Producción de polvo en el cometa 29/P Schwassmann

Estudio de la producción de polvo
en el cometa
29P/ Schwassmann-Wachmann 1
Nancy Sosa
Departamento de Astronomía – Instituto de Física – Facultad de Ciencias – UdelaR
Javier Licandro
Instituto de Astrofísica de Canarias
Julio A. Fernández
Departamento de Astronomía – Instituto de Física – Facultad de Ciencias – UdelaR
Punteo general
• Características del cometa 29P/Schwassmann- Wachmann 1.
• Descripción de nuestro trabajo.
• Observaciones.
• Cuantificación del polvo.
• Análisis de los estados quiescentes. Magnitud nuclear y absoluta.
Tamaño y color del núcleo.
• Primer outburst: Enero – Febrero.
• Segundo outburst: Marzo – Abril.
• Velocidad del polvo e inicio del outburst.
• Cantidad de polvo emitida durante el outburst.
• Pendiente espectral S’ e índices de color.
• Mapas bidimensionales de color.
• Morfología de la coma.
Características del cometa 29P/SW1
Características orbitales:
órbita prácticamente circular
comprendida entre las órbitas
de Júpiter y Saturno.
(Centauro)
e = 0.04449
período orbital = 14.7 años
inclinación = 9.39º
Características físicas:
aparentemente siempre en
actividad (estado quiescente)
con ocurrencia irregular de
outburst.
Muy alto nivel de actividad
para su distancia
heliocéntrica.
Nuestro trabajo
•
Conjunto de imágenes que abarcaban un lapso de 5 meses, se busca
determinar los casos en que el cometa se encuentra en outburst y
cuantificar la cantidad de polvo que se produce en estos fenómenos.
•
Estudio la variación de índices de color (lo cual da información sobre
el tamaño de las partículas y su distribución) y sobre la morfología de
estructuras que pudieran producirse dentro de la coma.
•
Análisis de los estados de “actividad permanente” a fin de ver si había
o no variación en ellos, a partir de estos datos se busco determinar la
magnitud nuclear y el tamaño del cometa.
quiescente
Imágenes
representativas de
los diferentes
estados del cometa.
outburst
OBSERVACIONES
Plan de seguimiento intensivo de actividad del cometa
Telescopio IAC-80
(Obs. del Teide)
Telescopio N.O.T. (2.5m)
(Obs. Roque de los Muchachos)
Observaciones: 5/12/97 y 2/4/98
Observaciones: 8/2/98 y 10/2/98
Imágenes con movimiento sidéreo
limitando el tiempo de exposición
Imágenes con seguimiento en el
cometa
Cámara CCD 1024 x 1024
Cámara CCD 2048 x 2048
Tamaño píxel = 0.4325”/píxel
RDN = 5.4 eGain = 2 e-/ADU
Campo = 7.3 x 7.3 min. arco
Tamaño píxel = 0.188”/píxel
RDN = 3.2 eGain = 0.73 e-/ADU
Campo = 6.4 x 6.4 min. Arco
Filtros U B del sistema Johnson
Bandas de emisión
típicas en cometas
Filtros V R I del sistema Kron – Cousin
Indicadores de polvo
• Emisión gaseosa en cometas es muy baja para R > 5 U.A.
• Cometas a grandes R presentan únicamente espectro continuo
M. S. Bessel
PASP 102 - 1990
Condiciones geométricas de observación
•
La distancia heliocéntrica prácticamente no varía
[ 6.248 – 6.261 ] ~ 2 x 106 Km ~ 0.2%
•
El ángulo de fase se mantiene siempre muy pequeño
[ 2.9º – 9.0º ]
Saturno
Saturno
Tierra
Tierra
29P/SW1
Júpiter
29P/SW1
Júpiter
REDUCCIÓN DE IMÁGENES
Reducción de imágenes en noches fotométricas
Reducción de imágenes en noches no fotométricas
Se seleccionaron estrellas
del campo del cometa que
aparezcan en el catálogo
GSC2.
