LA GRANDE COMETA DEL 1106. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 15/04/2021

LA GRANDE COMETA
DEL 1106

X / 1106 C1 era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1106 .
È annoverata tra le " Grandi Comete " per la sua straordinaria luminosità .

Scoperta:
Questa cometa fu probabilmente vista per la prima volta con la luce del sole, il 2 febbraio 1106 in Belgio .

Lo storico Sigebert von Gembloux (Sigebertus Gemblacensis) riporta della sua scia nella Cronografica Chronicon nel 1111, come di una stella che apparve vicino al sole:
Scrisse che il 2 febbraio 1106 apparve una stella durante il giorno, tra la terza e la nona ora, a circa un cubito dal sole.
Il probabile tempo universale di questa osservazione è stato il 2.3 febbraio. Un cubito è all'incirca uguale a un grado, quindi la cometa era in Acquario .

(in foto a lato: Sigebert von Gembloux).

Osservazioni:
Anche a Bari, in Italia , una stella potrebbe essere stata vista lo stesso giorno.
Il successivo rapporto di avvistamento arriva dalla Palestina , dove la cometa fu vista al crepuscolo il 7 febbraio con una coda lunga circa 100 gradi .
L'aspetto iniziale di questa cometa nel cielo serale è stato impressionante. In generale era situato nel sud-ovest in prossimità di Pesci il 7 febbraio e nella Balena il 9.

Due giorni dopo è stato visto in Giappone , anche con la lunghezza della coda menzionata e con il colore "bianco". Entro l' 11 febbraio , la lunghezza della coda era scesa a 15° e il giorno seguente a soli 5°, ma il 20 febbraio era di nuovo intorno ai 30°.
Forse a quel tempo c'erano condizioni di visualizzazione sfavorevoli in Giappone a causa del clima invernale. Dopo più di 30 giorni, la cometa è scomparsa.

Gli astronomi cinesi e coreani hanno annotato anche loro la cometa. In Cina , il 10 febbraio, nel cielo sudoccidentale è stata vista una "stella di ginestra" con una testa delle "dimensioni di una tazza". La coda era lunga 90° e larga 4-5° e puntava a nord-est.
I "raggi" della cometa erano "sparsi in tutte le direzioni e come se fossero spezzati".
Forse questo deve essere inteso come una descrizione di una coda larga, come è stato osservato anche con la cometa C / 2006 P1 (McNaught) .

Dalle cronache imperiali cinesi Ma-Twan-Lin, riportano quanto segue:

'' Durante il regno di Hwuy-Tsung, il quinto anno dell'epoca Tsung Ning, durante la prima luna, il giorno di Woo Seuh, una cometa apparve a ovest. È stato come un grande Pei Kow. L'involucro luminoso era sparpagliato. Sembrava una stella distrutta. Era lungo 60 cubiti e largo 3 cubiti. La sua direzione era a nord-est. Ha superato Kwei. È passata attraverso Lew, Wei, Maou e Peih. Poi è entrata tra le nuvole e non è stata più vista ''.

PERIODO:

L'Imperatore Hwuy-Tsung, ha regnato nel periodo 1101 - 1125; l'epoca Tsung Ning, è il periodo 1102 - 1106: il 5° anno, quindi corrisponde al 1106. La prima luna, il giorno Woo Seuh, è il 10 febbraio.

ASTERISMI:

Kwei, è determinato da Beta, Delta, Epsilon Andromeda e altre stelle in Pesci. - Lew, è determinato da Alfa, ß, y Arietis. - Wei, è determinato dalle tre stelle della Mosca. - Maou, è determinato dalle Pleiadi. - Peih, è determinato da Alfa, Gamma, Delta, Epsilon Tauri e dintorno.

APPUNTI:

Pei Kow è una specie di vaso o misura.

( Tabella posizioni, fonte : https://academic.oup.com/pasj/article/53/5/931/1426832 ).

Per tutto il mese di febbraio, le citazioni di questa cometa si possono trovare nelle registrazioni di molte culture di tutto il mondo allora conosciuto. Un testo armeno parla di una "cometa terribile, grande e sorprendente che ha spaventato tutti coloro che l'hanno vista". È stato rilasciato il 13 febbraio ed è rimasto visibile per 50 giorni. Fino al 16 febbraio , la cometa era anche menzionata nei libri di storia monastica di Inghilterra , Scozia , Francia , Italia, Paesi Bassi , Belgio e Germania . Un gallese Cronaca (vedi sotto) lo descrisse come "meraviglioso da guardare, trascinando dietro di esso un raggio di luce dello spessore di una colonna e di straordinaria luminosità".
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In Inghilterra, la cometa fu vista come una "strana stella nel sud e nell'ovest" per tre settimane dalla sera del 16 febbraio . Questo rapporto menziona anche "raggi luminosi" provenienti dalla cometa, così come i cinesi.
L'anno 1106 del Peterborough Chronicle descrive la cometa. La traduzione di Dorothy Whitlock recita:
"Nella prima settimana di Quaresima, il venerdì 16 febbraio, la sera, apparve una stella insolita, e per molto tempo dopo fu visto brillare un po 'ogni sera. Questa stella è apparsa nel sud-ovest; sembrava piccolo e buio. Il raggio che brillava da esso, tuttavia, era molto luminoso e sembrava essere un immenso raggio che brillava a nord-est; e una sera sembrò che questo raggio stesse proiettando molti raggi verso la stella da una direzione opposta."

( Ricostruzione grafica delle descrizioni inglesi ).

