LA COMETA 7P/PONS-WINNECKE della famiglia di Giove. by Andreotti Roberto INSA.

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Aggiornato il 30/03/2025

7P/PONS-WINNECKE

La 7P/Pons-Winnecke, è una cometa periodica della famiglia di Giove, che nel ritorno del 1927 è stata visibile ad occhio nudo raggiungendo la luminosità di +3,5 mag.

( Illustrazione contemporanea del 1921 della cometa Pons-Winnecke ).

Scoperta del 1819:

Jean Louis Pons (Osservatorio di Marsiglia, Francia) ha scoperto questa cometa il 12 giugno 1819. 

La cometa si trovava allora in Leone ed è stata descritta come piccola, con una condensazione centrale.

La cometa era particolarmente ben posizionata durante la sua apparizione di scoperta, ma il suo evento più significativo, un avvicinamento ravvicinato alla Terra il 21 agosto 1819 (0,1318 UA) è stato perso. Dopo la sua scoperta il 12 giugno, la cometa è stata seguita fino a perdersi nel crepuscolo serale dopo il 22 luglio. Da allora in poi la cometa ha assunto un movimento sudoccidentale ed era nei cieli meridionali quando è emersa dal bagliore del sole. Il 31 agosto ha raggiunto la sua declinazione più meridionale di -43,6°.

Scoperta del 1858:

Friedrich August Theodor Winnecke (Bonn, Germania) riscoprì casualmente questa cometa il 9 marzo 1858. Era localizzata in Ofiuco e fu descritta come una nebulosità pallida e diffusa, di circa 3 minuti d'arco di diametro.

Utilizzando solo tre posizioni ottenute durante il periodo dal 9 al 13 marzo 1858, Krüger calcolò un'orbita parabolica che riconobbe immediatamente come così simile alla cometa di Pons del 1819 da suggerire che fossero identiche. Poco dopo, Winnecke applicò l'orbita della cometa del 1819 alle posizioni disponibili e trovò un accordo quasi perfetto assumendo una data del perielio del 1858 maggio 2,47 e aumentando leggermente l'inclinazione.

Passaggi del 1863 e 1869

Furono fatte previsioni per il ritorno del 1863, ma rivelarono che la cometa era in una posizione molto inadeguata per il recupero e la cometa fu successivamente persa. 

Le previsioni per il ritorno del 1869 mostravano che la cometa sarebbe stata in una posizione molto più favorevole, difatti la cometa fu successivamente recuperata il 10 aprile 1869 da Winnecke. 

Era molto vicino alle posizioni previste. 

La cometa ha superato 0,25 UA dalla Terra l'8 luglio e gli osservatori hanno visto una chioma di 10 minuti d'arco attraverso il quale conteneva un nucleo di magnitudine +8. 

È stata anche vista una breve coda.

( foto realizzata da George Van Biesbroeck, presso lo Yerkes Observatory, il 27 giugno 1927, conservata presso University of Chicago Library, Special Collections Research Center ).

Osservazioni del 1927:

L'apparizione del 1927 fu la migliore dalla prima scoperta della cometa. Passò solo 0,0404 UA / 6,044 milioni di km dalla Terra il 26 giugno 1927 e raggiunse una luminosità massima di +3,5 mag.

Fu accompagnata da un flusso di meteoriti noto come Boötidi di giugno, ma occasionalmente era anche conosciuto come Pons-Winneckidi, in questo anno il flusso ha raggiunto i 500 all'ora al suo massimo, sono stati appena percettibili negli ultimi anni, se non in rare occasioni.

Fu fatto il tentativo di misurare otticamente le dimensioni del raggio del nucleo, ma fallì perché il dato fu risolto, ma risultò in un limite superiore di 5 km (che oggi sappiamo essere di 2,24 ± 0,02 km di raggio).

Altre osservazioni:

LINK : ''Observations by Bernhard H. Dawson''.

''On the spectrum of comet Pons-Winnecke (1927c) by G. Shajn''.

Dall'apparizione nel 1869, la cometa ha mancato di essere osservata solo in tre occasioni nei passaggi al perielio degli anni: 1880, 1904 e 1957.

( Questa immagine è una combinazione di tre immagini ottenute dal programma Near Earth Asteroid Tracking (NEAT) utilizzando il telescopio Oschin da 48 pollici e una camera CCD il 27 maggio 2002, 27 maggio 55 e 27 maggio 2002. Ogni immagine è stata esposta per 20 secondi ).

Passaggio del 2021:

Il passaggio al perielio è avvenuto il 27 maggio 2021, quando la cometa aveva un'elongazione solare di 107 gradi, con una magnitudine apparente approssimativamente +11. 

E' passata a circa 0,44  AU (66 milioni di  km) dalla Terra il 12 giugno 2021.

Evoluzione dell'orbita:

La sua distanza perielica nel corso del XIX secolo e del XX secolo è aumentata, passando da un valore inferiore a 1 UA, quindi interno all'orbita della Terra, ad un valore superiore a 1 UA; attualmente è di circa 1,25 UA. La cometa è passata alla minima distanza dalla Terra, meno di 6 milioni di km, il 26 giugno 1927, tale distanza è notevolmente inferiore all'attuale MOID, la discrepanza è dovuta al continuo aumento della distanza perielica che per l'orientamento orbitale di questa cometa comporta come conseguenza un continuo aumento della MOID. 

Un passaggio ravvicinato a Giove nel luglio 2037, riporterà il perielio a 0,982 UA.

 

Distanza del perielio in epoche diverse
Epoca	Perielio ( UA )
1819	0,77
1875	0.83
1886	0.89
1898	0.92
1909	0,97
1921	1.04
1933	1.10
1945	1.16

Sciame meteorico:

Questo spostamento ha fatto sì che in passato (nel 1916, nel 1921 e nel 1927) la cometa abbia dato origine a uno sciame meteorico, le Bootidi di Giugno: si pensava che essendo divenuto il perielio esterno all'orbita della Terra non ci sarebbero state più altre piogge originate da questo sciame meteorico, invece a sorpresa nel 1998 ci fu una nuova pioggia di Bootidi di Giugno, con la caratteristica molto rara per una pioggia meteorica, di una durata di quasi 24 ore.

Parametri orbitali:

Il 27 ottobre 2021 sono stati pubblicati, dal JPL, i calcoli recentemente fatti da Davide Farnocchia, che forniscono un'orbita ellittica con un'eccentricità di 0,6375446615111708 , mentre il piano orbitale risulta inclinato di 22,33493360831021° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 172,5066157721776°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 93,41611910140992° (2000.0).

Il perielio attualmente è di 1,239210604011178 UA tra le orbite di Terra e Marte, mentre l'afelio si trova a 5,598655871774613 UA cioè ben oltre l'orbita di Giove la cui influenza rende questi parametri ottimali per solo questa rivoluzione intorno al Sole.

Dal valore del semiasse-maggiore dell'orbita di 3.418933237892896 UA se ne deriva il periodo di rivoluzione attuale in 6,321849210249982 anni.

( Diagramma orbitale al 27 ottobre 2021 - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.

LA COMETA PERDUTA 3D/BIELA caratteristiche e storia dei suoi passaggi. by INSA.

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Aggiornato il 27/10/2021

3D/BIELA

La 3D/Biela (chiamata anche cometa di Biela) era una cometa della famiglia di Giove, che è stata osservata quattro volte tra il 1772 e il 1832 (che fu il primo ritorno confermato). 

Quando tornò nel 1846, si scoprì che si era rotta in due parti, che furono poi osservate di nuovo nel 1852. Da allora non si è più vista, ne si è saputo nulla di questa cometa, ed è quindi considerata perduta (da cui il prefisso ''D'' preceduto dal numero di catalogo delle comete periodiche).

Scoperta:

Sebbene la cometa possa essersi avvicinata alla Terra più e più volte per molti secoli , non c'erano rapporti osservativi che potessero essere assegnati ad essa in modo affidabile prima della fine del 18° secolo, ma possiamo dire che ci sono stati vari scopritori nel corso dei suoi passaggi prima della definitiva ricostruzione dei suoi parametri orbitali da parte di Wilhelm von Biela.

Studi scientifici:

Nel 1971, Brian Marsden e Zdenek Sekanina hanno utilizzato metodi moderni per calcolare nuovi elementi orbitali della cometa e dei suoi frammenti, che tengono conto anche delle forze non gravitazionali sulla cometa. 

Dopo la loro pubblicazione c'era una rinnovata speranza che una nuova ricerca potesse portare alla scoperta di qualche residuo della cometa Biela, perché i calcoli in determinate condizioni al contorno indicavano che poteva avvicinarsi molto alla Terra nel dicembre 1971. 

