LA COMETA DISGREGATA - P/2013 R2 (Catalina-PanSTARRS) . by INSA

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Aggiornato il 01/06/2022

P/2013 R3 (Catalina-PANSTARRS)

P/2013 R3 Catalina-PANSTARRS è attualmente catalogata come una cometa periodica appartenente alla famiglia delle comete della fascia principale (MBC). 
Questo oggetto celeste è stato scoperto il 15 settembre 2013.

Parametri orbitali:

Semiasse maggiore	3,032963 UA
Perielio	2,2002419 UA
Afelio	3,866 UA
Periodo orbitale	5,28 anni
Inclinazione orbitale	0,86536°
Eccentricità	0,2745570
Longitudine del nodo ascendente	342,02406°
Argomento del perielio	11,10834°

Il primo osservato:
Questo oggetto della fascia principale degli asteroidi, ha cominciato a disgregarsi tra il febbraio e il settembre 2013, ossia prima della sua scoperta, e sono stati scoperti 13 frammenti, il più grande dei quali di circa 200 metri di diametro. 
Probabilmente esistono parecchi altri frammenti la cui scoperta non è avvenuta a causa della grandezza limitata degli strumenti usati per studiarlo. Il nucleo dovrebbe essere stato costituito da un asteroide di tipo C. 
Studi più recenti indicano che il nucleo era costituito di un riaggregato di materiali che ha cominciato a disgregarsi nell'agosto 2013, circa un mese prima della scoperta.

Origine:
L'orbita di P / 2013 R3 mostra che è un cosiddetto asteroide della cintura principale, il che significa che orbita insieme a milioni di altri asteroidi in un anello tra Marte e Giove. L'asteroide ha la designazione di una cometa - P / 2013 R3 - perché è stato scoperto che espelleva polvere come una cometa. Jewitt e i suoi collaboratori hanno usato i telescopi Keck da 10 m nelle Hawaii per ottenere immagini di follow-up di P / 2013 R3. Il team è stato sorpreso di scoprire che l'asteroide era composto da più pezzi. Gli astronomi ad oggi hanno visto altri asteroidi della cintura principale rompersi o subire impatti, come SCHEILA o GAULT, e alcune ricerche suggeriscono che altri asteroidi potrebbero essersi frammentati milioni o miliardi di anni fa, dando vita ad alcune famiglie asteroidali oggi note.

Dalle osservazioni di questo oggetto, abbiamo trovato solo frammenti di dimensioni superiori da 100 a 200 m di raggio (albedo geometrico 0,05 assunto). Combinati assieme, i vari componenti di P/2013 R3 formerebbero un singolo corpo sferico con diametro di 800 m, che è la nostra migliore stima della dimensione del oggetto progenitore. (vedi schema sotto).

( Dispersioni dei vari componenti, in nero sulle frecce le velocità di separazione, in rosso dentro i cerchi il giorno da inizio anno in cui è avvenuta la disgregazione dei vari frammenti ).

Cause:
Gli astronomi ipotizzano che P / 2013 R3 potrebbe essersi frammentato non a causa di una collisione con un altro asteroide - gli asteroidi sono in realtà ampiamente separati l'uno dall'altro, contrariamente a quanto mostrato nei famosi film di Hollywood - ma piuttosto a causa degli effetti della luce solare. 

La pressione della luce solare è straordinariamente debole, quindi è sorprendente pensare che possa rompere un asteroide ma la luce del sole esercita comunque una forza sulla superficie dell'asteroide. 
Se la risultante di questa forza non passa attraverso il centro di massa dell'asteroide, l'asteroide può iniziare a girare. Nel corso di milioni di anni, la velocità di rotazione dell'asteroide aumenta fino a quando l'accelerazione centripeta sulla superficie dell'asteroide supera l'accelerazione gravitazionale che tiene insieme l'asteroide.

Le osservazioni sulla disintegrazione di P / 2013 R3 sono importanti per rivelare come la luce solare può influenzare la dinamica degli asteroidi. I teorici hanno predetto la rottura degli asteroidi a causa della forza indotta dalla luce, ma la effettiva disintegrazione non era mai stata vista prima. 

