TA - Observ. Cometas

Las perspectivas para el C/2002 T7 (LINEAR)
Hay perspectivas reales de ver a dos cometas visibles a simple vista en el cielo vespertino en mayo de 2004.
Hasta para los observadores en las latitudes más australes del hemisferio norte hay la posibilidad de ver a dos
cometas en el mismo campo visual a la vez. Sin embargo, mientras que uno de los cometas (el C/2002 T7
(LINEAR)) está siendo muy bien observado, el otro (el C/2001 Q4 (NEAT)) ha recibido muy poca cobertura al
encontrarse en el hemisferio sur durante su aproximación al sol. Ambos cometas son objetos nuevos y, por
tanto, aconsejan cautela a la hoy de extrapolar su actividad al perihelio. Aquí miramos los datos del C/2002 T7
(LINEAR) y las perspectivas para su buena visibilidad. Aunque el cometa no ofrece ninguna garantía, tiene los
papeles para ser un objeto vistoso.
Introducción
C/2002 T7 (LINEAR) es uno de los cada vez más “asteroides” descubiertos por el Telescopio LINEAR de las
Fuerzas Aéreas Estadounidenses en Nuevo México que se mostró ser un cometa. Hasta ahora el LINEAR tiene
en sus palmares 114 cometas, casi todos observados inicialmente como asteroides. En la mayoría de los casos
los cometas del LINEAR son unos objetos de muy baja actividad. Sin embargo, de cuando en cuando el
LINEAR encuentra un objeto mucho más importante.
El LINEAR detectó el cometa el 14 de octubre de 2002 a una distancia heliocéntrica elevada de r=6.92UA – o
sea, entre las órbitas de Júpiter y Saturno – con una magnitud de 17.9. No obstante, tras identificarse, se
llegaron a detectar 5 imágenes del cometa realizadas por el LINEAR durante la noche del 12 de octubre. El
primer astrónomo en detectar su naturaleza cometaria fue el aficionado británico Peter Birtwhistle con su
telescopio de 30-cm en Great Shefford (MPC J95). Pero no
fue hasta el 29 de octubre que el cometa fue anunciado.
La primera solución a la órbita indicó que el cometa podría
alcanzar una visibilidad a simple vista en la primavera de
2004, una conclusión apoyada por las sucesivas
aproximaciones a la órbita. El C/2002 T7 (LINEAR)
tendrá una buena aproximación a la Tierra en Mayo de
2003. Se calcula que la separación mínima será de
mín=0.266AU, equivalente a 40 millones de kilometres,
el 18 de mayo de 2004, 27 días después del perihelio. En
ese momento el cometa aun estará bastante interior a la
órbita de la Tierra.
Figura 1: La órbita del C/2002 T/ (LINEAR).
Diagrama de Ramón Naves.
El cometa resulta ser un objeto nuevo de la Nube de Oort.
Llegará al perihelio a 0.6145UA del a las 01:30TU del 23
de abril de 2004. El cometa tiene una órbita retrograda con una inclinación de 160º.6. Aunque originalmente el
cometa ha procedido del centro de la Nube de Oort la órbita está abierta en el perihelio (e=1.000499) y
abriéndose progresivamente aun más. O sea, es dinámicamente nuevo y por tanto realizando su primer paso por
la parte interna del sistema solar. La última solución a la órbita publicada por el Minor Planet Center indica que
el cometa ha caído desde una distancia original de 39 000UA – equivalente a 0.60 años luz del sol – y que se
escapará del sistema solar tras su paso por el perihelio (http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K03/K03R06.html).
Figuras 2 y 3: El Telescopio LINEAR de 1-m en el Experimental Test Site (abajo) en Nuevo México (Estados
Unidos).
La curva de luz y las previsiones del brillo
Calculamos la magnitud absoluta al descubrimiento del cometa con la relación:
m0 = m – 5 log  - 10 log r
Siendo “m0” la magnitud absoluta, “m” la magnitud al descubrimiento y “” y “r” las distancias geocéntrica y
heliocéntrica en la fecha del descubrimiento suponiendo una curva de luz que sigue una ley de cuarta potencia
con la distancia heliocéntrica.