L'astronomo Luboš Kohoutek all'osservatorio di Amburgo in Bergedorf ispezionò diverse aree del cielo nell'ottobre e novembre 1971, ma non ha trovato resti di comete.

Di tempi più recenti esistono anche calcoli orbitali di Syuichi Nakano e K. Kinoshita , che tengono conto dell'interferenza di tutti i pianeti e dei tre asteroidi più grandi nonché degli effetti non gravitazionali .

Marsden e Sekanina hanno anche determinato il possibile punto nel tempo in cui i due frammenti della cometa si erano separati. Secondo i loro calcoli, questo evento sarebbe avvenuto probabilmente tra l'inizio del 1842 e la metà del 1843, cioè all'incirca all'epoca del suo afelio a una distanza di circa 6  UA dal Sole, quando si trovava oltre l'orbita di Giove, quando vi passò vicino ad una distanza di circa 166 milioni di km. 

Dopo la scissione, il componente B si è allontanato dal componente più grande A all'incirca in direzione del Sole con una velocità dell'ordine di circa 1 m/s.

Evoluzione orbitale:

Dai dati di posizione registrati nel cielo durante le apparizioni osservate della cometa, Marsden e Sekanina hanno determinato diversi insiemi di elementi orbitali, ciascuno dei quali può essere utilizzato intorno all'apparizione per un periodo di tempo limitato. Hanno anche preso in considerazione le forze non gravitazionali sulla cometa. Per il periodo intorno al 1832, ad esempio, hanno determinato un'orbita ellittica che era inclinata di circa 13° rispetto all'eclittica da 26 dati di osservazione . 

Questi insiemi di elementi orbitali hanno solo una precisione limitata, e poiché l'orbita della cometa l'ha ripetutamente avvicinata a Giove, oltre alle forze non gravitazionali che sulla cometa erano relativamente forti e mutevoli per lunghi periodi di tempo, quindi non possono essere certi dell'orbita della cometa per diverse centinaia di anni prima che sia avvenuta la sua prima osservazione.

Fin dall'avvicinamento della cometa a Giove fino a circa 100 milioni di km verso l'inizio di febbraio 1664, c'è un'ottima corrispondenza tra gli insiemi di elementi orbitali di Marsden nella descrizione dell'orbita della cometa. Secondo questo, 100 anni prima della sua prima scoperta, si stava ancora muovendo su un'orbita ellittica con un'eccentricità di circa 0,72 e un semiasse maggiore di 3,59 UA, con l'orbita era inclinata di circa 19° rispetto all'eclittica e il periodo orbitale era di circa 6,8 anni. 

L'orbita della cometa non si avvicinava all'orbita terrestre a meno di circa 10 milioni di km (0,06 UA). In particolare, da approcci irregolari a Giove, come all'inizio di giugno del 1711 fino a circa 100 milioni di km e all'inizio di giugno 1794 fino a circa 57 milioni di km, le caratteristiche della sua orbita furono ripetutamente cambiate, così che nel 1850 l'eccentricità era aumentata a circa 0,76. 

Il semiasse maggiore era diminuito a circa 3,52 UA e l'inclinazione dell'orbita era scesa a quasi 13°, il periodo orbitale si era accorciato a circa 6,6 anni. L'avvicinamento a Giove nel 1794 portò in particolare al fatto che il perielio dell'orbita della cometa, che in precedenza si trovava nell'area dell'orbita terrestre, era allora chiaramente al suo interno. L'afelio della sua orbita, d'altra parte, era sempre circa il 20% più lontano dal Sole rispetto all'area dell'orbita di Giove. La cometa apparteneva quindi alla famiglia delle comete di Giove con un parametro di Tisserand almeno in questo periodo di TJ= 2.535.

Dal 1794 la distanza reciproca tra l'orbita della cometa e l'orbita terrestre era già diventata molto piccola e tra il 1832 e il 1840 scese temporaneamente quasi a zero, cioè l'orbita della cometa e l'orbita della terra quasi si toccarono in un punto. Se entrambi i corpi fossero stati a questo punto nello stesso momento, potrebbe esserci stata una collisione. Tuttavia, questo non è mai successo, perché quando la cometa si avvicinò molto all'orbita terrestre intorno al 29 ottobre 1832 al nodo discendente della sua orbita, forse fino a circa 40.000 km, la terra non raggiunse questo punto della sua orbita fino a circa un mese dopo, e dal 1839, i reciproci divari sono diventati molto maggiori.

Durante il periodo in cui è stata osservata, la cometa ha raggiunto il suo massimo avvicinamento alla terra, fino a circa 5 milioni di km, intorno al 9 dicembre 1805. 

Entro il 4 dicembre 1845 si è avvicinata a Marte fino a circa 36 milioni di km e entro il 20 marzo 1846 i due frammenti della cometa si sono avvicinati nuovamente alla Terra a circa 56 milioni di km.

( Diagramma orbitale al perielio del 27 novembre 1832 - JPL ).

Meteore:

Polvere e piccoli detriti dalla cometa inizialmente continuarono a muoversi nella stessa orbita della cometa e la Terra si trova sulla traccia della cometa alla fine di novembre di ogni anno, che può portare ad un aumento dell'incidenza di meteore in atmosfera terrestre . 

Già nel 1741, 1798 e 1830, prima dello scioglimento della cometa, ci sono segnalazioni di sciami meteorici provenienti dalla cometa Biela. La connessione tra la cometa e lo sciame meteorico successivamente chiamato “Bielidi” era già stato dimostrato indipendentemente da Edmund Weiss e Heinrich Louis d'Arrest nel 1867 .

Nel 1838 e nel 1847 c'erano ancora piogge meteoriche relativamente deboli, ma il 27 novembre 1872 si sviluppò una vera tempesta di meteoriti con una tasso orario zenitale (ZHR) di circa 7400 meteore. 

Ciò fu ripetuto nel 1885 con uno ZHR di circa 6400. Le meteore sembravano provenire dalla costellazione di Andromeda , così che alla pioggia di meteoriti fu infine dato il nome di Andromedidi.

Nel 1892 e nel 1899 si potevano ancora osservare sciami meteorici con ZHR rispettivamente di 800 e 150, ma da allora le Andromedidi sono quasi scomparse, poiché i cambiamenti a lungo termine nelle loro orbite dovuti alle influenze disturbanti dei pianeti e alle loro diverse velocità li hanno spostati più lontano dall'orbita terrestre. In uno studio del 2007 si potrebbe dimostrare che le tempeste di meteoriti del 1872 e del 1885 sono state probabilmente causate da particelle di polvere che sono state rilasciate durante la rottura della cometa nel 1842/43 e che hanno continuato a disintegrarsi nei passaggi successivi.

Nel dicembre 2011, per la prima volta in oltre cento anni, è stata osservata un'aumentata incidenza di Andromedidi con uno ZHR di circa 50. Le simulazioni hanno mostrato che le particelle causali potrebbero essere state espulse durante un passaggio al perielio della cometa Biela nel 1649. 

Forse simili forti piogge di meteoriti potrebbero essere previste anche per gli anni 2023 e 2036. Valutazioni esatte di questi flussi di meteoriti potrebbero aiutare a ricostruire meglio l'orbita della cometa prima che fosse osservata per la prima volta nel 1772.

( Le meteore Andromedi o Bielidi viste la notte del 27 novembre 1872 ).

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Passaggi osservati:

1772 

Passaggio al perielio: 17 febbraio 1772.

Fu segnalata per la prima volta da Jacques Lebaix Montaigne , che la scoprì con un rifrattore di 1 m di focale la sera dell'8 marzo 1772 a Limoges.

A questo punto la cometa non era visibile ad occhio nudo, era nella costellazione di Eridano e il suo nucleo aveva una magnitudine di +6 mag. 

La sera seguente, Montaigne fu in grado di confermare la sua scoperta con una rinnovata osservazione. Charles Messier era a Parigi ed informato della scoperta ha tentato di osservarla il 15 marzo, ma che inizialmente non ebbe successo in questo e nei giorni successivi.

Montaigne ha visto la cometa per l'ultima volta il 20 marzo, ma il 26 marzo Messier è riuscito a trovare "una piccola nebulosa". Ha potuto poi tenerla d'occhio fino al 3 aprile.

Nel 1774, Jérôme Lalande fu in grado di calcolare solo gli elementi orbitali per un'orbita parabolica a causa dei dati di osservazione imprecisi.

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1805/6

Passaggio al perielio: 2 gennaio 1806.

La sera del 10 novembre 1805, Jean-Louis Pons riscoprì la cometa a Marsiglia . 

Nelle due settimane successive ci furono ulteriori osservazioni a Parigi di Alexis Bouvard e a Francoforte sull'Oder di Johann Sigismund Gottfried Huth . 

Huth ha potuto vedere la cometa ad occhio nudo il 22 novembre. 