La frammentazione di P / 2013 R3 è un test su come l'effetto cumulativo della luce solare, nel corso di milioni di anni, possa distruggere un asteroide roccioso, in specialmodo i riaggregati da precedenti eventi distruttivi.

Evoluzione osservativa:

 ( Il distacco dei primi frammenti, SOPRA e SOTTO ).

 ( Quadro di insieme di tutti i vari frammenti nella loro evoluzione dispersiva ).

 ( Evoluzione dispersiva e successiva disgregazione del frammento A ).

 ( SOPRA - Evoluzione dispersiva e successiva disgregazione del frammento B e SOTTO evoluzione della luminosità ).

( Evoluzione dispersiva e successiva disgregazione del frammento C ).

LINK-(PDF) : https://arxiv.org/pdf/1703.09668.pdf

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A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.

176P/(118401) LINEAR 52 - asteroide attivo oppure cometa? - by INSA.

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Aggiornato il 24/05/2022

176P/(118401) LINEAR 52
1999 RE70

118401 LINEAR , designazioni provvisorie 1999 RE70 e 2001 AR7, è un asteroide attivo, e quindi è anche classificato come una cometa della fascia principale MBC, denominata 176P / LINEAR.

Scoperta:
Come asteroide è stato scoperto dai telescopi da 1 metro del Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR) a Socorro, Nuovo Messico il 7 settembre 1999. Mentre la natura cometaria è stata scoperta il 26 novembre 2005, da Henry H. Hsieh e David C. Jewitt nell'ambito del progetto Hawaii Trails utilizzando il telescopio Gemini North da 8 m sul Mauna Kea ed è stato confermato dal telescopio dell'Università di Hawaii da 2,2 m (88 pollici) il 24-27 dicembre 2005 e dal Gemini il 29 dicembre 2005.

Dati fisici:
Le osservazioni con il telescopio spaziale Spitzer hanno portato a una stima di 4,0 ± 0,4 km per il diametro di (118401) LINEAR, mentre il sondaggio NEOWISE ha fornito una stima di 3,5 km con un albedo di 0.07.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +15,1 mag.

Si ipotizza che queste comete asteroidali della fascia principale siano la prova di un recente impatto che espone un interno ghiacciato alla radiazione solare che sublimando forma una chioma di gas.

( Andamento della magnitudine apparente, dal sito di Seiichi Yoshida ).

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,1957601 UA e da un'eccentricità di 0,1927640, inclinata di 0,23444° rispetto all'eclittica.

Per lo studio orbitale di Kazuo Kinoshita, leggi '' QUI ''.

Parametri orbitali
(all'epoca JD 2458000,5 4 settembre 2017)
Semiasse maggiore	478 085 711 km 3,1957601 UA
Perielio	385 927 997 km 2,5797326 UA
Afelio	570 243 425 km 3,8117876 UA
Periodo orbitale	2086,7 giorni (5,71 anni)
Inclinazione sull'eclittica	0,23444°
Eccentricità	0,1927640
Longitudine del nodo ascendente	345,94582°
Argomento del perielio	35,35494°
Anomalia media	30,35631°
Par. Tisserand (TJ)	3,166 (calcolato)
Ultimo perielio	10 marzo 2017
Prossimo perielio	25 novembre 2022

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.

LA COMETA 311P/PANSTARSS 23, un asteroide attivo della fascia principale. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 12/05/2022

311P/PANSTARSS 23

(P/2013 P5)

311P / PANSTARRS noto anche come P/2013 P5, è un asteroide (o cometa della cintura principale) scoperto da Micheli con il telescopio Pan-STARRS il 27 agosto 2013.
Le osservazioni fatte dal telescopio spaziale Hubble hanno rivelato che aveva sei code a forma di cometa. Si sospetta che le code siano flussi di materiale espulso dall'asteroide a seguito del fatto che è un asteroide riaggregato di macerie che gira abbastanza velocemente, per l'effetto YORP, da rimuovere il materiale da esso. Questo è un caso simile alla 331P/Gibbs , che è stata scoperta per essere anch'essa un mucchio di macerie a rotazione rapida.