Típicamente se cita una magnitud absoluta de m0=+4.5, sin embargo, puesto que la magnitud que se usa del
descubrimiento es una magnitud en R (luz roja), debemos corregir esa magnitud a la magnitud visible
equivalente. Esta corrección es de +0.5 magnitudes – o sea, la magnitud visible es 0.5 magnitudes más débil
que la magnitud roja – por tanto
m0 = +5.0
Esta magnitud absoluta significa que el C/2002 T7 (LINEAR) es un cometa de tipo “Halley”, algo más brillante
que la media, pero sin ser un cometa especialmente grande e importante. No obstante, al pasar cerca de la
Tierra, el cometa podría alcanzar una magnitud de +1.3 en el máximo.
Por supuesto, a menudo los cometas nuevos no siguen una ley de cuarta potencia de abrillantamiento con la
aproximación al sol, pero incluso si suponemos una ley de tercera potencia – o sea, un incremento mucho más
lento en brillo a la medida que se aproxime al sol – el cometa aun debería alcanzar una magnitud de +3.7,
todavía visible a simple vista.
A la hora de analizar la curva de luz debemos tener cuidado a la hora de separar las medidas CCD de las
estimaciones visuales. Generalmente las medidas CCD son de solo la parte más interna de la coma y se realizan
con distintas aperturas, por lo cual es complicado usarlas. Como ejemplo, las curvas de luz presentadas por
Seichii Yoshida (http://www.aerith.net/comet/catalog/2002T7/2002T7.html) mezclan las estimaciones de la
magnitud total visual con las medidas CCD de todos los tipos. Del mismo modo, debemos recordar que los
observadores CCD registran magnitudes en R que suelen ser más brillantes que las magnitudes visuales para la
misma apertura.
Aunque el C/2002 T7 (LINEAR) se mantiene muy condensado, con una coma pequeña las estimaciones de la
magnitud total visual ya son típicamente 2 magnitudes más brillantes que las magnitudes CCD. Del mismo
modo las magnitudes CCD se miden usando muchas técnicas y aperturas distintas y para usar los datos
eficazmente hace falta estandardizarlos. Cada vez más los observadores CCD usan una técnica estándar con
unas aperturas fijas que permite calcular la magnitud para cualquier diámetro físico de coma, por ejemplo, la
magnitud del cometa dentro de un diámetro de la coma de 50 000km. Ese método permite que las medidas
CCD realizadas por los observadores tengan mucha mayor utilidad.
La mayoría de los observadores CCD usan el catálogo USNO A2.0 para calcular la fotometría y astrometría de
los cometas. Para la mayoría de las cámaras CCD es válido usar la magnitud en “R” dada por el catálogo
USNO A2.0. Un estudio de la fonometría USNO demuestra que en “R” (la magnitud roja) la fotometría de las
estrellas se ajusta bastante bien al sistema estándar fotométrico Johnson-Kron-Cousins. Aquí se aproxima la
magnitud en este sistema fotométrico estándar internacional usando la relación:
RK-C = 0.993 RUSNO A2.0 + 0.066
La curva de luz se basa en 276 medidas CCD del cometa: 226 en una apertura de 10” de arco y 15 medidas
multiapertura de los observadores señalados a continuación.