La cometa si stava avvicinando al Sole e alla Terra in questo momento, rendendola più grande e luminosa. Il 28 novembre Johann Elert Bode l'ha vista a Berlino . 

La cometa si stava spostando a sud nel cielo ed era facilmente visibile ad occhio nudo l'8 dicembre. Carl Friedrich Gauss ha stimato la sua luminosità a +3/+4 mag, ed è stato vista l'ultima volta in Europa il 9 dicembre. La cometa è stata poi osservata in India e all'isola di Mauritius fino al 14 dicembre.

Il primo calcolo di un'orbita parabolica fu effettuato da Friedrich Wilhelm Bessel e da Heinrich Wilhelm Olbers che ne determinarono immediatamente la somiglianza con l'orbita della cometa del 1772. Anche Gauss, che nel febbraio 1806 ha ridefinito gli elementi orbitali della cometa dal 1772, è stato in grado di determinare questa somiglianza, ma a causa dei brevi periodi di tempo durante i quali la cometa era stata osservata, non era ancora possibile determinare correttamente l'orbita tempo.

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1826 

Passaggio al perielio: 18 marzo 1826.

Wilhelm von Biela scoprì la cometa la sera del 27 febbraio 1826 a Josefstadt come una piccola nebulosa arrotondata. La sera seguente si era mosso di circa 1° nel cielo e Biela ha riferito della sua scoperta. Tuttavia, rimase l'unico osservatore fino a quando non ci fu una scoperta indipendente da parte di Jean-Félix Adolphe Gambart a Marsiglia il 9 marzo . 

Anche in Cina c'era stata una scoperta indipendente tra il 7 febbraio e l'8 marzo, come riporta la cronaca Chʻing-chʻao hsü-wen-hsien tʻung-kʻao (Enciclopedia imperiale degli ultimi anni della dinastia Qīng ) senza fornire ulteriori informazioni. 

A marzo e aprile la cometa è stata vista da Karl Ludwig Harding in Germania e da Jean-Louis Pons e altri astronomi in Italia , dapprima la sua luminosità aumentò, e si vedeva anche una corta coda , ma all'inizio di maggio iniziò a sbiadire e fu osservata per l'ultima volta il 9 maggio a Napoli .

Lo stesso Biela calcolò gli elementi orbitali per la cometa e notò la loro forte somiglianza con quelli delle comete del 1772 e del 1805. Suggerì un periodo orbitale di 6,75 anni. Anche Gambart, Olbers e Thomas Clausen arrivarono a risultati simili, così che ora c'era una buona conoscenza dell'orbita della cometa (le lettere di Biela e Gambart furono pubblicate nello stesso numero delle Astronomische Nachrichten). I calcoli di Biela in seguito valsero a Biela l'onore di dare il suo nome alla cometa.

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1832 

Passaggio al perielio: 26 novembre 1832.

Sulla base degli elementi orbitali calcolati quando è apparsa l'ultima volta, era ora possibile per la prima volta prevedere il prossimo ritorno della cometa con relativa precisione. 

Con una data prevista per il perielio verso la fine di novembre 1832, diversi astronomi iniziarono a cercarlo già a settembre e fu finalmente John Herschel a Slough, che, combinando diverse proiezioni, ha trovato una nebulosa nel suo telescopio da 48 cm la mattina presto del 24 settembre che si era spostata notevolmente più in là nel giro di un'ora. Herschel osservò la cometa per i due giorni successivi, ma non fece ulteriori osservazioni e non riportò ulteriormente la sua osservazione. 

Fu solo il 20 ottobre che la cometa fu scoperta da Jean-Félix Adolphe Gambart a Marsiglia e da Jean Elias Benjamin Valz a Nîmes, e nei giorni seguenti la trovarono anche Bessel a Königsberg , Friedrich Georg Wilhelm Struve a Dorpat e Friedrich Bernhard Gottfried Nicolai a Mannheim.

La cometa era nel punto più vicino alla Terra il 24 ottobre, ma è diventata ancora più luminosa durante il mese di novembre mentre continuava ad avvicinarsi al Sole. 

Il 4 novembre Herschel la rivide nel suo telescopio come una grande e luminosa nebulosa ancora senza coda, ma il giorno successivo non poteva più essere trascurata. 

Grazie al suo movimento verso sud nel cielo, la cometa non poteva più essere osservata da dicembre nel centro e nord Europa , solo in Italia ci sono state ancora delle osservazioni fino alla fine del mese. L'ultima osservazione fu fatta poco dopo la mezzanotte del 4 gennaio 1833 in Sud Africa da Thomas Henderson. La cometa non ha mai mostrato una coda e il coma non ha mai superato un diametro di 3 minuti d'arco.

Sebbene le previsioni potessero essere confermate dalle osservazioni, negli anni successivi sono stati fatti tentativi per analizzare ulteriormente l'orbita della cometa e sono stati calcolati dati orbitali migliorati fino a tempi recenti.

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1839 ''non osservata''

Quando si prevedeva che la cometa apparisse nel 1839, era in posizione sfavorevole rispetto alla Terra e non fu osservata, difatti la cometa non si avvicinò mai a meno di 1,8 UA dalla Terra poiché la cometa si trovava dall'altra parte del Sole.

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1845/6 

Passaggio al perielio: 11 febbraio 1846. 

Fu scoperta per la prima volta da Francesco de Vico a Roma la sera del 26 novembre 1845. 

Due giorni dopo, Johann Gottfried Galle la scoprì indipendentemente a Berlino. 

La cometa è stata osservata molte volte a dicembre, ma si sa poco del suo aspetto fisico fino ad allora. 

Un'importante scoperta fu fatta il 14 gennaio 1846 da Matthew Fontaine Maury a Washington, DC: ''Ha notato che la cometa è apparsa due volte''. Oltre ad un componente più luminoso “A”, si poteva vedere un componente più debole “B”. 

Anche Moritz Ludwig Georg Wichmann a Koenigsberg se ne accorse indipendentemente il giorno dopo. La seconda componente è stata osservata anche all'inizio di dicembre, ma senza rendersi conto della sua natura. Dopo che la notizia della "doppia cometa" si era diffusa, è stata successivamente osservata più volte. 

Entrambi i componenti hanno mostrato code parallele, A era 3-4 volte più luminoso di B e la distanza tra loro è aumentata notevolmente da circa 1' a metà gennaio a 3' verso la fine di gennaio, spazialmente erano distanti circa 300.000 km. 

Nel corso del mese di febbraio, la distanza tra A e B è cresciuta fino a 8' a causa del cambiamento di prospettiva, con la loro luminosità molto fluttuante l'una rispetto all'altra, a volte erano uguali, a volte B era più luminosa di A. 

Il componente A sembrava avere più nuclei. 

Dopo che la cometa ha raggiunto la distanza minima dalla Terra il 20 marzo, la sua luminosità è rapidamente diminuita; è stata osservata per l'ultima volta il 27 aprile da Friedrich Wilhelm August Argelander a Bonn .

Biela è stata la prima cometa nella storia della ricerca sulle comete ad essere osservata dividersi. 

Per le due componenti osservate sono state quindi calcolate analisi separate del loro movimento e degli elementi di percorso risultanti. Il loro periodo orbitale è stato determinato in 6,6 anni.

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1852 

Passaggio al perielio: 23 settembre 1852.

Le date dell'apparizione del 1846 furono rivalutate anche per questo ritorno della cometa e, tenendo conto anche dell'interferenza di quattro pianeti, fu determinata una probabile data del perielio del 29 settembre 1852. 

Il frammento A è stato scoperto il 26 agosto da Angelo Secchi a Roma con un telescopio da 15 cm. Una valutazione della posizione ha mostrato che il perielio sarebbe passato circa sei giorni prima di quanto calcolato. Ma non c'erano dubbi che si trattasse effettivamente della cometa Biela. 

Solo questo componente A poteva essere osservato nelle successive settimane. 

Anche il componente B è stato ritrovato da Secchi il 16 settembre. La cometa ha mostrato solo una bassa luminosità a settembre e le due componenti si sono alternate giornalmente per determinare chi avesse la luminosità maggiore delle due al momento. 

La distanza tra i due era di circa ½° il 21 settembre. Il componente A è stato visto per l'ultima volta il 26 settembre da Struve a Pulkovo, era significativamente più debole del componente B e la loro distanza reciproca era ormai di quasi 1° a causa della mutata prospettiva, spazialmente erano distanti circa 2,5 milioni di km. Il componente B è stato visto per l'ultima volta da Struve il 29 settembre.

Dopo questo ritorno, gli elementi orbitali dei due componenti sono stati ricalcolati da diversi ricercatori. Il loro periodo orbitale è stato determinato in 6,62 anni. 