L'evento autodistruttivo:
I modelli tridimensionali costruiti da Jessica Agarwal dell'Istituto Max Planck per la ricerca sul sistema solare a Lindau, in Germania, hanno mostrato che le code potrebbero essersi formate da una serie di eventi impulsivi periodici di espulsione della polvere, la pressione di radiazione del sole poi ha allungato la polvere in code.

Le prime immagini scattate da Pan-STARRS hanno rivelato che l'oggetto aveva un aspetto insolito: gli asteroidi generalmente appaiono come piccoli punti di luce, ma 311P/2013 P5 è stato identificato come un oggetto dall'aspetto sfocato dagli astronomi. Le code multiple sono state osservate dal telescopio spaziale Hubble il 10 settembre 2013, in seguito Hubble tornò all'asteroide il 23 settembre, il suo aspetto era completamente cambiato. Sembrava che l'intera struttura fosse oscillata. Il telescopio spaziale Hubble ha continuato a rintracciare l'oggetto fino all'11 febbraio 2014.
Una spiegazione per l'aspetto strano è che la velocità di rotazione dell'asteroide è aumentata fino al punto in cui la sua superficie ha iniziato a volare via a pezzi, espellendo la polvere in eruzioni episodiche. Si esclude un impatto di asteroidi perché molta polvere sarebbe stata fatta esplodere nello spazio tutto in una volta, mentre 311P ha espulso polvere in modo intermittente per un periodo di almeno cinque mesi.

Quando la velocità di rotazione dell'asteroide diventa abbastanza veloce la debole gravità dell'asteroide non è più in grado di tenerlo insieme. La polvere inizia a cadere a valle verso l'equatore, e forse frantumandosi nel cadere, ed alla fine scivolando nello spazio per formare una coda. Finora, solo una piccola parte della massa principale, forse da 100 a 1000 tonnellate di polvere, è andata persa.

( SOPRA - Nel grafico sono riportati gli angoli delle varie code ).
( SOTTO - Sono indicate le code riportate nel grafico ).

Parametri orbitali:
L'oggetto ha un valore basso di inclinazione orbitale e rimane sempre al di fuori dell'orbita di Marte.
Presumibilmente, l'asteroide appartiene alla famiglia di Flora .

Sono state trovate immagini precedenti alla scoperta, dello Sloan Digital Sky Survey del 2005, che mostrano un'attività cometaria trascurabile nel 2005.

Parametri orbitali
Semiasse maggiore	2,1886317 UA
Perielio	1,9360849 UA
Afelio	2,441 UA
Periodo orbitale	3,24 anni
Inclinazione orbitale	4,96992°
Eccentricità	0,1153903
Longitudine del nodo ascendente	279,22731°
Argomento del perielio	144,58202°

Dati fisici:
L'asteroide ha un diametro di circa 480 metri, ed è un riaggregato di macerie in rapida rotazione.

Caratteristiche fisiche
Diametro medio	~ 480 metri
Densità media	3300 ± 200 kg m 3
Velocità di fuga	~ 0,240 metri  al secondo

LINK: (PDF - EN) https://arxiv.org/pdf/1311.1483.pdf 
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A cura di Andreotti Roberto.

LA COMETA 133P/(7968) ELST-PIZARRO, una cometa/asteroide attivo della fascia principale. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 09/05/2022

133P/(7968) Elst-Pizarro
1979 OW7 - P/1996 N2

Classificazione:
La cometa Elst-Pizarro è un corpo che mostra le caratteristiche sia degli asteroidi che delle comete , ed è il prototipo delle comete della fascia principale .
La sua orbita si mantiene all'interno della fascia degli asteroidi , eppure mostra una coda di polvere come una cometa mentre si trova vicino al perielio.
Come cometa è formalmente designata 133P / Elst – Pizarro .
Come asteroide è designato 7968 Elst – Pizarro .
L'oggetto fa parte della famiglia Themis.

( Una doppia natura ).

Scoperta:
Il 7 agosto 1996 Eric W. Elst annunciò la scoperta di una cometa P/1996 N2 , su una lastra esposta da Guido Pizarro con il telescopio da 1,0 metri dell'Osservatorio europeo meridionale il 14 luglio 1996.
( Vedi sotto ).