Código Observatorio
MPC
212
La Dehesilla
Nombre
Telescopio
Isidro Almendros
213
Montcabrer
Ramon Naves y Montse Campàs
232
Masquefa
Esteban Reina
235
445
CAST Talmassons (Italia)
Ontinyent
Ligustri Rolando
Miquel Camarasa
458
473
939
Guadarrama
Remanzacco (Italia)
Rodeno
Diego Rodríguez
Giovanni Sostero
Julio Castellano
J87
J91
La Cañada
Alt Empordà
Juan Lacruz
Carles Pineda
J97
J98
A01
A02
A03
Alginet
Manises
Cal Maciarol Mòdul 1
Cal Maciarol Mòdul 8
Torredembarra
Toni Climent García
Luis y Salvador Lahuerta
Francesc Baldrís
Josep Lluís Salto
Quim Moreno
0.26-m f:10 SchmidtCassegrain + CCD
0.30-m f/6.3 SchmidtCassegrain + CCD
0.25-m f/6.3 SchmidtCassegrain + CCD
0.35-m f/3.5
0.20-m f/6.3 SchmidtCassegrain + CCD
0.20-m f/4 Reflector + CCD
0.20-m Schmidt-Cassegrain + CCD
0.20-m f/10 SchmidtCassegrain + CCD
0.30-m Schmidt-Cassegrain + CCD
0.26-m f/3.3 SchmidtCassegrain + CCD
0.25-m + CCD
0.25-m f/5.3 S/C + CCD
0.20m f/5.0 Newtonian + CCD
0.25-m Schmidt-Cassegrain + CCD
La curva de luz (Figura 4) muestra un abrillantamiento inicial rápido seguido por un pequeño declive en brillo
a principios de 2003. A pesar de la existencia de unas pocas medidas discrepantes, la mayoría de los datos
muestran un excelente acuerdo dentro de 0.2 magnitudes. La separación de los datos por observador (Figura
5) muestra un alto grado de acuerdo entre los distintos observadores.
Cuando corregimos las magnitudes por la distancia geocéntrica cambiante vemos que el debilitamiento aparente
a principios de 2003 fue real (Figura 6). Sin embargo, se basa en relativamente pocos datos. Ese debilitamiento
fue temporal ya que se aprecia que tras la conjunción con el sol el cometa ha vuelta a aparecer una magnitud
más brillante y el cometa evidentemente sigue un ritmo de aumento muy rápido en brillo.
Una cosa que se aprecia del cometa es el hecho que su coma ha estado muy condensada. Cuando miramos las
magnitudes en las distintas aperturas de 10 a 60 segundos de arco vemos que el cometa es relativamente poco
más brillante en una apertura mayor que en la apertura de 10 segundos (Figura 7). Al tener una superficie 36
veces mayor que la apertura de 10 segundos lo más normal es que en la apertura de 60 segundos de arco un
cometa resulta del orden de 2 magnitudes más brillante que en la apertura pequeña. Sin embargo, en el C/2002
T7 (LINEAR) en algunas ocasiones apenas se nota una diferencia en la magnitud medida con una apertura
mayor.
Figura 4: La curva de luz de C/2002 T7 (LINEAR) a partir de los datos comentados en el texto.
Figura 5: La fotometría del C/2002 T7 (LINEAR) en una apertura de 10 segundos de arco, identificado por
observador.
Figura 6: La curva de luz del C/2002 T7 (LINEAR) en una apertura de 10 segundos de arco corregido por la
distancia geocéntrica, frente al tiempo hasta la fecha del perihelio.
Figura 7: La curva de luz del C/2002 T7 (LINEAR) en aperturas de 10, 20, 30, 40 y 60 segundos de arco.
Figura 8: El perfil de la coma del C/2002 T7 (LINEAR) para cuatro fechas típicas.
Figura 9: La variación con el tiempo del índice de la coma (pendiente del perfil de la coma).
Podemos usar la fotometría multiapertura para calcular el perfil de la coma del cometa. Si representamos la
magnitud medida frente a la apertura que se ha usado para la fotometría (Figura 8) vemos el perfil de la coma y
su variación. Representamos la forma de la coma con una relación
R = a + b log d
Siendo “d” el diámetro de la apertura y “b” el pendiente o índice de la coma.
Para una coma típica de un cometa dónde el brillo de la coma se reduce con la distancia del núcleo según una
ley de 1/r se espera que el índice de la coma sería de b = 2.5. En cambio, para el C/2002 T7 (LINEAR) se
encuentra que el valor promedio es b = 1.0 (Figura 9) indicando una
coma muy condensada con un brillo que cae mucho más rápidamente que
1/r. Hay una posible tendencia a que el índice de coma se haga menor
(más negativo) y por tanto la coma posiblemente se está haciendo más
extensa y menos condensada ya.
Esa coma condensada la vemos gráficamente en las imágenes del cometa.