Secondo i calcoli fatti da Joseph Stillman Hubbard nel 1854, si sarebbero separati l'uno dall'altro intorno al settembre 1844. In seguito, tuttavia, si scoprì che aveva interpretato male i risultati dell'osservazione nel suo calcolo, perché la loro separazione avvenne probabilmente già nel 1842/43.

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Successive ricerche:

La successiva apparizione prevista della cometa nel maggio 1859 fu di nuovo sfavorevole, ma l'apparizione nel 1866 sarebbe avvenuta in circostanze migliori. 

Le proiezioni indicavano una data di perielio intorno al 27 gennaio. 

Molti astronomi hanno cercato la cometa, ma non ne sono state trovate tracce certe. 

O si era completamente dissolta o il suo residuo era molto piccolo e non mostrava alcuna attività (paragonabile a un asteroide ). 

Nell'ottobre 1872, Johann Friedrich Julius Schmidt lo cercò di nuovo ad Atene , ma ancora una volta senza risultato. 

Norman Robert Pogson fu l'unico a riportare un'osservazione a Madras il 2 dicembre 1872, ma questo è stato ampiamente messo in dubbio da tutti ed oggi l'evento cometario è catalogato come X/1872 X1. Persino David Gill a Cape Town non trovò nulla all'inizio di dicembre 1885.

Ci sono stati diversi tentativi di identificare oggetti scoperti successivamente o come la cometa di Biela o come un residuo di essa. L'astronomo tedesco Karl Ristenpart ha tentato più volte di dimostrare un legame con la cometa ora conosciuta come 18D/Perrine-Mrkos, che aveva un'orbita molto simile a Biela a parte un diverso argomento del Perielio . 

Nonostante ciò, non è stato possibile provare alcuna relazione e anche la  Perrine-Mrkos, un oggetto intrinsecamente debole, è andato perduto. 

Anche la cometa 207P/NEAT (P/2001 J1), scoperta nel 2001 dall'indagine sugli asteroidi NEAT, aveva un'orbita simile alla cometa di Biela, e inizialmente si pensava che fosse possibile che potesse in qualche modo essere correlata ad essa.

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A cura di Andreotti Roberto e Giovanni Donati.

C/1989 W1 (Aarseth-Brewington). di Andreotti Roberto INSA, con Knut Aarseth e con Michele Martellini del GAV.

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Aggiornato il 07/10/2021

LA COMETA di NATALE del 1989

C/1989 W1 (Aarseth-Brewington)

La C/1989 W1 (Aarseth-Brewington) è una cometa non periodica che raggiunse la visibilità a occhio nudo, nell'inverno tra il 1989 e il 1990, raggiungendo la magnitudine di +2,4.

Scoperta:

La cometa è stata scoperta il 16 novembre 1989 da due astrofili, il norvegese Knut Aarseth alle 18:29 e lo statunitense Howard J. Brewington alcune ore dopo.

Un astrofilo italiano, Mauro Vittorio Zanotta la scoprì il 18 novembre 1989 diventando così solo uno scopritore indipendente della cometa. La cometa fu la prima cometa scoperta da questi due astrofili.

La scoperta della prima cometa norvegese in 50 anni, ha suscitato grandi titoli sui media norvegesi nelle settimane successive, dando molto risalto all'evento, dopo che i primi calcoli ipotizzavano che potesse essere ben visibile ad occhio nudo.

Relazione di Knut Aarseth:

Quando la cometa fu scoperta il 16 novembre 1989, si trovava a 237 milioni di km dalla Terra. 

Viaggiava ad una velocità di 75 km al secondo, la cometa ha sfrecciato nello spazio nell'area tra la costellazione di Ercole e la Corona Boreale, dove è stata trovata. 

La cometa si trovava quindi relativamente bassa nel cielo a ovest-nordovest. Quando sono salito all'osservatorio quella notte non sapevo che avrei scoperto una cometa nell'ora successiva. 

L'unica cosa che mi era chiara era che il tempo per cercare una possibile nuova cometa era favorevole. Erano passati tre giorni dalla luna piena. La luna non stava ancora sorgendo sopra l'orizzonte a est, e il cielo era quasi senza nuvole a ovest. Dopo alcuni minuti di ricerca efficace, ho individuato un oggetto debole e diffuso con condensazione centrale nella posizione AR 16h 20' - DEC +28 gradi, Nel mio telescopio Schmidt-Newton da 5,5 pollici. La luminosità dell'oggetto che ho calcolato era di +8,5 magnitudini, mentre il diametro della chioma era di 2 minuti d'arco. 

Rabbrividii un po' di più quando dopo pochi secondi mi resi conto che doveva esserci una nuova cometa che avevo davanti agli occhi. 

Non avevo mai visto un oggetto simile a una cometa in questa zona del cielo stellato, quindi ero sicuro che fosse una nuova cometa che avevo scoperto. Tuttavia, è stato controllato un atlante stellare (Sky Atlas 2000.0) per vedere se potesse esserci una nebulosa planetaria o un altro oggetto simile a una nebulosa nelle vicinanze. Inoltre, dovevo trovare importanti dati fisici sulla cometa se la scoperta doveva essere approvata. Era quindi tutto un po' frenetico e dovevo essere sicuro che ciò a cui arrivavo fosse giusto. Fu solo alle sette e mezza che lasciai in fretta e furia il posto di osservazione per informare il mio collega più vicino di ciò che avevo trovato. 

Mentre correvo lungo il sentiero lungo diverse centinaia di metri per entrare in macchina per raggiungere il telefono di casa, c'era un pensiero che mi dava un po' fastidio:

'' Sono uscito troppo tardi? ''.

In effetti, ho considerato la possibilità di essere tra i primi tre e quindi di associare il mio nome alla nuova cometa. Gli astronomi delle latitudini meridionali, come il Giappone, avevano poi una fastidiosa luna nel cielo. Quindi ero un po' ottimista al riguardo. A casa chiamai un altro astronomo attivo, Runar Lunde, e gli dissi che quella che ero certo doveva essere una nuova cometa. La posizione della nuova cometa fu data a Runar Lunde, che dal suo osservatorio che aveva costruito appena fuori casa, puntò il suo telescopio sull'oggetto. Mentre aspettavo al telefono che Runar Lunde confermasse la mia osservazione, Ero un po' eccitato all'idea che la posizione che avevo dichiarato fosse giusta. 

Dopo aver osservato l'oggetto, Runar Lunde non aveva dubbi: era una nuova cometa che avevo visto! Ora, quando la mia osservazione è stata confermata da un altro osservatore, abbiamo potuto rendere consapevole il mondo esterno di ciò che avevo visto.

Runar Lunde si è impegnata a chiamare il Central Bureau of Astronomical Telegrams, (CBAT) Cambridge, Massachusetts, USA, per riferire sulla nuova cometa. CBAT è l'agenzia internazionale che riceve e diffonde i rapporti sulle scoperte nel cielo stellato. Devo ammettere che ero molto entusiasta di quello che aveva da dire Runar Lunde, quando mi ha richiamato dopo circa 20 minuti. 

Quando ho avuto ragione che non c'erano altri messaggi in arrivo al CBAT su una nuova cometa, mi sono reso conto che avrei potuto essere il primo comunque. Ma di sicuro non lo ero. Nonostante non siano stati ricevuti altri messaggi, il CBAT ha comunque inviato un messaggio su una possibile nuova cometa. Runar Lunde ha anche chiamato il Dipartimento di Astrofisica Teorica dell'Università di Oslo. Da lì si è fatto in modo che siano stati allertati diversi astronomi norvegesi, ai quali è stato chiesto di cercare la cometa. Ma, quando questa richiesta fu inviata, era così tarda sera che la cometa era scesa a nord-ovest. Il giorno dopo il 17 novembre, diversi osservatori norvegesi hanno potuto confermare la mia scoperta. La cometa era quindi facilmente visibile, ma le osservazioni furono presto a suo agio grazie alla forte aurora boreale. Lo stesso giorno la cometa è stata osservata visivamente e fotograficamente anche all'estero, con altre negli Stati Uniti. La cometa ha quindi mostrato il movimento. Sabato sera, 18 novembre, appena due giorni dopo la scoperta, è arrivato il grande giorno. CBAT quindi invia un messaggio internazionale in cui è stato nominato l'oggetto:

 - Cometa Aarseth-Brewington 1989a1 -

La nuova cometa è stata annunciata nella circolare IAU n. 4907. Finalmente è arrivata la conferma ufficiale e la scoperta della cometa era un dato di fatto! Alcuni giorni con grande eccitazione e poco sonno sono stati attivati. La nuova cometa ricevette un doppio nome da un americano di nome Howard J. Brewington, Newberry, South Carolina, USA., l'aveva scoperto indipendentemente diverse ore dopo. Avevo letto spesso di astronomi dilettanti che hanno fatto scoperte di comete e hanno dato il nome alla cometa. Adesso ero uno di loro. Quasi 10 anni di ricerca sistematica nel cielo di nuove comete hanno prodotto risultati. Era incredibile. Il mio grande obiettivo come astronomo dilettante era stato raggiunto. Ma, una cosa per cui non ero preparato, era la grande copertura mediatica di questa sensazionale scoperta della cometa che nel paese nord-occidentale "bagnato dalla pioggia" ha provocato. Con molte telefonate, saluti floreali, ecc. 