Se aplica el factor de
calibración obtenido a partir
de las estrellas de catálogo
Imágenes calibradas y combinadas
E
N
Imágenes de 600
x 600 píxeles
MARZO 2
Las imágenes se
“limpian” de
estrellas que
puedan afectar
la fotometría del
cometa.
MARZO 23
Estudio cuantitativo de la coma de polvo
Afρ
A’Hearn et al. (1984)
•
Permite estimar la tasa de producción de polvo a partir
de datos obtenidos mediante fotometría.
•
Permite comparar medidas tomadas en diferentes
momentos con condiciones geométricas distintas.
A – albedo promedio
f – filling factor: porcentaje del área
cubierta por el polvo
ρ – distancia nucleocéntrica projectada
ΣAf
Tozzi & Licandro (2002)
Se define como el valor total de Af comprendido entre dos
círculos concéntricos de radios ρ1 y ρ2 .
Ventajas:
Afρ es una cantidad cumulativa y lo que
ocurre en la región central más brillante
sigue afectando notoriamente a grandes
ρ lo que dificulta la interpretación de los
resultados.
Afρ
A’Hearn et al. (1984)
2
(2∆R) Fcom
Afρ =
ρ
Fsol
ΣAf
Tozzi & Licandro (2002)
(2∆R)2
∑Af = π ∗ F (Fcom ρ2 − Fcom ρ1 )
sol
R – distancia heliocéntrica
∆ – distancia geocéntrica
Análisis de los estados
quiescentes
Análisis correspondientes al estado quiescente
La emisión de polvo del cometa durante su “actividad
normal” se utiliza como referencia para el caso de los
“outburst”.
Se observa que el perfil de
la coma en estado
quiescente corresponde a
una “coma canónica”
k*ρα
(valores 18 de Enero)
resultados:
α = – 1.0249
r = 0.99994
Los resultados obtenidos justifican asumir que
la coma tiene un perfil canónico en quiescente
Determinación del valor del estado quiescente
Afρ – a grandes distancias
cometocéntricas el perfil
debe hacerse constante.
ΣAf – rango de distancias
cometocéntricas
para
determinación del valor
medio del quiescente y
desviación estándar de los
perfiles.
Afρ
(Km)
Σ Af
(Km2)
05/12
0.020
136.07
10/12
0.015
97.14
18/01
0.017
100.36
22/02
0.016
103.49
23/02
0.015
84.66
24/02
0.015
89.14
27/02
0.015
89.64
01/03
0.015
79.03
02/03
0.015
85.72
07/03
0.015
79.45
valor de ΣAf del estado quiescente
no es constante, estos estados no
son estables.
el cometa presenta siempre una
actividad en la cual emite en
forma continua
esa actividad continua de emisión
de polvo no es constante
Promedio ΣAf
(Enero – Febrero)
filtro V – 91.2 Km2
filtro R – 101.7 Km2
(Marzo – Abril)
Afρ a una distancia cometocéntrica de 40000 Km
y ΣAf promedio en la parte horizontal (filtro R)
filtro R – 81.3 Km2
Determinación de la magnitud nuclear,
tamaño y color del núcleo
Zona constante:
no hay aumento de
polvo en los anillos
posteriores
permite determinar el
valor del flujo en
quiescente y restarlo a
los primeros valores
Zona de contribución del núcleo
más la coma quiescente
Pueden obtenerse las
magnitudes nucleares
Magnitudes
Fecha
V
R
10/12
V y R: magnitudes
nucleares
V-R
18.79
HR
HV
10.84
17/01
19.50
18.79
0.708
10.84
11.55
18/01
19.41
18.92
0.496
10.97
11.47
22/02
18.36
10.62
HV y HR: magnitudes
absolutas
23/02
18.84
11.10
24/02
18.74
11.01
(R = ∆ = 1U.A. y
ángulo de fase 0º)
27/02
18.15
10.47
01/03
18.96
11.25
02/03
18.32
10.62
07/03
18.69
11.01
HV = V – 5*log(R *∆) – β*α
β – coeficiente de fase (mag/grado)
α – ángulo de fase
HR = R – 5*log(R *∆) – β*α
∆ – distancia geocéntrica
R – distancia heliocéntrica
10,0
HR Hv
Magnitud Absoluta
27 F
10,5
2M
22 F
17 E
11,0
18 E
24 F
7M
23 F
18 E
11,5
1M
17 E
12,0
790
840
Fecha Juliana + 2450000
Relación Magnitud – Radio
log (pR S) = 16.85 + 0.4 (Rsol - HR)
890
HR
= 10.89 ± 0.25
HV
= 11.51 ± 0.06
V – R = 0.62
pR - albedo = 0.04
S = pR* RN2
RN – radio nuclear
RN = 18.9 Km
Primer Outburst
Enero – Febrero
2x10-5
Imágenes Enero – Febrero calibradas
JAN17
0
JAN25
1,3x 105 Km
JAN18
JAN24
FEB 8
FEB 10
Perfiles Afρ _ filtro R _ Enero – Febrero
Perfiles Afρ _ filtro R _ Enero – Febrero
Aumento
súbito de
actividad !!