La magnitudine totale fu determinata come +18,3 e una coda stretta si estendeva per circa 1 arcmin verso il quadrante sud-occidentale.

Altre immagini sono state trovate su lastre esposte il 16 luglio.
Altre immagini di pre-scoperta sono state trovate su lastre esposte nel 1979 e nel 1985 , la cometa era stata fotografata negli osservatori Siding Spring e Palomar il 24 e il 25 luglio 1979.
Era stimata come magnitudine +19,5 ed era completamente stellare in apparenza.
Era stato segnalato all'epoca ed è stato successivamente classificato come asteroide ed è stato designato 1979 OW7. I calcoli rivelarono che la cometa aveva superato il perielio il 13 luglio 1979. RH McNaught (Osservatorio anglo-australiano) successivamente trovò un'immagine strisciata della cometa su un'esposizione di 75 minuti ottenuta con il telescopio Schmidt del Regno Unito il 15 settembre 1985 da M. S. R. Hawkins, ed era di nuovo completamente asteroide e di circa magnitudine +19.

( 1996 di J. Ticha, M. Tichy e Z. Moravec - Osservatorio di Klet, Repubblica Ceca ).

Dati fisici:
Il corpo ha una dimensione di circa 3,8 ± 0,6 km , con una magnitudine assoluta (H) di +15,7 mag ed un albedo di 0,074 ± 0,013.
Presenta un periodo di rotazione di 3,471 h (0.1446 giorni) determinato dalla sua curva di luce.

Attività cometaria:
Successivamente alla scoperta, al perielio successivo, nel novembre 2001, l'attività cometaria riapparve e persistette per 5 mesi.
È tornata di nuovo al perielio dell'8 febbraio 2013.
La degassificazione però, è stata riscontrata solo su una piccola parte della superficie che misurava meno di 600 m di diametro effettivo, probabilmente in un cratere da impatto relativamente recente (meno di 100 milioni di anni) che avvicinandosi ed esponendo i ghiacci sottostanti alla radiazione solare, sublima formando una chioma ed una coda.

Analisi spettrale:

Osservazioni:

( Variazione della magnitudine osservativa ).

Parametri orbitali:
Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) calcolò la prima orbita e riconobbe immediatamente che la cometa si muoveva in un'orbita di breve periodo. Ciò che fu inaspettato fu che l'orbita era molto simile a quella trovata per gli asteroidi della fascia principale, così che rimane sempre tra le orbite di Marte e Giove. L'orbita iniziale di Marsden indicava una data del perielio del 16 aprile 1996, una distanza del perielio di 2.618 UA e un periodo orbitale di 5.605 anni.
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,1621533 UA e da un'eccentricità di 0,1572492, inclinata di 1,38926° rispetto all'eclittica.

Parametri orbitali
(all'epoca JD 2458600,5 27 aprile 2019)
Semiasse maggiore	473058134 km 3,1621533 UA
Perielio	398670117 km 2,6649072 UA
Afelio	547446150 km 3,6593994 UA
Periodo orbitale	2053,87 giorni (5,62 anni)
Inclinazione sull'eclittica	1,38926°
Eccentricità	0,1572492
Longitudine del nodo ascendente	160,13463°
Argomento del perielio	131,51779°
Anomalia media	38,23649°

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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A cura di Andreotti Roberto.

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

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Aggiornato il 05/05/2022

288P/(300163) 2006 VW139

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

( foto del 2011 ).

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Analisi spettrali:

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

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

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

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

LA COMETA VERDE 45P/HONDA-MRKOS-PAJDUSAKOVA . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 11/04/2022

45P/HONDA-MRKOS-PAJDUSAKOVA

La Cometa Honda-Mrkos-Pajdušáková, formalmente indicata 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, è una cometa periodica del sistema solare, appartenente alla famiglia dinamica delle comete gioviane, la sua orbita è quindi controllata dagli influssi gravitazionali del gigante gassoso.

È verde perché emette carbonio biatomico che si illumina di verde nel vuoto dello spazio.

( Foto di Fritz Helmut Hemmerich, del 2 gennaio 2017 ).