La cometa Aarseth-Brewington C/1989 W1, a cui ci si riferiva come cometa di Natale, era la cometa più limpida del cielo nel 1989-1990. La cometa era molto attiva in quanto la luminosità e la lunghezza della coda sono cambiate significativamente in breve tempo. 

Già la prima settimana dopo la scoperta, ha annunciato la circolare IAU n. 4916, che la cometa poteva aumentare significativamente di luminosità, fino a +2,6 mag, intorno al perielio il 28 dicembre 1989. 

La cometa passerebbe quindi più vicina al Sole e poi alla Terra. 

Alla fine di novembre, la cometa aveva una coda di gas chiaramente diritta. All'inizio di dicembre, la luminosità stava raggiungendo la magnitudine +5,7, nello stesso momento in cui la cometa era molto attiva. La coda era allora lunga 1 grado. Nei giorni precedenti la metà di dicembre, la cometa è diventata sempre più chiara. Il 12-13 Dicembre, la cometa potrebbe essere vista per la prima volta ad occhio nudo. La luminosità stava quindi salendo a +4,4 magnitudine, che durante questi due giorni era aumentata di ben 1 magnitudine! Vista dalla Norvegia, la cometa aveva un'altitudine di 18-12 gradi sopra l'orizzonte a est, fino a metà dicembre. La cometa, che si muoveva rapidamente nel cielo, si dirigeva dritta verso sud, e dopo un quarto d'ora era sempre più difficile osservarla dalla Norvegia fino al 20 dicembre 1989, chiaramente a causa della bassa quota e dello sfondo del cielo chiaro. 

Inoltre, la Luna ha disturbato le osservazioni dopo il 10 dicembre. La cometa era a quel tempo insolitamente potente con una coda di gas ben sviluppata che poteva essere facilmente osservata. 

La cometa Aarseth-Brewington è stata vista per l'ultima volta dalla Norvegia meridionale il 20 dicembre 1989. Quando la cometa era più limpida a Natale e all'inizio del nuovo anno 1990, era facilmente visibile senza binocolo, ma non era più visibile dalla Norvegia. 

La cometa ha poi raggiunto la sua massima luminosità massima di +2,8 magnitudini. La cometa Aarseth-Brewington è stata una delle comete che è stata all'altezza delle previsioni e non tutte le comete lo fanno. La cometa raggiunse l'estremo sud di -45 gradi, il 9 gennaio 1990. 

Gli osservatori internazionali riferirono alla fine di dicembre 1989 e all'inizio del nuovo anno 1990, di una coda a forma di ventaglio particolarmente attiva e meravigliosamente sparsa che era lunga tra 5-10 gradi . La cometa al perielio della sua orbita quasi iperbolica c'è arrivata il 27 dicembre 1989. 

La distanza cometa-sole era allora di circa 47 milioni di km. La cometa quindi si è poi allontana sia dal Sole che dalla Terra. Questa cometa, forse non tornerà mai più, o forse lo farà non prima di 250.000 anni da oggi.

Osservazioni di Michele Martellini del GAV:

Michele Martellini è Socio del Gruppo Astronomico Viareggio - Resp. Sez. Comete.

La cometa AARSETH-BREWINGTON, era prevista diventare molto luminosa proprio

nei giorni intorno al Natale 1989. Purtroppo sarebbe stata anche prospetticamente molto

vicina al Sole e per questo le osservazioni si sono limitate alla prima quindicina del mese

di dicembre; sarebbe forse stato possibile andare fin verso il giorno 20 ma il brutto tempo

lo ha impedito:

04 dicembre 1989 - Da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo) inizio la sessione

osservativa alle 04:25 T.U. Ritrovo l'astro alle 04:30 T.U.; con la visione distolta è

appena percepibile perché fasci di cirri disturbano la visione e per di più la cometa è

bassa sull'orizzonte. Man mano che si alza, la situazione migliora finché alle 05:03 T.U.

posso effettuare la stima di magnitudine col metodo di Sidgwick (6.53). La chioma si

presenta piccola, rotonda. Quasi tutta la testa cometaria appare uniformemente luminosa

e pastosa a parte una sottile corona esterna più debole. Stimo il grado di condensazione

fra 3 e 4; mi ricorda M92. Anche con la luce crepuscolare si vede bene. L'osservazione si

conclude alle 05:23 T.U. Strumento usato: binocolo 15x80.

06 dicembre 1989 - Da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo) osservo la

Aarseth-Brewington dalle 04:53 alle 05:24 T.U. La zona densa occupa gran parte della

chioma che è rotonda e di ridotte dimensioni. Assomiglia ad una stella non molto

sfuocata e la parte esterna e debole della chioma è molto stretta rispetto al diametro

complessivo. Non si notano particolari morfologici di rilievo. Stimo la magnitudine alle

05:05 T.U. (6.53) col metodo di Sidgwick usando il binocolo 15x80.

10 dicembre 1989 - Sempre da Viareggio (terrazza superiore del mio palazzo) osservo la

Aarseth-Brewington dalle 04:53 alle 05:24 T.U. La chioma è densissima per tutto il suo

diametro salvo una sottilissima corona più debole. L'aspetto è rotondeggiante, il colore

bianco pastoso, non c'è picco centrale. Percepisco un inizio di coda in angolo di

posizione 326°. Stimo la magnitudine col metodo di Sidgwick alle 05:05 T.U. (5.85).

Strumento usato: binocolo 15x80.

11 dicembre 1989 - E' l'ultima osservazione della Aarseth-Brewington. Da Viareggio

(terrazza superiore del mio palazzo) inizio l'osservazione alle 04:50 T.U. La chioma è

molto brillante con il centro privo di contorni ben definiti ma brillante e assomigliante ad

una stella sfuocata che occupa più di mezza chioma visibile. Forse percepisco un lieve

inizio di coda. Stimo la magnitudine alle 05:10 T.U. col metodo di Sidgwick (5.54).

Concludo l'osservazione alle 05:29 T.U. Strumento usato: binocolo 15x80.

Confrontando le stime di magnitudine effettuate e verificandole con le magnitudini

calcolate in precedenza, si nota una notevolissima concordanza, segno che non si sono

verificati eventi tali da mutare l'andamento fotometrico

Considerazioni:

La cometa al momento della scoperta era di 8,5-9,0 magnitudini, in seguito la cometa arrivò a una magnitudine apparente di +2,4, e presentò a occhio nudo una coda di 2°, un accenno di anticoda, e un nucleo apparente di +11 mag (si trattava in effetti del cosiddetto falso nucleo in quanto il vero nucleo cometario non è mai visibile con strumenti da terra). 

La sua chioma raggiunse a fine gennaio 1990, all'incirca i 200.000 km di diametro.

( Percorso apparente in cielo fino a Natale ).

Parametri orbitali:

Il sito del JPL fornisce i dati di un'orbita iperbolica con eccentricità 1,000064988, e risulta inclinata di 88,3863° quindi quasi perpendicolare al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 205,2589°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 345,9169°.

Il passaggio al perielio è avvenuto il 27,8886 dicembre 1989, mentre passava a 0,30069 UA dal Sole.

La cometa, uscita dalla zona di influenza dei pianeti, adottando una soluzione baricentrica, sembra restare legata al Sole con un'orbita allungatissima, che la potrebbe riportare nel sistema solare interno, forse tra 250.000 anni.

( Diagramma orbitale al momento della scoperta - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.

Con il contributo di Knut Aarseth e di Michele Martellini.

17P/HOLMES scoperta del 1892 e apparizione del 2007. by Donati & Andreotti - INSA.

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Aggiornato il 27/10/2021

17P/HOLMES

La 17P/Holmes è una cometa periodica che nel novembre del 1892 era visibile ad occhio nudo raggiungendo la luminosità di +4/+5 mag per alcune settimane, e nell'ottobre del 2007, ha raggiunto la visibilità ad occhio nudo, raggiungendo la magnitudine di +2,5 ed è restata così visibile fin nel primo mese del 2008.

Scoperta e osservazioni del 1892:

La cometa fu scoperta da Edwin Holmes il 6 novembre 1892 durante una campagna osservativa della Galassia di Andromeda (M31), poco prima di mezzanotte ma la cui posizione esatta fu, tuttavia  determinata a causa della fitta copertura nuvolosa solo dopo la mezzanotte, quindi il 7 novembre.