Estado
quiescente
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Enero – Febrero
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Enero – Febrero
Los perfiles van disminuyendo de
altura el máximo se desplaza a
distancias cometocéntricas mayores.
La nube de polvo se expande.
Perfiles ΣAf _ filtro V _ Enero – Febrero
El nivel de ΣAf
aumenta un 68%
respecto al valor
quiescente previo
al outburst.
ΣAf = 150 km2
ΣAf = 102 km2
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Enero – Febrero
El nivel de ΣAf
aumenta un 59%
respecto al valor
quiescente previo
al outburst.
ΣAf = 163 km2
ΣAf = 91 km2
Perfiles ΣAf _ filtro I _ Enero – Febrero
ΣAf = 260 km2
El valor de ΣAf en el filtro I es 1.5 del valor en el
filtro R y éste a su vez es 1.1 del valor en el filtro V.
Segundo Outburst
Marzo - Abril
3x10-6
Imágenes Marzo – Abril calibradas
MAR1
0
105 Km
MAR2
MAR7
MAR17
MAR19
MAR20
MAR23
MAR31
APR2
Perfiles Afρ _ filtro R _ Marzo – Abril
Aumento súbito
de actividad !!
Estado quiescente
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Marzo – Abril
Los perfiles van disminuyendo de
altura el máximo se desplaza a
distancias cometocéntricas mayores.
La nube de polvo se expande.
Perfiles ΣAf _ filtro V _ Marzo – Abril
ΣAf = 185 km2
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Marzo – Abril
El nivel de ΣAf
aumenta un 250%
respecto al valor
quiescente previo
al outburst.
ΣAf = 210 km2
ΣAf = 82 km2
Perfiles ΣAf _ filtro I _ Marzo – Abril
ΣAf = 280 km2
El valor de ΣAf en el filtro I es 1.3 del valor en el filtro R
y éste a su vez es 1.1 del valor en el filtro V.
Distribución de velocidad del polvo
e inicio del Outburst
La posición máxima
de los perfiles
corresponde al anillo
donde hay mayor
cantidad de polvo.
Partículas que han llegado más
lejos, o sea las más veloces.
El desplazamiento
de este máximo da
una indicación de la
velocidad media de
las partículas.
Determinación de las posiciones
de los máximos de los perfiles ΣAf
Se realizan
ajustes con
polinomios de
distintos ordenes
en torno al
máximo y se
selecciona la
curva cuya de
residuos es
menor.
Para la curva
seleccionada se
busca en punto
de derivada
cero.
T0 = 23.411 ± 0.006
vel. media = 0.07 Km/s
Ajuste:
y = 5985 t - 140100
r = 0.99985
1.85 días luego del outburst
T0 = 14.052 ± 0.003
vel. media = 0.08 Km/s
Ajuste:
y = 7246 t - 101800
r = 0.99930
4.10 días luego del outburst
• La velocidad es lineal, no
se ven efectos por presión
de radiación.
• Por la geometría del
problema la presión de
radiación es casi
perpendicular al plano del
cielo.
Geometría del problema
• La aceleración de los
granos de polvo
proyectada en el plano del
cielo es nula.
Curvas de distribución de velocidad
Una vez determinado el momento de ocurrencia del
outburst podremos obtener la diferencia entre cada
momento de observación y el instante de ocurrencia del
outburst.