Scoperta:

La cometa fu scoperta il 3 dicembre 1948 da Minoru Honda, come un oggetto di nona magnitudine, dall'osservatorio di Kurashiki, in Giappone. Prende il nome da Minoru Honda , Antonín Mrkos e Ľudmila Pajdušáková.

( Foto di Michael Jager del 1 ottobre 2011 ).

Dati fisici:

La cometa periodica 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková è classificata come una cometa nana di mezza età, con un nucleo di circa 1,6 x 0,9 chilometri di diametro con una forma bi-lobata, e con un periodo di rotazione di 7,6 h.

( Gli scienziati del Lunar Planetary Laboratory (LPL) dell'Università dell'Arizona e quelli dell'Osservatorio di Arecibo dell'University Space Research Association (USRA) hanno studiato la cometa utilizzando il sistema radar per comprendere meglio il suo nucleo solido e la chioma polverosa che la circonda ).

Meteore:

La cometa è la principale sorgente dello sciame meteorico delle Alfa Capricornidi con picco il 30 luglio anche la cometa 169P/NEAT è associata a questo sciame, inoltre dà origine anche ad uno sciame meteorico su Venere.

Parametri orbitali:

45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova
da 2143 osservazion1 2006 Mag 30-2017 Mag 27, residuo medio 0".66.
  parametri non-gravitazionali A1= +0.59, A2= -0.0219.

  Epoca  = 2017 gen 7.0 TT               JDT = 2457760.5
      T  = 2016 Dic 31.2657594368 TT     +/- 0.0000664483
   Peri. = 326.2639542398                +/- 0.0000803929
   Node  =  89.0059607875 (2000.0)       +/- 0.0000655219
   Incl. =   4.2494543652                +/- 0.0000026820
      q  =   0.5325608923 UA             +/- 0.0000001061
      e  =   0.8239371210                +/- 0.0000000207
     A1  =   0.5851625917                +/- 0.0028263031
     A2  =  -0.0218764651                +/- 0.0000201374
      a  =   3.0248334880 UA             +/- 0.0000002314
      n  =   0.1873492096                +/- 0.0000000215
      P  =   5.2608050533 anni           +/- 0.0000006037

( Diagramma orbitale - JPL ).

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Passaggi osservati:

(Le curve di luce sono tratte dal sito di Seiichi Yoshida, mentre i dati orbitali dal sito di Syuichi Nakano, dalle note: NK 1357 e NK 3343).

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1948

Passaggio al perielio il 17 novembre 1948. (evento 45P/1948 X1).

Periodo di rivoluzione 5,22 anni.

La cometa fu scoperta da Minuru Honda il 3 dicembre 1948, durante una ricerca di routine delle comete. Ha confermato la sua scoperta il 5 dicembre e ha descritto la cometa come diffusa con una magnitudine di +9. Fu scoperta indipendentemente anche da Antonín Mrkos e Ľudmila Pajdušáková.

La prima orbita parabolica è stata calcolata da L.E. Cunningham utilizzando le posizioni ottenute fino al 9 dicembre, ed ha determinato la data del perielio come 20,40 novembre 1948. 

La prima orbita ellittica è stata calcolata da A. Schmitt, utilizzando le posizioni dell'8, 11 e 14 dicembre, ed il risultato è stato una data del perielio del 18,49 novembre e un periodo di 7,10 anni. Schmitt ha osservato: "Gli elementi presentano una certa somiglianza con la cometa di Biela". 

Ulteriori orbite ellittiche sono state calcolate da Schmitt, Cunningham e G. Merton. Questi indicavano una data del perielio di novembre 17,7-17,8 e un periodo di 5,00-5,31 anni. 

A seguito di osservazioni su apparizioni successive, la data del perielio si è rivelata essere il 17,72 novembre e il periodo era di 5,22 anni, ed hanno determinato che aveva superato a solo 0,08 AU da Giove il 15 agosto 1935, momento in cui è stata messa nella sua orbita di scoperta.

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1954

Passaggio al perielio il 5 febbraio 1954. (evento 45P/1954 C1).

Periodo di rivoluzione 5,21 anni.