La scoperta fu possibile grazie ad un incremento in luminosità simile a quello manifestato nel 2007. 

La cometa raggiunse una magnitudine di +4 o +5 per un periodo di diverse settimane prima di affievolirsi. A metà gennaio 1893 la cometa era solo un oggetto di circa decima magnitudine prima che la sua luminosità raggiungesse ancora una volta l'ottava magnitudine.

( Foto del 10 novembre 1892, della cometa Holmes vicino alla Galassia di Andromeda ).

La scoperta fu confermata da Edward Walter Maunder dell'Osservatorio Reale di Greenwich e da William Henry Maw. 

Successive scoperte indipendenti avvennero da parte di Thomas David Anderson (Edimburgo, Scozia) l'8 novembre, e da Mike Brown (Wilkes, USA) e John Ewen Davidson (Queensland, Australia) il 9 novembre.

La prima orbita ellittica della cometa Holmes fu calcolata in modo indipendente sia da Heinrich Kreutz ed anche da George Mary Searle. Ne fu quindi determinata la data del perielio, per il 13 giugno, ed il periodo di rivoluzione, 6,9 anni. 

Altri passaggi:

Il previsto ritorno della cometa fu confermato da osservazioni nel 1899 e nel 1906. 

Fu poi persa per alcuni decenni e fu ritrovata per la prima volta nel 1964. 

Da allora, è stata osservata in ogni successivo passaggio al perielio. 

Un'eruzione intensa come quella del 1892 non è stata più osservata fino all'ottobre 2007.

Evento del 2007:

Il 24 ottobre 2007, la cometa periodica 17P / Holmes ha mostrato uno spettacolare aumento di luminosità. La cometa poteva essere vista improvvisamente nella costellazione del Perseo come un oggetto apparentemente a forma di stella di circa 2,5 magnitudini, ad occhio nudo.

Normalmente, Holmes avrebbe dovuto mostrare una luminosità di circa +17 magnitudini in questo momento, ma ha superato questa previsione di oltre 14 magnitudini! 

Quindi è diventata improvvisamente quasi 500.000 volte più luminoso del previsto. 

Lo sviluppo che la luminosità della cometa ha mostrato nell'ottobre 2007 è paragonabile alle circostanze che hanno portato alla scoperta dell'oggetto 115 anni prima.

Holmes appartiene alla famiglia delle comete di Giove perché la sua orbita è compresa tra le orbite di Marte e Giove. La cometa ha bisogno di poco più di 7 anni per compiere un'orbita intorno al sole. 

La 17P aveva già attraversato il suo perielio il 4 maggio 2007 ad una distanza dal Sole di 2,6155 AU. Al momento dell'eruzione, si trovava a circa 1,63 AU (245 milioni di chilometri) dalla Terra.

Nella notte dal 23 al 24 ottobre, l'astrofilo spagnolo Juan Antonio Henríquez Santana ha notato l'insolita luminosità della cometa a Tenerife. A quel tempo, la Holmes mostrava già una luminosità di circa +10 mag. Solo circa 12 ore dopo era possibile trovarla ad occhio nudo. In serata aveva già raggiunto la 3a magnitudine.

Nel telescopio, la 17P inizialmente è apparsa come un oggetto quasi di forma puntiforme con un falso nucleo molto luminoso della dimensione di soli 3 minuti d'arco e un debole coma di circa 10 minuti d'arco.

Nei giorni successivi, tuttavia, la nube di gas e polvere che circondava il nucleo si espanse notevolmente e divenne quindi più evidente. All'inizio di novembre, il coma luminoso interno ha raggiunto un diametro di circa 12 minuti d'arco e la cometa ora poteva essere riconosciuta ad occhio nudo come un punto sfocato nel cielo.

In soli 10 giorni, il coma interno è cresciuto fino a raggiungere un diametro effettivo di circa 900.000 chilometri. Ciò corrisponde a una velocità di espansione di circa 500 metri al secondo!

Il coma verdastro esterno aveva un diametro ancora più grande di circa 30 minuti d'arco all'inizio di novembre. A quel tempo, la cometa occupava un'area apparente del cielo che corrisponde all'incirca al diametro della luna piena. Nelle esposizioni a lungo termine si possono vedere anche strutture molto fini con un diametro superiore a 60 minuti d'arco.

Dalla fine di ottobre, alcuni deboli approcci ad una coda ionica potevano essere riconosciuti anche fotograficamente con un lungo tempo di esposizione.

Alla fine del 2007, il diametro effettivo della chioma della cometa era cresciuto così tanto che la cometa di Holmes è diventata l'oggetto più grande del sistema solare, superando persino il Sole.

Studio dell'evento ed ipotesi:

Dopo il violento scoppio dell'attività, anche i grandi telescopi spaziali erano stati puntati sulla cometa Holmes. I risultati ottenuti con il telescopio spaziale Hubble hanno fornito solo alcune risposte alla domanda su come sia potuto accadere l'evento straordinario.

Nel novembre 2007 e marzo 2008, la NASA ha utilizzato il telescopio spaziale Spitzer per dare un'occhiata al coma in espansione della cometa. 

Le immagini del telescopio a infrarossi mostrano alcune stelle filanti curve all'interno del coma di polvere rotondo della cometa. I dati spettroscopici così ottenuti consentono anche di trarre conclusioni sul materiale rilasciato durante l'evento.

Secondo questa rilevazione, nel novembre 2007 c'era una quantità particolarmente grande di polvere di silicato nella chioma della cometa, che era in gran parte più fine della sabbia. Gli scienziati sospettano che strutture così fini si presentino sempre quando i sensibili grani di silicato contenuti nel nucleo della cometa sono esposti a grandi forze e quindi frantumati in frammenti più piccoli. Quando la cometa è stata osservata di nuovo nel marzo 2008, le particelle di polvere fine erano scomparse ed erano presenti solo frammenti più grandi.

Ogni sei anni, la cometa 17P / Holmes si sposta dall'orbita di Giove verso il sistema solare interno, attraversando nel processo la fascia degli asteroidi. È possibile che nell'anno della sua scoperta e nel 2007 ci sia stata una rara collisione con un asteroide più piccolo, che ha fatto esplodere un cratere nel nucleo della cometa durante il suo impatto. Da questo, in breve tempo, potrebbe essere stato rilasciato molto materiale fresco, che si è diffuso in un'enorme nuvola di polvere nello spazio.

Gli scienziati sono perplessi sull'orientamento del coma di polvere e dei filamenti, che, osservati a novembre, sporgevano dal nucleo della cometa e, apparentemente modellate dalla pressione del vento solare, sembravano puntare tutte nella direzione opposta al sole. 

Quasi cinque mesi dopo, tuttavia, i filamenti e la forma del guscio di polvere in espansione intorno a loro puntavano ancora nella stessa direzione, anche se da allora la cometa si era spostata parecchio lungo la sua orbita intorno al sole e il vento solare stava arrivando da una direzione diversa. 

Si presume che ciò possa essere causato solo da granelli di polvere molto grandi di diametro superiore a 1 millimetro, che possono essere accelerati meno fortemente dal vento solare.

Osservazione:

Alla fine del 2007, 17P/Holmes si trovava nella posizione ottimale di osservazione, vista dalla Terra era opposta al Sole e in posizione circumpolare nella costellazione del Perseo e poteva quindi essere trovata per tutta la notte. Dall'Europa centrale, poteva essere vista la sera in alto a nord-est, e poco dopo la mezzanotte allo zenit, mentre nel cielo mattutino a nord-ovest.

La cometa si è spostata molto lentamente tra delta Persei e Mirphak. Nelle prime tre settimane di novembre si è apparentemente spostata verso la stella principale della costellazione del Perseo, quindi in un arco verso Algol.

Dalla fine di ottobre fino all'inizio di novembre la luminosità della cometa è rimasta abbastanza costante intorno a +2,5 mag. Successivamente, l'oggetto svanì solo molto lentamente, ma occupò sempre più spazio nel cielo, così che Holmes era inizialmente spettacolarmente grande, ma dal volgere dell'anno divenne sempre più poco appariscente. 

A gennaio 2008, Holmes poteva essere facilmente trovata ad occhio nudo. A marzo, la cometa ha incontrato la Nebulosa California. A quel tempo, però, era già una sfida fotografare la cometa, che ormai era diventata molto sbiadita.

Alla fine del 2008 e all'inizio del 2009, la cometa 17P/Holmes ha attraversato le aree settentrionali della costellazione del Cancro, e fotograficamente era ancora possibile catturare l'estesa nuvola di polvere.