Una breve nota nel manoscritto gallese noto come Brut y Tywysogion recita:

" Yn y vlwydyn honno y gwelat seren anryued y gwelet yn anuon paladyr oheuni yn ol y chefyn ac o prafter colofyn y veint a diruawr oleuat idaw, yn darogan yr hyn a vei rac llaw: kanys Henri, amherawdyr Rufeinya gwudud y Grist a orffowyssawd. A'e vab ynteu, wedy cael eistedua amherodraeth Rufein, un wnaethpwyt yn amherawdyr. ".

Questo si traduce in italiano come:

In quell'anno fu vista una stella meravigliosa da vedere, che proiettava dietro di essa un raggio di luce dello spessore di un pilastro di dimensioni e di luminosità superiore, presagendo ciò che sarebbe accaduto in futuro: per Enrico, imperatore di Roma, dopo poderose vittorie e una vita molto pia in Cristo, si riposò. E suo figlio, dopo aver vinto la sede dell'impero di Roma, fu fatto imperatore.
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La cometa è stata vista anche nei paesi musulmani, un testo racconta di "una stella nel cielo con riccioli come un arcobaleno" che era stata vista per diverse notti.

Visibilità:
La durata della cometa è certamente oggetto di dibattito. I testi europei sostengono una durata totale da 15 a 70 giorni, sebbene la maggior parte lo abbia concesso in 25 giorni. Poiché la maggior parte di questi testi ha dato la data di scoperta come il 16 febbraio, ciò indicava una data di osservazione finale del 12 marzo.
Il testo di Historia Hierosolymitana afferma che la cometa è stata scoperta il 5 febbraio ed è stata vista per 40 giorni, il che ha posto l'osservazione finale a marzo 17.
I giapponesi e i coreani scoprirono la cometa il 9 febbraio e dissero che era rimasta visibile per oltre 30 giorni, il che indicava che era ancora visibile dopo il 10 marzo.

Orbita e correlazioni:
Sebbene ci siano molti rapporti su questa cometa, le dichiarazioni sul suo movimento nel cielo sono così contraddittorie che non è stato possibile determinare elementi orbitali per questa cometa .

In passato, questa cometa ha sempre suscitato l'interesse speciale degli astronomi. Esistevano approcci diversi per portare questa cometa in connessione diretta con altre comete di grandi dimensioni, ma questo rimase sempre speculativo a causa della mancanza di precisi elementi orbitali. Edmond Halley ha già suggerito che la cometa C / 1680 V1 del 1680 era un ritorno della cometa dal 1106, la prima persona a esaminare questa possibilità fu R. Dunthorne (1751), il quale ha detto che le posizioni disponibili per la cometa del 1106 erano troppo poche e approssimative per un calcolo orbitale; tuttavia, sulla base del precedente suggerimento di Halley, usò una presunta data del perielio del 4 febbraio e l'orbita della cometa del 1680, e determinò le posizioni che questa cometa avrebbe dovuto avere spostando il periodo del perielio dal 7 febbraio al 24 marzo, poi furono necessarie modifiche significative per l'orbita della cometa del 1680 per farla muovere nella direzione osservata per la cometa del 1106 , e si è rivelato completamente impossibile che fossero il solito oggetto.

Un suggerimento molto serio venne da HCF Kreutz , che propose nel 1891 che la cometa del 1106 avrebbe potuto essere un membro del gruppo Sungrazer (Sun Streak), che in seguito prese il suo nome .
Successivamente si è ritenuto che, la cometa C / 1882 R1 (Grande cometa di settembre) del 1882 , la cometa C / 1965 S1 (Ikeya-Seki) del 1965 o la cometa SOHO-620 del 2003 , avrebbero potuto essere un ritorno della cometa dal 1106.
Il rapporto di questa cometa con la famiglia delle Sungrazer fu di nuovo ipotizzato nel 1967 quando Brian G. Marsden ha riesaminato molte delle osservazioni sopra riportate, affermando che c'erano molte contraddizioni nelle osservazioni, specialmente tra quelle dell'Europa e dell'Estremo Oriente, ma ha ancora indicato la convinzione che si trattasse di un sungrazer.
Inoltre, Marsden ha integrato l'orbita della sungrazer Ikeya-Seki del 1965 nel suo precedente passaggio del perielio e ha scoperto che avrebbe potuto verificarsi in un periodo compreso tra il 1114 e il 1116 , dicendo che forze gravitazionali sconosciute che agiscono sulla cometa potrebbero facilmente spingere la data del perielio ancora più indietro, tanto che la cometa del 1106 è "di gran lunga il candidato più promettente per la precedente apparizione della cometa del 1965 VIII".
Ha anche commentato che non è fuori discussione che le comete del 1965 VIII e del 1882 II "si separarono l'una dall'altra nel loro precedente passaggio del perielio".
Tuttavia, potrebbe anche essere un caso e potrebbe essere che tutti e tre i corpi menzionati siano frammenti di una cometa precursore comune (di circa 150 km di diametro), che a un certo punto si spezzò quando passò vicino al sole dando origine a queste e ad oltre 3000 micro-comete scoperte da SOHO.
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A cura di Giovanni Donati.

LA GRANDE COMETA DONATI, il grande evento astronomico del XIX° secolo. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 13/04/2021

LA GRANDE COMETA DONATI

Designazione e scoperta:
La cometa Donati , o cometa di Donati , formalmente designata C / 1858 L1 e 1858 VI , è una cometa di lunga periodo che prende il nome dall'astronomo italiano Giovanni Battista Donati che la osservò per la prima volta il 2 giugno 1858. Dopo la Grande Cometa del 1811 , fu la cometa più brillante che apparve nel 19° secolo. È stata anche la prima cometa ad essere fotografata, ma purtroppo le lastre fotografiche sono andate perdute, ma ci restano i dipinti dei grandi artisti dell'epoca a riportarne la magnificenza.