La cometa periodica Honda-Mrkos-Pajdusáková 1948 XII, fu recuperata da George Van Biesbroeck su un paio di lastre fotografiche prese da Miss D. Jehoulet con un obiettivo da 5 pollici al Ross al McDonald Observatory il 4 febbraio 1954. 

Successivamente si è appreso che la cometa era stata localizzata da T. Mitani a Kwasan il 28 gennaio. Gli elementi dell'orbita del 1948 erano incerti e l'inaspettato svanire di questa cometa dopo il suo precedente passaggio del perielio rendeva dubbia qualsiasi stima della sua magnitudine.

Le effemeridi basate su varie ipotesi furono pubblicate da Merton e queste hanno portato infine al recupero di questa cometa di breve periodo. Al momento del recupero, la chioma poco definita di 1' diametro attorno al nucleo presentava una coda sottile e tenue che poteva essere tracciata fino ad una distanza di 12' in PA 75°. L'8 febbraio la cometa ha mostrato un aspetto simile su una fotografia fatta al Lick, ma era sbiadita alla magnitudine +11,5 entro il 20 febbraio. 

Quando è stata vista l'ultima volta al Lick il 31 marzo era difficile da misurare, avente un nucleo debole in una chioma rotonda diffusa di diametro 0,4', con una magnitudine +17. 

È stata vista a Yerkes il 1 aprile, ma nessuna traccia della cometa è stata trovata il 23 aprile, quando doveva essere più debole della magnitudine +18.

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1959

Passaggio al perielio non osservato, il 22 aprile 1959.

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1964

Passaggio al perielio il 6 luglio 1964.

Periodo di rivoluzione 5,21 anni.

La cometa fu osservata solo per 2 giorni, subito dopo essere passata nel punto più vicino alla Terra, anche se a ben 1,3 UA e mentre era a soli 33° di elongazione dal Sole, fu recuperata da Elizabeth Roemer su una lastra fotografica il 14,44 giugno 1964, e la stimò con una magnitudine tra +15 e +16. 

Il giorno dopo fu rilevata su una nuova foto, con una magnitudine di +16,0 ed annotarono che presentava una traccia di chioma, poi non fu più vista.

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1969

Passaggio al perielio il 22 settembre 1969.

Periodo di rivoluzione 5,22 anni.

La cometa fu recuperata da Antonin Mrkos il 12 agosto 1969 mentre si trovava alla sua massima declinazione nord a +69°, ed era ad una distanza di 0,30 UA dalla Terra e a 0,98 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 75°, e poi fu confermata da Mrkos 3 giorni dopo.

Dopo l'annuncio del recupero, furono trovate molte immagini di pre-scoperta risalenti fino al 9 agosto da parte di T. Seki e da N. Kojima che poi la valutarono tra +15 e +14,5 mag.

P. Wild il 20 agosto e T. Seki il 23, la stimarono con una luminosità di +13 mag.

Il 21 settembre toccò la sua massima luminosità con +8,1 mag e con una chioma con 3,5' di diametro.

La cometa fu vista per l'ultima volta sempre da Antonin Mrkos il 15,16 ottobre 1969, mentre era a 1,27 UA dalla Terra e a 0,72 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 34°.

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1974

Passaggio al perielio il 28 dicembre 1974.

Periodo di rivoluzione 5,28 anni.

Ha superato il perielio il 28 dicembre 1974 e poi è passata nel punto più vicino alla Terra il 4 febbraio 1975 (0,2344 UA). Il risultato è stato che a gennaio del 1975 ha raggiunto una magnitudine massima di circa +7,5.

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1980

Passaggio al perielio il 11 aprile 1980.

Periodo di rivoluzione 5,28 anni.

La cometa fu recuperata dopo 3 settimane dal perielio, da T. Seki il 1,45 maggio 1980, mentre si trovava ad una distanza di 1,42 UA dalla Terra e a 0,71 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 28°.

Ne stimò la luminosità in +14,5 mag, descrivendola come molto diffusa, con una condensazione centrale, ma senza coda.

Fu vista per l'ultima volta da I. Halliday il 14,25 maggio 1980, mentre era a 1,45 UA dalla Terra e a 0,86 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 36°.