Parametri orbitali:

dimensione	valore
epoca	2007 maggio 20.0 TT = JDT 2454240.5
Passaggio al perielio (T)	2007 maggio 4.4998227387 DD
Argomento del perielio (ω)	24.2587862926°
Distanza del perielio (q)	2.0531695384 UA
Longitudine del nodo ascendente (n)	326.8672428475°
Eccentricità (e)	0.4324292587
Inclinazione dell'orbita (i)	19.1132017815°
DATI da 211 osservazioni dal 16 luglio 1964 al 15 agosto 2007

( Diagramma orbitale animato ).
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A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.

LA GRANDE COMETA DI MARTE del 2014 - C/2013 A1 (Siding Spring). by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 25/09/2021

C/2013 A1 (SIDING SPRING)

La grande cometa di Marte 

del 2014

Introduzione:

La C/2013 A1 (Siding Spring) è una cometa che dalla superficie di Marte ha raggiunto una magnitudine di -6, visibile nell'autunno del 2014 (data terrestre).

Va detto che su Marte le comete sono uno spettacolo meno evidente rispetto alla Terra, vista la maggiore distanza dal Sole, quindi diventano ben visibili solo nel caso di un passaggio estremamente ravvicinato come in questo caso, per cui sono poche quelle che offrono passaggi visibili ad occhio nudo e spesso meno brillanti.

Comunque fu uno spettacolo solo per gli ''occhi'' di due rover della NASA, Curiosity ed Opportunity.

( SOPRA: le immagini riprese da Opportunity - SOTTO: quelle di Curiosity - Tenete conto che gli obbiettivi dei 2 rover non sono adatti alla visione notturna ).

Scoperta:

La cometa è stata scoperta il 3 gennaio 2013 dall'astronomo professionista Robert McNaught al Siding Spring Observatory di Coonabarabran nel Nuovo Galles del Sud in Australia e quindi ha ricevuto la designazione ufficiale C/2013 A1. 

È stata chiamata Siding Spring sulla base di una tradizione per identificare l'osservatorio che l'ha scoperta. Tre immagini sono state ottenute mediante l'utilizzo di una camera CCD montata sul telescopio Uppsala Southern Schmidt con uno specchio sferico di 0,5 metri di diametro. 

La cometa Siding Spring aveva una magnitudine apparente di +18,4 / +18,6 , al momento della sua scoperta, ed era a 7,2  AU (1,08 miliardi di km) dal Sole.

Non appena è stata individuata, gli astronomi del Catalina Sky Survey in Arizona hanno ricontrollato le loro osservazioni precedenti, trovando una prima immagine di pre-scoperta risalente all’8 dicembre 2012.

( Sequenza di 4 immagini della cometa dal telescopio spaziale NEOWISE ).

Osservazioni:

Nel corso del 2013, la cometa è stata ulteriormente fotografata in numerosi osservatori. 

La prima osservazione visiva attraverso un telescopio è stata effettuata solo nel dicembre 2013 nel New Mexico con una luminosità di +14 mag. Anche per gran parte del 2014 la cometa è rimasta oggetto di osservazione principalmente per l' emisfero australe.

Il 3 settembre la cometa si trovava a circa 15° di distanza dal polo celeste meridionale. 

Alla fine di luglio 2014, la luminosità era salita a circa +10 mag e la cometa non era più significativamente più luminosa fino al massimo avvicinamento alla Terra all'inizio di settembre. Inizialmente, la luminosità è scesa rapidamente a circa +12 mag, ma poi è salita di nuovo brevemente a +9 mag a novembre a causa di un'esplosione di attività.

( Cometa Siding Spring il 27 marzo 2014, immagine presa dal telescopio spaziale Hubble ).

Incontro con Marte:

La cometa Siding Spring è passata molto vicino a Marte il 19 ottobre 2014 alle 18:28 ± 0:01 UTC.

Le osservazioni iniziali di Leonid Elenin del 27 febbraio 2013, suggerivano che potesse passare a 0,000276 AU (41,300 km) dal centro di Marte, ma con un arco di osservazione di 733 giorni, il passo nominale è risultato di 0,000931 AU (139.300 km) dal punto centrale di Marte e la regione di incertezza mostra che non si poteva avvicinare a meno di 0,000927 AU (138.700 km). 

Per fare un confronto, la luna esterna di Marte, Deimos, orbita attorno ad esso ad una distanza di 0,00016 AU (24.000 km). 

A causa della regione di incertezza, c'era la possibilità che potesse passare Marte più vicino , ma in realtà è passato ad una distanza di 140.496,6 ± 4,0 km, ad una velocità relativa di 56 km/s.

L’evento è stato però minuziosamente seguito da diversi telescopi e strumenti scientifici, tra cui due sonde NASA, MAVEN e Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), e l’europea Mars Express, i cui primi risultati sono stati resi noti e si tratta delle prime osservazioni ravvicinate del passaggio di una cometa attorno a Marte, osservazioni che hanno permesso di raccogliere nuove informazioni sulle proprietà di base del nucleo cometario e di rilevarne direttamente gli effetti sull’atmosfera marziana, dove è stato visto formarsi uno strato temporaneo di gas ionizzato. Tutte informazioni preziose, visto che Siding Spring è una cometa proveniente direttamente della remotissima Nube di Oort, nella quale si ritiene permangono gli “avanzi” della formazione del Sistema Solare, al contrario della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, obbiettivo della sonda ESA Rosetta, già ampiamente “cucinata” dal calore solare.

Passando a una distanza da Marte che è meno di un decimo rispetto a quanto qualsiasi cometa nota si sia mai avvicinata alla Terra, Siding Spring ha scodinzolato una scia di polvere verso il pianeta, una parte della quale si è vaporizzata in atmosfera, producendo uno sciame meteorico. 

Questi detriti hanno determinato significative modifiche temporanee nella parte superiore dell’atmosfera marziana, ma anche possibili perturbazioni a lungo termine, che saranno oggetto di ricerche future.

Peraltro, la cometa rappresentava una potenziale minaccia per le sonde orbitanti. 

“Un tale evento storico ci ha permesso di osservare i dettagli di questa veloce cometa della Nube di Oort in un modo mai prima possibile con le nostre missioni su Marte esistenti”, ha dichiarato Jim Green, direttore del Planetary Science Division della NASA a Washington. ''Osservando gli effetti su Marte della polvere cometaria che ha impattato nell’alta atmosfera, sono molto felice che abbiamo a suo tempo deciso di posizionare le nostra navi spaziali al sicuro, sull’altro lato di Marte, al culmine del passaggio''.

DALLA TERRA:

Visto dalla Terra, il 19 ottobre 2014, Marte si trovava nella costellazione dell'Ofiuco, vicino all'ammasso globulare NGC 6401 , ed a circa 60 gradi dal Sole. 

Marte e C/2013 A1 erano quindi a circa 1,6 AU (240.000.000 km) dalla Terra. 

A ottobre 2014, C/2013 A1 aveva una magnitudine apparente di circa +11.

( di Rolando Ligustri - Questa immagine è stata acquisita il 19 ottobre 2014, mentre la cometa (in basso a sinistra) si stava avvicinando a Marte che è l'oggetto più luminoso nell'immagine ).

Eventuale pioggia di meteoriti e rischi per i satelliti:

Nel 2013 si pensava possibile che la cometa Siding Spring avrebbe creato una pioggia di meteoriti su Marte o sarebbe stata una minaccia per le navicelle spaziali nell'orbita di Marte. 

Gli studi del 2014 hanno mostrato che la minaccia per i veicoli spaziali in orbita era minima. 

La minaccia maggiore sarebbe circa 100 minuti dopo il massimo avvicinamento. 

Marte passò a circa 27.000 km dall'orbita della cometa intorno alle 20:10 UT del 19 ottobre 2014.

Mentre erano in attesa d’inviare i primi dati scientifici, le sonde NASA ed ESA lassù in orbita comunicarono di essere uscite indenni dall’incontro ravvicinato.

Per scongiurare il pericolo, le tre agenzie spaziali avevano provveduto per tempo a mettere i loro cinque gioielli al riparo, utilizzando come scudo lo stesso pianeta. Al tempo stesso, era un’opportunità rarissima e irrinunciabile, un flyby del genere è un evento che capita una volta ogni milione di anni, per raccogliere materiale di prima mano da una cometa che porta in se il passato remoto del Sistema solare, un vero e proprio fossile spaziale. Siding Spring è infatti al suo primo passaggio così ravvicinato rispetto al Sole, e arriva dritta dritta dalla Nube di Oort, recando con sé tracce inedite di com’era il Sistema solare oltre quattro miliardi di anni fa. Ecco dunque che, compatibilmente con la situazione di pericolo, le cinque sonde non hanno perso l’occasione per fare incetta di dati.