Podemos construir gráficos “ ΣAf normalizados a tiempo
cero”: a partir de los perfiles ΣAf dividimos el tiempo de
exposición entre el tiempo transcurrido entre el outburst y
la observación a su vez que se multiplica el eje ΣAf por el
mismo valor para mantener el área constante.
Curvas de distribución de velocidad
T.U. del 24 /01/98 = 25.263
T.U. del outburst = 23.411
diferencia = 1.852
Dividimos el eje x entre
1.852 y multiplicamos
el eje y por ese mismo
valor.
Perfil Enero - Febrero
Perfil Enero - Febrero
16.5 y 18.9 días
posteriores al outburst
El número de partículas en este
rango disminuye:
Al transcurrir los días las
partículas se van enlenteciendo.
Aumenta del número
de partículas en torno
a la velocidad media
Las partículas se fragmentan y
se vuelven invisibles a los filtros
utilizados
El límite máximo
de velocidad es
de 0.3 Km/s
Perfil Marzo - Abril
Perfil Marzo - Abril
El número de partículas
en este rango disminuye:
Al transcurrir los días las
partículas se van
enlenteciendo.
Aumenta del número de
partículas en torno a la
velocidad media
Las partículas se
fragmentan y se vuelven
invisibles a los filtros
utilizados
El límite
máximo de
velocidad es
de 0.3 Km/s
Cantidad de polvo emitida durante
el Outburst
La cantidad de polvo emitida durante el outburst puede
relacionarse con la cantidad de polvo que emite el cometa en
su estado quiescente comparando las áreas bajo los perfiles
ΣAf.
A partir de los valores obtenidos para la velocidad media es
posible estimar, en unidades de tiempo, cuál fue la cantidad de
polvo emitida con relación a la producción de polvo en el
estado quiescente.
Cálculo de la cantidad de polvo emitida
Enero - Febrero
Integral
(unid. arbitrarias)
Equivalente
en días
24 Enero
6.2129e+07
51.570
25 Enero
6.6159e+07
63.568
8 Febrero
7.0114e+07
67.367
10 Febrero
6.9174e+07
66.465
Producción
de polvo
Promedio
6.7 x 107
62
620 – 930 Kg/s
Desviación
estándar
0.4 x 107
7
70 – 105 Kg/s
Cálculo de la cantidad de polvo emitida
Marzo - Abril
Integral
(unid. arbitrarias)
Equivalente
en días
17 Marzo
4.8023e+07
33.228
19 Marzo
4.4078e+07
30.498
20 Marzo
3.9236e+07
27.148
23 Marzo
4.4155e+07
30.551
31 Marzo
4.1521e+07
28.729
2 Abril
3.8941e+07
26.944
Producción
de polvo
Promedio
4.2659 x 107
29
290 – 435 Kg/s
Desviación
Estándar
0.3 x 107
2
20 – 30 Kg/s
Promediando las curvas ΣAf normalizadas vemos que
en el caso del outburst de Marzo – Abril la cantidad
de polvo emitida fue menor.
Escalando estas dos curvas mediante un factor de 1.9
obtenemos la misma altura, sin embargo se observa
claramente que el outburst de Marzo – Abril tiene un pico
mucho más ancho que el de Enero – Febrero.
• La duración del outburst de Marzo – Abril fue mayor que la
del caso de Enero – Febrero
• En el caso de Marzo – Abril ocurrieron dos outburst muy
próximos los cuales no pueden individualizarse pero que
serían la causa de que este outburst fuese de mayor
duración.
13.596
16.087
Pendiente espectral S’
e índices de color
En nuestro caso sólo contamos con tres puntos
correspondientes a las longitudes de onda centrales de los
filtros utilizados.
S’ > 0 indica que el
polvo es rojo y por lo
tanto de gran tamaño.
S’< 0 indica que el
polvo es azul y por lo
tanto de pequeño
tamaño
El cometa es
más intenso en
R que en V.
El perfil espectral muestra gran
dispersión.
El polvo es bastante rojo, el perfil
espectral disminuye desde un
15% - 8% en unos 40000 Km.