Osservazioni:
Donati osservò per la prima volta la cometa il 2 giugno dall'Osservatorio di Firenze: inizialmente era visibile come un piccolo oggetto simile a una nebulosa di magnitudine +7 vicino alla "testa" di Leone.
A metà agosto, la situazione di osservazione migliorò ancora e la cometa è stata stimata in questo momento a una luminosità di +4,5 mag. Le prime osservazioni ad occhio nudo probabilmente raggiungono Karl Christian Bruhns a Berlino il 28 agosto e il 2 settembre, quando la luminosità era da +3 a +4 mag. Due settimane dopo, il 17 settembre, aveva già raggiunto +1,4 mag.
A settembre è passata nell'Orsa Maggiore , ed ha iniziato a svilupparsi una coda , che è cresciuta dal 1° il 1 settembre fino a 25° alla fine del mese. La coda stessa ha mostrato dall'8 settembre chiare strisce orizzontali (strie) ed era leggermente curva. La luminosità della cometa è stata di 0 mag da fine settembre a metà ottobre e tra il 22 settembre e l'8 ottobre la cometa è stata osservata da numerosi osservatori, tra cui Johann Heinrich Mädler , Karl Christian Bruhns, Johann Friedrich Julius Schmidt , George Phillips Bond e William Rutter Dawes , con i telescopi nel cielo diurno.
Dopo il passaggio al perielio, la cometa sviluppò non solo la coda di polvere curva ma anche una coda di plasma diritta di lunghezza sempre maggiore, che era di 40° il 6 ottobre. Anche la coda di polvere raggiunse una tale lunghezza l'11 ottobre al momento della più grande approssimazione della cometa sulla terra , mentre la sua larghezza raggiunse da 10 a 16°. Successivamente, la lunghezza della coda diminuì rapidamente e raggiunse il 17 ottobre, soli 5°.
Per gran parte della sua apparizione ha occupato una posizione unica (tra le grandi comete) nel cielo ed era particolarmente ben posizionata per gli spettatori dell'emisfero settentrionale.
Fu nel punto più vicino alla Terra il 10 ottobre 1858 e per gran parte di ottobre fu un oggetto brillante con una lunga coda di polvere simile a uno scimitarra e una coda di gas prominente. Rimase un oggetto visibile ad occhio nudo fino a novembre per gli osservatori dell'emisfero australe. L'osservazione finale fu fatta da William Mann, capo assistente del Royal Observatory, al Capo di Buona Speranza , che la rilevò come una debole nebulosità il 4 marzo 1859.
Durante la sua apparizione la cometa fu particolarmente studiata da vicino dall'astronomo George Phillips Bond e da suo padre William Cranch Bond . GP Bond ha incorporato queste osservazioni e quelle di molti altri astronomi in una monografia, " Un resoconto della grande cometa del 1858 ", che rimane il suo lavoro scientifico più importante e per il quale gli è stata assegnata la medaglia d'oro della Royal Astronomical Society , è stato il primo astronomo americano a ricevere il premio.
La cometa di Donati è stata fotografata con successo il 27 settembre da W. Usherwood, un ritrattista di Walton-on-the-Hill , nel Surrey, usando un'esposizione di 7 secondi con un obiettivo f /2.4, ed è stata la prima volta che una cometa è stata fotografata. La fotografia di Usherwood, che non è sopravvissuta al tempo, mostrava una regione luminosa attorno al nucleo della cometa e una parte della coda. Anche GP Bond fotografò con successo la cometa il 28 settembre presso l' Harvard College Observatory , la prima fotografia di una cometa attraverso un telescopio. Ha fatto diversi tentativi aumentando i tempi di esposizione, ottenendo finalmente un'immagine riconoscibile. In seguito scrisse, " solo il nucleo e una piccola nebulosità di 15" di diametro agivano sulla piastra in un'esposizione di sei minuti ".

Caratteristiche:
Una caratteristica speciale di questa cometa, che poteva essere vista solo telescopicamente, era la ricchezza di dettagli nella chioma interna . Il 15 settembre 1858, Wilhelm Foerster osservò per la prima volta qualcosa che descrisse come "un deflusso distinto". Anche Arthur von Auwers osservò nella prima metà di ottobre un "ciuffo o ventaglio", che emanava dal nucleo della cometa al sole . Allo stesso tempo, sono state osservate anche sei o sette guaine attorno al nucleo della cometa, che sembrava diffondersi in coma, indebolendosi dall'interno verso l'esterno.
Una possibile spiegazione per questo potrebbe essere trovata solo con nuove conoscenze sulla struttura delle comete nella seconda metà del 20° secolo . Si ritiene che ad un certo punto del nucleo cometario, la superficie relativamente inattiva sia stata rotta da un processo, esponendo così regioni più profonde. A causa della rotazione della cometa, questo sito è stato periodicamente esposto alla luce solare e ha reagito durante questo periodo con una degassificazione energica. Le nuvole di gas in movimento sono state formate dalla rotazione della cometa in bracci a spirale e spazzate via dal vento solare in guaine in espansione. L'astronomo Fred Whipple a calcolato da queste osservazioni un periodo di rotazione del nucleo cometario di circa 4 ore e mezza. Questa rotazione sarebbe insolitamente veloce e alla fine potrebbe causare la demolizione del nucleo cometario instabile dalle forze centrifughe .