( La sonda MAVEN ha studiato le variazioni chimiche in atmosfera, rilevando anche parte della composizione cometaria. Crediti: NASA/JPL, University of Colorado ).

La sonda MAVEN, da poco arrivata su Marte, ha rilevato i cambiamenti nella chimica della parta più alta dell’atmosfera marziana in seguito alla pioggia di meteoriti. 

Lo strumento Imaging Ultraviolet Spectrograph (IUVS) ha osservato un’intensa emissione ultravioletta dovuta a ioni di ferro e magnesio, più intensa di quanto mai osservato sulla Terra per analoghe tempeste di meteore. L’emissione ha dominato lo spettro ultravioletto di Marte per diverse ore dopo l’incontro, per poi dissiparsi nei successivi due giorni. 

Grazie a un altro strumento, Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer (NGIMS), la sonda MAVEN è stata anche in grado di campionare direttamente e determinare la composizione di alcune delle polveri della cometa nell’atmosfera di Marte, trovando otto diversi tipi di ioni metallici, tra cui sodio, magnesio e ferro. 

Queste sono le prime misurazioni dirette della composizione delle polveri rilasciate da una cometa della Nube di Oort.

In un altro luogo attorno a Marte, il radar italo-americano MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) a bordo di Mars Express ha osservato un enorme aumento della densità di elettroni nella ionosfera marziana sette ore dopo il momento di massimo avvicinamento della cometa. 

Questo picco si è verificato ad una quota sostanzialmente inferiore (attorno agli 80-100 km) al normale massimo di densità nella ionosfera marziana, dove, in altre parole, l’impatto delle fini polveri cometarie ha dato origine a un nuovo e temporaneo strato di gas ionizzato particolarmente denso. 

«Per la prima volta abbiamo potuto osservare in presa diretta un fenomeno che per Marte era stato solo ipotizzato, ossia la formazione di uno strato di plasma dovuto al precipitare di polvere meteorica nell’atmosfera. Per un breve periodo, e per le zone del pianeta che erano rivolte verso la cometa, una parte dell’atmosfera è diventata una sorta di specchio per cui le onde radio a bassa frequenza trasmesse dall’esterno del pianeta non potevano raggiungerne la superficie», ha commentato Roberto Orosei dell’Istituto di Radioastronomia INAF, vice responsabile scientifico di MARSIS.

( Questi spettrogrammi dello strumento MARSIS a bordo di Mars Express mostrano l’intensità dell’eco radar in una zona della ionosfera marziana interessata dal passaggio delle polveri cometarie. Crediti: ASI/NASA/ESA/JPL/Univ. di Roma/Univ. of Iowa ).

Anche il radar SHARAD (Shallow Subsurface Radar) di MRO ha rilevato l’incremento nella ionosfera. Benché le immagini dello strumento risultassero “sporcate” dal passaggio dei segnali radar attraverso il nuovo strato transitorio di gas ionizzato creata dalla polvere cometaria, gli scienziati di SHARAD hanno usato queste interferenze indesiderate per determinare che la densità elettronica della ionosfera sul lato notturno del pianeta, quello in cui sono state effettuate le osservazioni, è stata da 5 a 10 volte più alta del solito.

Naturalmente non si poteva ignorare la grande protagonista, la cometa stessa. La sonda MRO ha puntato la sua fotocamera ad alta risoluzione HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) direttamente su Siding Spring, rivelando un nucleo più piccolo del previsto, di soli 2 chilometri, e un periodo di rotazione per il nucleo di otto ore, coerente con le recenti osservazioni preliminari dal Telescopio Spaziale Hubble. Un altro strumento a bordo di MRO, Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM), ha osservato la cometa per vedere se vi fossero eventuali componenti chimici che spiccavano particolarmente nel suo spettro, senza però individuarne di particolari. Dalla variazioni di colore della chioma di Siding Spring, gli scienziati di CRISM hanno però tratto l’indicazione che la cometa sta rilasciando particelle di polvere di diverse dimensioni, sia grandi che piccole.

( Queste 54 immagini in falsi colori del nucleo e della chioma cometaria riprese dalla camera HiRISE a bordo di MRO mostrano cambiamenti nel flusso di materiale che la cometa si lascia dietro. Crediti: NASA ).

Dati fisici:

La cometa Siding Spring è una cometa mediamente attiva, che non si avvicinava molto al Sole.

Le stime per il diametro del nucleo sono variate da 1 a 50 km, ma ora si sa che il nucleo ha un diametro di circa 400-700 metri , approssimativamente il diametro dell'asteroide 2010 XG11 che si è avvicinato anche lui a Marte il 29 luglio 2014. 

Sulla base delle stime delle dimensioni, il diametro di un ipotetico cratere da impatto sarebbe circa dieci volte il diametro del nucleo della cometa quindi un oggetto di 700 metri creerebbe circa un cratere di circa 7-10 km.

La cometa Siding Spring ha un periodo di rotazione di circa 8 ore.

Con il telescopio TRAPPIST dell'Osservatorio di La Silla , la cometa è stata rilevata da settembre 2013, quando ancora distava poco meno di 5 UA dal Sole, prima fino all'inizio di aprile 2014 e poi ancora da fine maggio a metà novembre, poche settimane dopo il suo perielio, osservato regolarmente. Sono stati determinati i tassi di produzione di OH, NH, CN, C3 , C2 e polvere. Con il FORS2, lo spettrometro sul Very Large Telescope dell' European Southern Observatory , gli spettri della chioma cometaria sono stati registrati tra luglio e settembre 2014 e anche la produzione tassi di CN e C2 derivato. Entrambi i metodi di misurazione hanno mostrato un buon accordo.

La valutazione della produzione di polvere ha mostrato inizialmente un lento aumento fino a raggiungere un massimo a una distanza di 4,3 UA dal sole per poi registrare nuovamente una diminuzione. Dalla fine di maggio è iniziato un secondo movimento ondulatorio, con un massimo a metà luglio intorno a 2.0 UA di distanza solare e una successiva leggera diminuzione, che si è protratta fino al perielio della cometa. 

Tra il 7 e l'11 novembre, i dati hanno mostrato un'improvvisa impennata dell'attività, poiché sia ​​la produzione di polvere che quella di gas sono aumentate di un fattore 5 nel giro di pochi giorni, per poi diminuire nuovamente dopo il 12 novembre.

Parametri orbitali:

Nel JPL Small-Body Database sono riportati gli elementi orbitali di un'orbita temporaneamente iperbolica , che sono stati derivati ​​da 449 dati di osservazione per un periodo di 3 anni e mezzo e che modellano le forze non gravitazionali di due getti di gas discreti. 

Invece, le seguenti informazioni si basano su elementi orbitali del Minor Planet Center , che sono stati determinati da 3037 dati di osservazione per un periodo di 4 ¼ anni.

Secondo il MPC, la cometa si muove su un'orbita ellittica molto allungata , e che risulta inclinata di circa 129° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 2,54133°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 300,85326°.

L'orbita della cometa è fortemente inclinata rispetto ai piani dei pianeti ed è retrograda. 

Nel punto più vicino al sole ( perielio), che la cometa ha attraversato il 25 ottobre 2014, si trovava a una distanza di 209,2 milioni di km / 1,3921432 UA dal Sole, nell'area compresa tra le orbite della Terra e di Marte. 

Il 5 settembre aveva raggiunto il massimo avvicinamento alla Terra, a 133,3 milioni di km (0,89 UA). Il 19 ottobre ha superato Marte a una distanza estremamente breve di soli 140.100 km (che corrisponde a poco più di un terzo della distanza media tra Terra e Luna) e il 29 novembre ha passato Venere a 135,2 milioni di km di distanza.

Evoluzione dell'orbita:

Secondo gli elementi orbitali, come specificato dal Minor Planet Center e che tengono conto anche delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva precedentemente al suo passaggio attraverso il sistema solare nel 2014, un'eccentricità di circa 0,99994 e un semiasse maggiore di circa 22.000 UA (corrispondenti a circa ⅓ anni luce ), per cui il suo periodo orbitale era di oltre 3 milioni di anni. La cometa è arrivata come una "nuova cometa dinamica" dalla nuvola di Oort, forse per la prima volta vicino al Sole.

A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto durante il passaggio ravvicinato con Marte, ma anche avvicinandosi a Giove il 16 maggio 2013 a una distanza di poco meno di 4 ¼ AU, a Saturno il 18 febbraio 2014 a poco più di 8 ½ AU, e ancora una volta su Giove il 24 gennaio 2016 fino a circa 3 ¾ AU, la sua eccentricità orbitale è ridotta a circa 0,99979 e il suo semiasse maggiore a circa 6700 AU, cosicché il suo periodo orbitale si è ridotto a circa 550.000 anni.

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A cura di INSA-MARTE.