A grandes rasgos hay una
pendiente del 15% al 8%
Al alejarnos del núcleo las
partículas más lejanas serían de
menor tamaño.
partículas
chicas
partículas
grandes
Perfiles típicos post – outburst,
pico muy pronunciado en los
valores de Afρ y ΣAf (gran
incremento respecto a los
valores quiescentes.
Los índices de color indican
variedad de tamaños de las
partículas.
Perfiles espectrales R – I se
mantienen constantes en en
entorno de un 12%.
El perfil espectral V – R se
mantiene en el entorno del
5% y se estabiliza para el
entorno del 7 u 8%.
Mapas bidimensionales de Color
S’ (V – R)
24 de Enero
Fecha posterior al primer
outburst.
El color de la coma tiene una
clara
distribución
radial
azulándose con la distancia al
núcleo.
S’ (R – I)
Distribución radial en las
partículas de la coma, en el
centro se encuentran las
partículas más rojas (mayor
tamaño) y a mayor distancia
del núcleo se observan
partículas mas azuladas
(más pequeñas)
Escala de colores de la figura: 0 < S’ < 0.2.
N arriba, E a la izquierda. El campo es de 80x60”.
S’ (V – R)
19 de Marzo
Fecha posterior al segundo
outburst.
El color de la coma en la
región donde se expandió la
nube de polvo es bastante
homogénea.
S’ (R – I)
Distribución radial
muestra una mayor
mezcla de partículas de
menor y mayor tamaño.
Esto contribuye a la
afirmación de que fue una
outburst de mayor
duración o se trató de dos
outburst consecutivos
Morfología de la Coma
Filtro: Renormalización Azimutal
Reduce el gradiente radial mediante la substracción del valor
promedio en anillos concéntricos con el fotocentro del cometa
Ι(r, θ) = Ι 0
(
Ι ( r ))
∑
(r, θ) −
n
Ι(r, θ )
Imagen de salida
Ι 0 (r, θ )
Imagen original
( ∑ Ι ( r ))
n
Suma del valor de todos los píxeles que caen dentro
de una anillo de radio r dividido entre el número (n)
de píxeles que caen dentro de ese anillo
Enero – Febrero
Imágenes filtradas: evolución de estructuras dentro de la coma.
JAN 24
18
17
JAN
25
Imagen
del
24 del
de
En la imagen
Imagen
3 días
Enero
días
18
Enero
el
posteriores
17 de(2
a la
posteriores
a la
cometa está
en
ocurrencia
del
ocurrencia
del
estado
outburst.
outburst).
quiescente.
La eyección muy
Se
una
Seobserva
observa
un
fuerte
de material
eyección
muy
pequeñouna
produce
fuerte
de material
alargamiento
de en
estructura
espiral
estructura
espiral
coma en
la
lalamisma
dirección
en
la misma
dirección
SE.
observada
en las
dirección
fechas previas y se
observada
las
observa la en
expansión
fechas
previas.
del polvo
Marzo - Abril
Imágenes filtradas: evolución de la estructura en jet.
Cometa
6
endías
Imagen
18
74
días
Imagen 20
días
10
quiescente.
posterior
posterior al
al
outburst.
outburst.
No se
La
observan
estructura
El
polvo
yamuy
Eyección
se
espiral
estructuras.
casi
node
fuerte
ha
expandido
evoluciona,
distingue
delel
material.
mucho
y se
polvolase
fondo
de expande
cielo. .
nota
Estructura
disminución de
espiral.
intensidad del
jet.
7
20
ABR 231
23
MAR
19
17
Enero – Febrero
No
se
observan
estructuras dentro de la
coma.
En el filtrado se
evidencia un jet con
sentido horario.
Marzo – Abril
La coma es asimétrica
a simple vista.
En el filtrado se
evidencia un jet con
sentido antihorario.