Parametri orbitali:
Le orbite definitive per la cometa sono state calcolate da Friedrich Emil von Asten e George William Hill , quest'ultima basata su quasi 1000 posizioni. La cometa aveva un'inclinazione orbitale di 116,9°. A causa della sua lunga orbita ellittica, si stima che la cometa di Donati non sarà più vista passare vicino alla Terra fino al 4° millennio : Asten calcolò una data del perielio per settembre 3738 e un periodo orbitale di 1880 anni, e Hill suggerì il settembre 3808 e un periodo di 1950 anni .
A partire dal 2019 , il programma JPL Horizons stima che la cometa sia a 145 UA (22  miliardi di  km) dal Sole e continui ad allontanarsi dal Sole a 2,4 km/s .
Più recentemente, Richard L. Branham ha calcolato elementi orbitali nuovi e migliorati per la cometa usando più di 2000 osservazioni tra giugno 1858 e marzo 1859 e tenendo conto delle perturbazioni di tutti i pianeti e di altre moderne tecniche matematiche. I suoi valori determinati per il semiasse-maggiore sono 154,9 UA e il periodo orbitale 1927 anni.
Secondo i suoi calcoli, nell'anno 3759 la cometa passerà di nuovo vicino alla terra ad una distanza di 0,84 UA.

( Diagramma dell'orbita dell'epoca ).

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Cultura popolare:
La cometa di Donati è considerata una delle comete più belle mai osservate, ed è stata una delle più brillanti del secolo XIX°, facendo una forte impressione sia sugli artisti che sul pubblico in generale.
Dopo un precedente periodo di isteria sul tema delle comete, in particolare a Parigi (causato in parte da calcoli errati di John Russell Hind che suggerivano che avrebbe colpito la Terra nel giugno 1857), la cometa di Donati continuò ad essere la più osservata del secolo grazie alla sua eccellente visibilità nei cieli scuri per gli spettatori dell'emisfero settentrionale, in particolare in Europa, e per il bel tempo a settembre e ottobre. William Henry Smyth , un astronomo inglese, lo ha ricordato come "uno degli oggetti più belli che io abbia mai visto ".
Lo stesso Donati, che fu una figura relativamente oscura, fu spinto allo status di eroe astronomico, e la cometa aiutò a coltivare un entusiasmo generale per l'astronomia tra il pubblico.

La cometa di Donati appare come una striscia e una stella nel cielo della prima serata di un dipinto di William Dyce , Pegwell Bay, Kent - un ricordo del 5 ottobre 1858 .

È stato descritto in una serie di schizzi e in almeno un dipinto di William Turner di Oxford , e in un dipinto "La cometa del 1858, vista dalle alture di Dartmoor", di Samuel Palmer .

La cometa di Yell'ham , una poesia del 1902 di Thomas Hardy , fu ispirata dai suoi ricordi della cometa di Donati.
Anche il re Mongkut del Siam, uno studioso che era in grado di eseguire calcoli astronomici, osservò la cometa e cercò di sradicare le paure superstiziose del suo popolo parlando in pubblico. Anche in Giappone la cometa è stata osservata e interpretata in modo esaustivo, sia come un cattivo presagio , come appariva in un momento difficile, sia come un presagio di tempi migliori.
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A cura di Giovanni Donati.

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

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Aggiornato il 08/04/2021

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.

C/1969 Y1 (BENNETT) La grande cometa del 1970. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 09/03/2021

LA GRANDE COMETA del 1970

C/1969 Y1 (BENNETT)

La C/1969 Y1 (Bennett) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1970 . 

Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le " Grandi Comete ". 

È stata la seconda cometa osservata da satelliti in orbita .

Scoperta:

La cometa è stata scoperta la sera del 28 dicembre 1969 dall'astronomo dilettante sudafricano John Caister Bennett con un rifrattore da 125 millimetri a Pretoria. 

La scoperta è avvenuta solo 15 minuti dopo aver avviato il suo regolare programma di ricerca delle comete, che aveva svolto per molti anni e aveva cercato invano per 333 ore negli ultimi tre anni. Bennett ha stimato la magnitudine in +8,5 mag, e l'ha descritta come piccola, diffusa e senza coda distinguibile . Riferì la sua scoperta alle autorità ufficiali e la sera successiva poté ripetere la sua osservazione della cometa.

La cometa era situata a 1,70 UA dalla Terra e 1,68 UA dal sole.

Osservazioni:

MP Candy (Perth Observatory) ha calcolato la prima orbita per questa cometa. Utilizzando più di tre posizioni accurate ottenute su un arco di 4 giorni, ha calcolato un'orbita parabolica che è stata pubblicata per la prima volta il 6 gennaio 1970. La data del perielio è stata determinata come 1970 marzo 20.30 e la distanza del perielio era 0,542 UA. Queste cifre sono cambiate solo leggermente quando le osservazioni sono state completate. Alla fine si è scoperto che l'orbita era ellittica con un periodo orbitale di circa 1700 anni.

Durante il gennaio del 1970 la cometa si è intensificata costantemente mentre si avvicinava al sole e alla Terra. Le stime di magnitudo all'inizio del mese erano generalmente intorno a 9, mentre le stime alla fine del mese erano leggermente più luminose di 7. La coda ha continuato ad essere assente fino quasi alla fine del mese, quando gli osservatori hanno iniziato a fotografare una coda di circa un grado lungo. Lo stesso Bennett ha riferito di una possibile coda vista visivamente attraverso il suo telescopio il 31 di gennaio.

La cometa si è illuminata da circa magnitudine 6 a circa 3 con il progredire di febbraio. Un ulteriore schiarimento si è verificato durante il mese di marzo quando la cometa ha continuato ad avvicinarsi sia al sole che alla Terra. La coda è diventata piuttosto sorprendente verso la metà di marzo poiché era curva e conteneva filamenti. La lunghezza era generalmente stimata tra 10 e 12 gradi. Nel frattempo, un attento esame della chioma ha rivelato brevi getti deboli che si estendevano dal lato esposto al sole del nucleo.