Figura 10: Imagen del C/2002 T7 (LINEAR) realizada el 1 de noviembre
de 2002 por Ramón Naves y Montse Campàs con un Schmidt-Cassegrain
de 30-cm.
En la primera imagen (Figura 10), fechada solo un día después del
anuncio del descubrimiento del cometa vemos que su aspecto es prácticamente asteroidal. La presencia de una
coma solo se revela en las imágenes de alta resolución y de gran escala, lo cual hace aun más destacable su
detección por un aficionado.
Figuras 11 y 12: Exposición de 300-s,
sin filtro, realizada el 5 de noviembre
de 2002 con un telescopio Newton de
45-cm por Giovanni Sostero (abajo)
desde Remanzacco, Italia.
Solo en desde la conjunción solar de
mediados de 2003 puede apreciarse
claramente el desarrollo de la coma del
cometa. Sin embargo, eso es lógico dado que
el cometa no cruzó la órbita de Júpiter hasta
junio de 2003. A esta distancia la mayoría de
los cometas apenas tienen actividad ya que la
sublimación de hielo de agua no empieza
incluso en el vacío del espacio hasta
alcanzarse una distancia de 3UA del sol.
Figura 13: Imagen del C/2002 T7 (LINEAR)
realizada tras la conjunción solar por
Ramón Naves el 19 de agosto de 2003 con
un telescopio Schmidt-Cassegrain de 30-cm
desde Moncabre (Barcelona).
En la Figura 13 puede sospecharse que la
imagen del cometa ya es mayor que la de las
estrellas en el campo del cometa. Sin
embargo, la primera imagen realmente
convincente que muestra una coma activa es una de Rolando Ligustri desde Talmassons (Italia) presentada en la
Figura 14.
Uno de los parámetros más importantes en un cometa es la actividad de polvo. Eso lo podemos calcular usando
un parámetro fácil de calcular llamado Af. Lo que es Af es una medida de la columna de polvo en la línea de
visión. Efectivamente calculamos que espesor de polvo tendremos si acumulamos todo el polvo que vemos en
nuestra apertura fotométrica en un cilindro con el diámetro de la apertura que usamos para medir el cometa.
Técnicamente combinamos el albedo (A) del polvo y el “factor de llenado” de la apertura (f) – la fracción de la
superficie de la apertura que usamos que está cubierto de granos de polvo. De este modo evitamos tener que
saber el albedo y el tamaño de los granos de polvo y sacamos una columna total medido en centimetros. Así
que teóricamente Af no tiene ninguna dependencia de la apertura que se usa para medir el cometa, lo cual lo
hace idóneo para calcular la cantidad de polvo que el cometa está emitiendo en cualquier momento.
Calculamos Af usando la relación:
Af = e(2 ln(r)  ln r  ln )  (M+m)/1.086 + 50.546)
Siendo “” la distancia geocéntrica, “r” la distancia heliocéntrica, “” el diámetro de la apertura, “M” la
magnitud absoluta del sol, y “m” la magnitud del cometa.
Para ver Af en contexto, un objeto de relativamente baja actividad como el 67P/Churyumov-Gerasimenko
tuvo un valor de aproximadamente 130-cm en el perihelio y unos 300-cm en el máximo de su estallido en
octubre de 2002. En cambio, 1P/Halley tuvo un valor máximo de 25000-cm en 1986. Para el C/2002 T7
(LINEAR) el valor de 80-cm al descubrimiento se ha aumentado a 800-cm a mediados de agosto de 2003,
aunque el cometa seguía aun a una distancia de 3.8AU del sol.
Figura 14: Imagen del C/2002 T7 (LINEAR) realizada por Rolando Ligustri desde Talmassons (Italia) el 30 de
agosto de 2003 con un telescopio Scmidt-Cassegrain de 35-cm. Se puede ver que la imagen es claramente
extendida, revelándose una pequeña coma. Esa imagen, con el cometa a 3.70UA del sol, puede compararse con
tres otros cometas observados en la misma noche: 2P/Encke (2.04UA), C/2001 K5 (LINEAR) (todavía con una
cola destacada a 5.72UA del sol) y C/2001 HT50 (LINEAR-NEAT) (2.84UA).