Posible explicación: los outburst se produjeron en hemisferios
diferentes. Debe haber algún tipo de presesión en el eje del
cometa.
t=0
t=n
t=0
t=n
Lo que se sabe del SW1
Quiescente
Junio 1974
Outburst
Mínimo de actividad solar 1974 - 1977
Detección
de CO+
Noviembre 1978
Ausencia
de CO+
Jullo 1981
Cochran, Cochran & Baker - ApJ 254 - 1982
Primera detección de
CO+ en el espectro del
cometa
El nivel de actividad el
SW1
requiere
la
presencia de materiales
más volátiles que el H2O.
Espectros de Noviembre de 1979.
Las posiciones de las bandas de CO+ son:
(1,0) 4545 a 4568 Å, (2,0) 4252 a 4273 Å
(3,0) 4000 a 4020 Å, (4,0) 3782 a 3799 Å
Cochran, Cochran & Barker – AJ85 474 - 1980
Teorías
• Causas internas relacionadas con el almacenamiento de
energía en el núcleo (cristalización de hielo amorfo,
vaporización de gases CO y CO2)
• Ruptura de la corteza por la polimerización del HCN, el
aumento de temperatura desencadenaría la
transformación del hielo amorfo.
• Causas externas como ser colisiones con pequeños
objetos o una relación con la actividad solar.
No existe un modelo de consenso que de
cuenta de la actividad de este cometa
Conclusiones
•
Logramos un método aceptable para calibrar imágenes
tomadas en noches no fotométricas. (catálogo)
• Estados Quiescente
canónica lo
- la coma corresponde a una coma
cual permitió usar el método de Afρ y ΣAf.
Los estados quiescentes no son estables.
Determinamos valores de magnitudes nucleares y
absolutas, índices de color y valor del radio nuclear.
Conclusiones
• Estados de Outburst
- el cometa aumenta el valor de
su estado quiescente previo a un outburst.
Los outburst son diferentes en intensidad y ocurren en
zonas distintas del cometa. También presentan
diferencias en su morfología.
La velocidad de eyección de partículas presenta poca
variación.
Muchas gracias
Estudio cuantitativo de la coma de polvo
Afρ
A’Hearn et al. (1984)
•
Permite estimar la tasa de producción de polvo a partir
de datos obtenidos mediante fotometría.
•
Cantidad independiente de la apertura utilizada para
determinar el flujo (estado quiescente)
•
Permite comparar medidas tomadas en diferentes
momentos con condiciones geométricas distintas.
A – albedo promedio
f – filling factor: porcentaje del área
cubierta por el polvo
ρ – distancia nucleocéntrica projectada
ρ
- distancia nucleocéntrica
σ
- sección eficaz de cada partícula
N(ρ)
- número total de partículas dentro de
la apertura
N(ρ) σ - sección eficaz total
π ρ2
f=
N(ρ) ∗ σ
π ∗ ρ2
- área dentro de la apertura
Energía reflejada por el cometa
Fsun – flujo solar a 1 A.U. en el filtro considerado.
ANσFsol
R2
Flujo observado del cometa
Fcom =
ANσFsol
4π∆2R 2
Afρ puede calcularse a partir de datos fotométricos
2
(2∆R) Fcom
Afρ =
ρ
Fsol
R – distancia heliocéntrica
∆ – distancia geocéntrica
ΣAf
Tozzi & Licandro (2002)
Se define como el valor total de Af
comprendido entre dos círculos concéntricos
de radios ρ1 y ρ2 .
(2∆R)2
∑Af = π ∗ F (Fcom ρ2 − Fcom ρ1 )
sol
Ventajas:
Afρ es una cantidad cumulativa y lo que ocurre en la
región central más brillante sigue afectando notoriamente
a grandes ρ lo que dificulta la interpretación de los
resultados.
Comparación con datos de la literatura
H
RN (km) V - R R - I
p
70 ± 30
Whitney 1955
10.3
35
0.02
Roemer 1966
9.8
44
0.02
Degewij & Tedesco 1982
51
Cruikshank & Brown 1983
9.2
25
0.48
11.3
15.4 ± 0.2
0.502
0.492
0.12
Jewitt 1990
0.04
Meech et al. 1993
13.2
Tancredi 2000
27 ± 5
0.025 Stansberry et. al. 2004
0.60
0.60
Tesis Lic. (quiescente)
0.49
0.35
Tesis Lic. (outburst)