( Cometa C/1969 Y1 Bennet em 14/03/1970 Agrupación "Amigos de Urania" Zeiss Tessar 1:2 Nelson Travnik, Observatório Flammarion - Matias Barbosa/MG, Brasil ).

La cometa è passata più vicina alla Terra il 26 marzo 1970 (0,69 UA). A quel tempo la luminosità media era intorno allo 0, mentre le stime della lunghezza della coda variavano da 5 a 10 gradi.

La cometa è stata ampiamente osservata in aprile quando la sua posizione nel cielo mattutino è migliorata. Il fatto che la cometa si stesse allontanando dal Sole e dalla Terra, e quindi stesse svanendo, non le ha impedito di essere citata nei giornali e nei notiziari televisivi. La cometa ha iniziato il mese vicino alla magnitudine 1 ed è svanita a circa 5 entro la fine del mese. Sebbene la coda fosse generalmente stimata intorno ai 10 o 12 gradi, alcune stime arrivavano fino a 25 gradi intorno a metà aprile. La coda continuava a mostrare un aspetto ricurvo e conteneva numerose stelle filanti che erano più prominenti entro circa 5 gradi dal coma.

La cometa non era più un oggetto osservabile a occhio nudo dopo i primi giorni di maggio. Ha iniziato questo mese leggermente più luminosa della magnitudine 6 e ha terminato il mese più debole della magnitudine 9. Sebbene i filamenti della coda abbiano continuato a essere segnalate per tutto il mese, la lunghezza della coda è stata ampiamente segnalata intorno ai 2,5 gradi al termine di maggio.

La cometa svanì del tutto in autunno e durante l'inverno. La coda non è stata più segnalata con il progredire di agosto e la luminosità è finalmente scesa sotto la 13 alla fine di settembre. Nel gennaio 1971 la cometa fu fotografata come un oggetto ben condensato di magnitudine +18,9. È stato rilevato l'ultima volta il 27 febbraio, quando Elizabeth Roemer lo ha fotografato al Lunar and Planetary Laboratory. La cometa era a 4,9 UA dal sole e 5,3 UA dalla Terra.

Visibilità:

La seguente tabella riporta la luminosità totale e la lunghezza della coda più lunga a determinate date; la tabella è stata impostata per mettere in rilievo i periodi durante i quali la cometa ha presentato una luminosità totale inferiore alla 4ª magnitudine, sia pre che post perielio:

Data: giorno e mese (1970)	Magnitudine visuale	Lunghezza della coda (in gradi)
10 marzo	2,3	4
13 marzo	1,7	7
18 marzo	0,5	-
19 marzo	-	11
20 marzo	-	11
21 marzo	0,5	-
22 marzo	-0,5	12
26 marzo	0	-
28 marzo	0,5	-
1 aprile	0,8	-
4 aprile	1,2	-
5 aprile	1,4	12
6 aprile	1,4	12
8 aprile	1,9	-
11 aprile	1,9	25
12 aprile	-	20
14 aprile	2	-
16 aprile	3	-
25 aprile	4	-

( Questa immagine è stata ottenuta da David Strange la mattina del 7 aprile 1970 ).

Valutazione scientifica:

Subito dopo che i primi elementi orbitali potevano essere calcolati, si presumeva che la cometa sarebbe diventata "un oggetto luminoso per l'osservazione ad occhio nudo". Si è scoperto che combinava tre proprietà favorevoli che la rendevano una cometa straordinaria per l'osservazione: una breve distanza del perielio, una breve distanza dalla Terra e un alto livello di luminosità, sono stati quindi avviati una serie di progetti di ricerca, in modo che la cometa Bennett venisse fotografata, per essere la cometa più approfonditamente studiata, e lo è stata nel suo tempo.

Ultravioletti:

Qualche anno prima si sospettava che le comete fossero circondate da un involucro di gas fatto di idrogeno , che poteva essere rilevato dalle osservazioni alla luce ultravioletta della linea Lyman α a 121,5 nm. Questa osservazione non è possibile da terra, tuttavia, perché la luce ultravioletta non penetra nell'atmosfera . La prima osservazione di una cometa nell'ultravioletto avvenne nel gennaio 1970 quando l'Orbiting Astronomical Observatory (OAO-2) misurò lo spettro della cometa C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) registrarono e dimostrarono l'inviluppo del gas previsto. Quando la cometa Bennett raggiunse una posizione favorevole per l'osservazione dallo spazio nel febbraio dello stesso anno, fu sistematicamente osservata da metà marzo a metà aprile, anche con OAO-2, al fine di seguire i cambiamenti temporali e spaziali nella chioma della cometa . Oltre alla riga Lyman α, è stato possibile misurare anche le righe di emissione di OH, NH e CN.

Dai dati fotometrici ottenuti con OAO-2, è stato possibile ricavare il tasso di produzione di OH e H, nonché la loro dipendenza dalla distanza dal sole della cometa. I risultati hanno confermato l'ipotesi che la produzione di gas da parte delle comete a piccole distanze dal Sole sia determinata dall'evaporazione dell'acqua dal nucleo . La perdita totale di acqua durante il suo passaggio attraverso il sistema solare interno è stata stimata in circa 200 milioni di tonnellate .

L'1 e il 2 aprile la cometa è stata osservata per la prima volta anche dall'Orbiting Geophysical Observatory (OGO-5). Con un fotometro più sensibile rispetto all'OAO-2, le emissioni di atomi di idrogeno potrebbero essere rilevate fino a una distanza di diversi milioni di km dal nucleo della cometa. La massa di questo idrogeno potrebbe essere derivata dalle misurazioni per essere di circa 2 milioni di tonnellate . Dopo queste prime misurazioni di successo, si è deciso di continuare l'osservazione della cometa con gli strumenti a bordo di OGO-5 e sono state ottenute un totale di dodici mappe di intensità dell'emissione Lyman-α della cometa entro il 30 aprile. Le mappe mostrano lo sviluppo dell'involucro dell'idrogeno nel corso di un mese. Il 1 aprile, quando la cometa si trovava a circa 0,6 UA dal Sole, l'involucro dell'idrogeno aveva un'area di 20 milioni di km × 15 milioni di km, dopodiché divenne lentamente più piccolo. Il tasso di produzione dedotto di atomi di idrogeno era paragonabile al valore ottenuto dalle osservazioni OAO-2. 

