo l'equatore, queste rocce sono quasi la totalità, queste rocce seguono i modelli matematici ed i percorsi calcolati dal cratere che si ritiene formato da un impatto all'incirca 1 miliardo di anni fà.
Il mistero posto dalle mappe di Eros per i ricercatori è perché la stessa cosa non è accaduta con altri due grandi crateri su Eros: Himeros, sul lato convesso del corpo, e Psiche, sul lato concavo. O le rocce sono state sepolte, sono state erose o non sono state espulse dall'impatto.

( Immagini di 433 Eros tratte dalla navicella spaziale in orbita NEAR-Shoemaker: (a), barra della scala, in basso a destra, misura 2 chilometri (1,2 miglia), cratere Shoemaker visto da sud; (b), scala bar 1 chilometro, cratere Psiche; (c), barra della scala di 200 metri, interno di Shoemaker del cratere; (d), scala di 100 metri, grande roccia all'interno di Psiche; (e), barra di scala 50 metri, e (f), barra di scala 100 metri, grandi rocce espulse dal cratere Shoemaker che sono state depositate in crateri più vecchi; (g), barra di scala 10 metri e (h), barra di scala 20 metri ).

LINK: http://news.cornell.edu/stories/2001/09/most-rocks-433-eros-ejected-single-crater

Parametri orbitali:
Eros orbita a una distanza media dal Sole di 217,5 milioni di km, pari a circa 1,5 UA e completa una rivoluzione intorno alla stella in 643,246 giorni, pari a 1,76 anni. L'orbita è inclinata di 10,830° rispetto al piano dell'eclittica; per via della sua eccentricità pari a 0,223, la distanza tra il pianeta e il Sole varia di circa 276 milioni di chilometri tra i due apsidi, il perielio, punto dell'orbita in cui si verifica il massimo avvicinamento al Sole, è a 1,133 UA dalla stella, mentre l'afelio, punto dell'orbita in cui si verifica il massimo allontanamento dal Sole, è a 1,783 UA.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

Struttura:
Eros è un corpo dalla struttura interna essenzialmente uniforme, come suggerisce la distribuzione del suo campo gravitazionale e il fatto che il centro di massa quasi coincida con il centro della figura.
Vari indizi indicano che Eros sia il frammento di un corpo preesistente, inoltre improbabile che possa essersi formato in prossimità dell'attuale orbita, ma, in accordo ai modelli di formazione del sistema solare, potrebbe essersi formato nella porzione interna della fascia principale, dominata da asteroidi di tipo S, dei quali condivide la composizione. Eros potrebbe aver abbandonato la fascia principale circa 16 milioni di anni fa.

( In foto le pendenze superficiali espresse i gradi ).

( Sequenza di immagini che rappresentano la rotazione di 433 Eros ).
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A cura di Andreotti Roberto.

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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