Siempre es muy peligroso tratar de extrapolar la actividad de un cometa al perihelio y más aun cuando es un
objeto nuevo de la Nube de Oort. En la Figura 15 vemos el resultado de 218 medidas de Af de 6.75 < r <
3.81UA. Las medidas están presentadas en una escala logarítmica junto con el ajuste. Si extrapolamos el ajuste
al perihelio conseguimos un valor de 127 000-cm, ¡5 veces mayor que el Halley! De momento no vemos
evidencias de un declive en la actividad, aunque tampoco se espera ver ese declive hasta cerca de 3UA del sol
cuando la actividad pasa a ser por la sublimación de agua.
Figura 15: Una representación de los valores de Af calculados a partir de los datos presentados en el texto,
junto con el mejor ajuste a los datos.
La Figura 15 muestra la potencial del cometa, pero no necesariamente se hará tan brillante como cabe esperar
de esa extrapolación. De hecho sería muy sorprendente si el cometa no sufra una caída de actividad hacia
finales de octubre cuando cruza 3UA del sol.
En la Figura 5 vimos que el brillo del cometa está aumentando rápidamente en la apertura de 10 segundos de
arco. Eso pese a que a la medida que el cometa se acerque a la Tierra la cantidad de cometa que entra en la
apertura se reduce. El tamaño físico de la apertura decrece desde 44400km cuando se descubrió, a 33400km a
mediados de agosto de 2003. Notase que casi todos los datos están de acuerdo hasta dentro de 0.2 magnitudes,
mostrando que uno puede conseguir una fotometría muy consistente incluso con un CCD sin filtro.
Para estimar el brillo del cometa en el perihelio debemos calcular la curva de luz para una apertura fija. Usamos
la relación que hemos calculado anteriormente para calcular la magnitud para una apertura de tamaño físico
fijo:
R = a + b log r
Puesto que hay tanta dispersión en los datos, usamos el valor medio calculado de b = 1.0 y una apertura física
similar en diámetro al diámetro de la apertura de 10 segundos de arco, en este caso, 25 000km para no cometer
demasiado error con la extrapolación. Esta apertura equivale a un diámetro de la coma de 2.2 minutos de arco
en el momento de la máxima aproximación a la Tierra. Finalmente, suponemos que el color del cometa es el
mismo que para el sol para pasar la magnitud en luz roja a la magnitud en visible.
Para la apertura de 25000km el mejor ajuste a la curva de luz es:
m1 = 5.55 + 5 log  + 10.22 log r
Figura 16: Magnitud total visual estimada en una aperture de 25 000km.
Esta extrapolación nos da una magnitud total visual en el perihelio de +3.6 dentro de una apertura de 2.2
minutos de arco, equivalente a lo que es la condensación central para un observador visual. Puesto que el
diámetro de la coma será considerablemente mayor los lectores pueden sacar sus propias conclusiones sobre el
posible brillo del cometa a finales de mayo de 2004.
Sin embargo, la extrapolación al perihelio es muy grande y los lectores más cautos tendrá en cuenta la
seguridad de que el pendiente de la gráfica se reducirá sustanciosamente a la medida que el cometa se acerque
al sol y pasa de una actividad dominada por las volátiles de baja temperatura a una actividad dominada por
vapor de agua.
Conclusiones
A finales de septiembre de 2003 el cometa C/2003 T7 (LINEAR) sigue a 240 días del perihelio y a 3.7UA del
sol, en una régimen dominada aun por los volátiles de baja temperatura como el CO. Aunque vemos una
elevada actividad en ese momento y su extrapolación al perihelio sugiere que el cometa será muy brillante, es
probable que con el cambio a tener la actividad dominada por vapor de agua en torno a 3UA del sol veremos
una reducción sustanciosa en la actividad. Por tanto sigue prematuro suponer que el cometa será un objeto
brillante a simple vista a mediados de mayo de 2004 cuando pasará al sur de Orión en el cielo.