In ulteriori indagini, sono stati fatti tentativi per sostenere teoricamente i risultati delle misurazioni con maggiore accordo e per fornire modelli raffinati per la formazione dei gusci di idrogeno.

Luce visibile: 

Al Goddard Space Flight Center nel Maryland dal 28 marzo al 18 aprile 1970, le immagini della cometa sono state realizzate con filtri di interferenza a varie lunghezze d'onda nelle regioni viola, blu, verde e gialla dello spettro. In particolare sono state valutate le righe di emissione di CN, C2 , CO+ e Na. Mappe della chioma della cometa con linee di uguale luminosità (isofotiche) fino a una distanza di 150.000 km dal nucleo sono state create da queste e altre immagini, che sono state scattate in luce bianca all'osservatorio di Amburgo l'8 e il 9 aprile . 

Una ricerca simile è stata condotta anche dal 31 marzo al 27 aprile presso l'Hume Cronyn Memorial Observatory della University of Western Ontario in Canada . Anche lì, le immagini della cometa sono state realizzate con filtri di interferenza a diverse lunghezze d'onda nelle regioni viola, blu e verde dello spettro. In particolare, sono state misurate le linee di emissione di CN e C2 e sono stati valutati i loro gradienti di intensità in direzioni parallele e perpendicolari alla coda della cometa e presentati sotto forma di isofoti.

Dal 30 marzo al 7 maggio 1970, gli esami spettrografici della cometa furono effettuati presso l'osservatorio dell'Università di Toledo in Ohio . In questo modo sono stati ottenuti profili di luminosità delle righe di emissione di C2 e CN fino a distanze di 100.000 km dal nucleo della cometa. 

Un profilo di luminosità della linea di emissione "proibita" dell'atomo di ossigeno a 630 nm è stato anche creato dalle immagini scattate il 18 aprile . È stato suggerito che questi atomi derivino dal decadimento della CO2 e che la CO2 della cometa Bennett fosse più abbondante dell'acqua. 

Le stesse registrazioni sono state utilizzate anche per creare un profilo di luminosità dello ione H2O+ fino ad una distanza di circa 100.000 km dal nucleo e per determinarne la velocità di produzione. 

I risultati sono stati rivisti in seguito migliorando la preparazione dei dati. Tuttavia, l'esatto processo di formazione dei radicali nella chioma della cometa rimane poco chiaro.

La quantità di radicale OH, però non può essere spiegata unicamente dal decadimento dell'acqua che evapora dal nucleo.

Dal 7 al 18 marzo, le immagini della cometa sono state scattate all'Osservatorio Interamericano Cerro Tololo in Cile , in cui la coda della cometa non mostrava disturbi evidenti, si potevano osservare solo raggi laterali pronunciati. Ciò suggerisce che durante questo periodo si siano verificate interazioni relativamente calme tra il vento solare ed i campi magnetici associati e la cometa.

Le registrazioni effettuate da fine marzo a fine maggio presso l'Osservatorio Astrofisico di Asiago in Italia potrebbero essere valutate per quanto riguarda la distribuzione di gas e polveri nella coda della cometa Bennett. 

Il 3/4 Ad aprile si è potuto osservare che la coda di gas della cometa è stata strappata dalla chioma.

Gli spettri dell'involucro del gas neutro hanno mostrato le linee di emissione di CN, C2 , C3 , CH, NH2 e Na. La coda del gas mostrava un'intensità e una struttura fluttuanti giornaliere, che indicavano una produzione molto irregolare di CO+ . 

In particolare, sono stati fatti tentativi per correlare un notevole nodo osservato nella coda di gas della cometa il 4 aprile con misurazioni simultanee dell'attività solare e del vento solare. A tale scopo sono stati utilizzati dati di misura forniti contemporaneamente dalle sonde spaziali OGO-5, Vela 5 , HEOS-1 e Pioneer 8 , nonché dall'esperimento ALSEP installato dall'Apollo 12 sulla superficie lunare . 

In una prima indagine, non sono stati trovati eventi nella dinamica misurata del vento solare che potrebbero spiegare la deformazione della coda della cometa. 

Tuttavia, ulteriori indagini hanno concluso che, in primo luogo, le dinamiche del vento solare misurate vicino alla Terra erano probabilmente diverse da quelle vicino alla cometa e, in secondo luogo, il monitoraggio del vento solare era irregolare nella posizione e nel tempo, in modo che le deformazioni della coda della cometa può ancora essere fatta risalire agli eventi del vento solare.

Tre immagini della cometa in luce rossa, che sono state scattate dal 5 all'8 maggio presso l'Osservatorio di Stato della Turingia a Tautenburg , quando la Terra era quasi nel piano dell'orbita della cometa, hanno mostrato due strutture anomale nella coda della cometa: una struttura radiale e una breve punta rivolta verso il sole, probabilmente causata dalla polvere della cometa. 

La successiva valutazione di queste osservazioni ha fornito la prova della particolarità di una "struttura della linea del collo" (NLS) nella coda di polvere di una cometa, che è stata teoricamente derivata solo nel 1977.

Infrarossi:

Le osservazioni dello sviluppo della luminosità della cometa nell'infrarosso sono state effettuate dalla fine di marzo alla metà di aprile 1970 presso il Lunar and Planetary Laboratory in Arizona. Inoltre, il 31 marzo 1970, furono effettuate osservazioni con un telescopio a infrarossi a bordo di un Learjet .

Il 4 aprile del 1970, la cometa Bennett è stata fotometricamente misurata al O'Brien Osservatorio della Università del Minnesota nel prossimo e medio infrarosso a 2-20 micron di lunghezza d'onda. Oltre al continuo di un corpo nero di circa 500 K a lunghezze d'onda corte, è stata trovata anche una linea di emissione a 10 µm , che è stata ricondotta a grani di silicato nella polvere della cometa. 

Il risultato della misurazione è stato confermato da un'altra misurazione il 21 aprile presso il Kitt Peak National Observatory in Arizona.

Microonde:

Con il radiotelescopio dell'Osservatorio Green Bank in West Virginia , si è cercato su sei giorni a metà marzo 1970 di rilevare l'emissione di formaldeide a 4,83 GHz. 

In quattro giorni alla fine di marzo 1970 fu fatto anche un tentativo con il radiotelescopio del Laboratorio di ricerca navale degli Stati Uniti nel Maryland per rilevare l'emissione di molecole d'acqua a 22,2 GHz. 

In entrambi i casi non è stato possibile rilevare tali emissioni.

( Questa immagine è stata ottenuta da John M. Flanigan la mattina del 1970 marzo 26.7. La cometa si trovava quindi in Pegasus vicino al confine Pegasus-Aquarius e nel cielo mattutino. La foto è stata ottenuta utilizzando una Nikon F2, un obiettivo da 50 mm f / 1.4 e una pellicola Kodachrome 100. L'esposizione era di 4 minuti e non guidata. Flanagan dovette guadare la laguna per vedere oltre le palme. L'esposizione è stata effettuata in acque profonde fino alle ginocchia, con le onde che lambivano sia le sue gambe che le gambe del treppiede durante l'esposizione ).

Curiosità:

Anche la cometa Bennett era stata inserita nel programma di osservazione degli astronauti a bordo dell'Apollo 13 . Dopo che la cometa poteva già essere fotografata il 13 aprile 1970, doveva essere registrata di nuovo il 14 aprile, dopo che la sua trasmissione televisiva quotidiana era stata completata. Durante la manovra con cui l'astronave doveva essere allineata per queste registrazioni, una delle bombole di ossigeno è esplosa e le successive misure di soccorso hanno impedito ogni ulteriore programma scientifico, rammentando a tutti che le comete sono state considerate per millenni come portatrici di sventura.

Implicazioni:

Nel 1973, Delsemme e Rud tentarono per la prima volta di determinare il raggio e l'albedo di diverse comete, inclusa la cometa Bennett, dalle misurazioni della luminosità a grandi distanze dal Sole e dalla produzione di gas osservata a brevi distanze dal Sole. Supponendo che il nucleo della cometa sia costituito essenzialmente da ghiaccio d'acqua e che l'intera superficie sia completamente ricoperta di neve , che sublima man mano che si avvicina al sole, un albedo di circa 0,66 potrebbe essere derivato per il nucleo della cometa. Questo valore è significativamente più alto dei valori che sono stati successivamente trovati per le superfici delle comete, probabilmente a causa di ipotesi inammissibili e misurazioni errate della luminosità della cometa. 

Tuttavia, il loro metodo di calcolo è stato rivoluzionario per la ricerca successiva.

Orbita:

Favorito dalla reciproca posizione della cometa e della Terra (Elongazione sempre maggiore di 32°) si è potuta osservare ininterrottamente dalla sua scoperta nel cielo meridionale fino ai suoi avvistamenti a metà settembre 1970 in prossimità del polo nord celeste . 

Per la cometa, Marsden è stato in grado di determinare un'orbita ellittica che è inclinata di circa 90° rispetto all'eclittica da 391 dati di osservazione per un periodo di circa 10 mesi . 

La sua orbita è quindi perpendicolare alle orbite dei pianeti . Nel punto dell'orbita più vicino al sole (perielio), che la cometa ha attraversato l'ultima volta il 20 marzo 1970, si trovava a una distanza di circa 80,4 milioni di km dal Sole. 

Il 26 marzo si è avvicinato alla Terra a circa 0,69 UA / 103,0 milioni di km.

Già nel 1973 Marsden, Sekanina e Yeomans avevano dimostrato che l'orbita della cometa può essere meglio descritta anche fuori dall'ambito gravitazionale ed i parametri non-gravitazionali sono da prendere in considerazione nel calcolo delle forze. 

Per l'orbita originale della cometa prima dell'approccio al sistema solare interno, hanno determinato un'ellisse con un valore per il semiasse maggiore di circa 135 UA, che corrisponde a un periodo orbitale di circa 1570 anni. 

In uno studio più recente del 1978 Marsden, Sekanina ed Everhart hanno fornito nuovi valori per il semiasse originale e futuro. 

Tuttavia, questo calcolo ha preso in considerazione solo le forze gravitazionali.

Secondo le ultime indagini di Królikowska, in cui sono state prese in considerazione 548 osservazioni per un periodo di circa 10 mesi e anche forze non-gravitazionali, si applica quanto segue: 

 - La cometa si muove su un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. 

 - Secondo gli elementi orbitali affetti da una certa incertezza e tenendo conto delle forze non gravitazionali, qualche tempo prima del passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1970, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,9960 e un semiasse-maggiore di circa 135,5 UA, così che il suo periodo orbitale era di circa 1575 anni. 

 - La cometa potrebbe quindi essere apparsa l'ultima volta nell'antichità intorno all'anno 395 dC. 

 - Dall'attrazione dei pianeti, specialmente orbitando oltre Saturno il 24 agosto 1968 a circa 5 UA e il 2 novembre 1971 a circa 6,25 UA, e con Giove il 23 marzo 1970 a circa 5 UA, l'eccentricità orbitale è stata leggermente aumentata a circa 0,9962 e il semiasse-maggiore ingrandito a circa 140 UA, così che il suo periodo orbitale è aumentato a circa 1660 anni. 

 - Quando raggiungerà il punto della sua orbita più lontano dal sole ( afelio ) intorno all'anno 2800 , sarà a circa 42 miliardi di km dal sole, quasi 290 volte più lontano dalla Terra e oltre 9 volte rispetto a Nettuno . La sua velocità orbitale nell'afelio sarà solo di circa 0,11 km/s. 

Il prossimo perielio della cometa dovrebbe verificarsi intorno all'inizio dell'anno 3717.

Parametri orbitali
(all'epoca 2440680,5 4 aprile 1970)
Semiasse maggiore	145,03933 UA
Perielio	0,537620 UA
Afelio	289,54105 UA
Periodo orbitale	1746,77 anni
Inclinazione orbitale	90,0398°
Eccentricità	0,996293
Longitudine del nodo ascendente	224,6576°
Argomento del perielio	354,1491°

( Diagramma dell'orbita al passaggio al perielio del 20 marzo 1970 - JPL ).

Ipotesi:

In uno studio di Hasegawa (1979) , la cometa Bennett era stata indicata come candidata per una possibile corrispondenza con una cometa osservata in Cina e in Europa nel settembre 363 dC, ma questa ipotesi non è stata confermata in modo specifico, anzi attualmente riteniamo che il passaggio sia stato fatto intorno agli anni dal 393 al 397 dC, e non esistono resoconti corrispondenti in questi anni.

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A cura di Giovanni Donati.

C/2010 U3 (BOATTINI) una cometa insolitamente attiva a grande distanza dal Sole. by #INSA

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Aggiornato il 07/03/2021

C/2010 U3 (BOATTINI)

Introduzione:

la C/2010 U3 (Boattini) è la sedicesima cometa scoperta dall'astronomo italiano Andrea Boattini.

Si tratta di una cometa dalle caratteristiche inusuali, sia per il diametro del suo nucleo, dell'ordine dei 100 km, sia per la distanza perielica, a metà strada tra le orbite di Giove e Saturno, sia per il tempo della scoperta, quasi nove anni prima del passaggio al perielio.

Per poterla osservare occorre usare almeno dei telescopi di media grandezza.

( Foto di Albino Carbognani ).

Scoperta:

La cometa C/2010 U3 è stata scoperta il 31 ottobre 2010 grazie al telescopio di 1,5 m di diametro della Mount Lemmon Survey , dall’astronomo italiano Andrea Boattini. Si tratta di una cometa con un inusuale perielio a 8,44 UA dal Sole, che è stato raggiunto e superato il 26 febbraio 2019.

Dati fisici:

Il nucleo della cometa deve essere abbastanza ricco di elementi molto volatili perché, pur avendo una minima distanza di 8,444 UA dal Sole, con una temperatura superficiale stimabile in circa -180 °C, era al momento circondato da una chioma molto estesa che appare di circa 8 arcsec, e alla distanza in cui era, equivale ad un diametro di almeno 50.000 km, quindi con un’atmosfera pari a circa 4 volte il diametro della Terra.

( Curva di luce ).

Attività cometaria:

La cometa è stata vista attiva nelle immagini di pre-scoperta già nel novembre 2005 a una distanza eliocentrica record in entrata rH= 25,8 UA.

Sono stati osservati due eventi di esplosione intorno al 2009 e al 2017. La chioma e la coda della cometa sono costituite da granelli di polvere di∼10 μm di raggio, espulso a velocità ≲50 m/s vicino al punto subsolare, e sono soggetti complessivamente alla forza di Lorentz, alla gravitazione solare e alla forza di pressione della radiazione. 

L'attività prolungata indica che la sublimazione dei supervolatili (es. CO, CO2) è in gioco, causando un tasso netto di perdita di massa ≳1 kg/s. 

Il colore della polvere cometaria, simile ad altre comete di lungo periodo, è più rosso, ma abbiamo anche osservato potenziali variazioni di colore quando la cometa era a 10 <rH< 15 UA, in concomitanza con l'inizio della cristallizzazione del ghiaccio d'acqua amorfo.

LINK : ''A Bizarre Comet Active at Record Heliocentric Distance''.

Orbita:

I suoi elementi orbitali sono ancora relativamente incerti in quanto per precisarli occorrerà seguire la cometa lungo un maggior arco osservativo: 

Gli ultimi dati forniti dal Minor Planet Center, indicano che si tratta di una cometa a lunghissimo periodo. 

Parametri orbitali:

Epoca 2020-12-17.0 Epoca JD 2459200.5 Data del perielio 2019-02-25.87749 Perielio JD 2458540.37750 Argomento del perielio (°) 88.07051 Longitudine del nodo ascendente (°) 43.03234 Inclinazione orbitale (°) 55.52161 Eccentricità 0.9965026 Distanza del perielio (UA) 8.4447384 Periodo di rivoluzione 118651 anni DATI MPC ''LINK''

Semiasse-maggiore (UA) 2414.61 Anomalia media (°) 0.00548 Moto medio (°/giorno) 0.00000831 Distanza dell'afelio (UA) 4820.7736915

( Diagramma parziale dell'orbita - JPL ).

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A cura di Andreotti Roberto.

LEGGI ANCHE:

CATALOGO CRONOLOGICO DELLE COMETE STORICHE, by INSA.