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1985

Passaggio al perielio il 23 maggio 1985.

Periodo di rivoluzione 5,30 anni.

Osservazione sfavorevole.

Fu recuperata il 18,9 aprile 1985, mentre si trovava nella costellazione dei Pesci ad una distanza di 1,67 UA dalla Terra e a 0,88 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 26°.

Infine fu vista per l'ultima volta il 20,88 aprile 1985, mentre era a 1,65 UA dalla Terra e a 0,85 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 25°, prima di spostarsi verso il bagliore solare.

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1990

Passaggio al perielio il 12 settembre 1990.

Periodo di rivoluzione 5,30 anni.

Osservazione favorevole.

Fu recuperata il 17,42 giugno 1990, mentre si trovava ad una distanza di 0,90 UA dalla Terra e a 1,59 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 113°.

Passò nel punto più vicino alla Terra il 31 luglio 1990 ad una distanza di 0,2890.

Fu vista per l'ultima volta il 13,49 ottobre 1990, mentre era a 1,50 UA dalla Terra e a 0,82 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 31°.

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1995

Passaggio al perielio il 25 dicembre 1995.

Periodo di rivoluzione 5,27 anni.

La cometa è passata nel punto più vicino al Sole il 25 dicembre 1995 (0,5319 UA) ed è passata nel punto più vicino alla Terra il 6 febbraio 1996 (0,1702 UA). 

Negli ultimi giorni di dicembre la magnitudine totale è stata stimata intorno a +6,5. 

La cometa è entrata successivamente nel bagliore solare e il 15 gennaio è passata a soli 4,3 gradi dal Sole, dove è stata fotografata dal Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) dal 9 al 18 gennaio. 

La cometa aveva circa +7,5 di magnitudine quando è emersa dal Sole bagliore a fine gennaio, poi è svanita rapidamente nel mese di marzo, difatti era svanita a magnitudine +9 l'11 marzo ed era solo leggermente più luminoso di +11 il giorno 16.

 ( Curva di luce tratta dal sito di Seiichi Yoshida ).

ORBITA:

T = 1995 Dec. 25.98442 TT Epoch = 1995 Dec. 29.0 TT Peri. = 326.05321 e = 0.8242309 Node = 89.15612 (2000.0) a = 3.0269850 AU Inc. = 4.24840 n'= 0.18714950 q = 0.5320504 AU P = 5.266 years

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2001

Passaggio al perielio il 29 marzo 2001.

Periodo di rivoluzione 5,25 anni.

ORBITA:

T = 2001 Mar. 29.92691 TT Epoch = 2001 Apr. 1.0 TT Peri. = 326.13110 e = 0.8250803 Node = 89.08283 (2000.0) a = 3.0208880 AU Inc. = 4.25561 n'= 0.18771637 q = 0.5284129 AU P = 5.251 years

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2006

Passaggio al perielio il 29 giugno 2006.

Periodo di rivoluzione 5,25 anni.

ORBITA:

T = 2006 June 29.80278 TT Epoch = 2006 July 4.0 TT Peri. = 326.11775 e = 0.8244862 Node = 89.10853 (2000.0) a = 3.0210964 AU Inc. = 4.25221 n'= 0.18769694 q = 0.5302442 AU P = 5.251 years

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2011

Passaggio al perielio il 28 settembre 2011.

Periodo di rivoluzione 5,25 anni.

Osservazione favorevole.

Questa è stata una delle più belle apparizioni della cometa, poiché è passata nel punto più vicino alla Terra (0,06 UA) il 15 agosto e poi più vicina al Sole il 28 settembre del 2011. 

Dall'inizio di luglio, la cometa si è costantemente illuminata, e gli osservatori visivi riportavano magnitudini vicine a +12 all'inizio di agosto e a +8 entro il 14 agosto, dopodiché la cometa si perse nel bagliore del Sole (Quest'ultima osservazione è stata riportata da W. Souza (San Paolo, Brasile), che utilizzava un binocolo 20x80). La maggior parte degli osservatori ha notato continuamente una piccola chioma da 1' a 3' durante questo periodo, sebbene J.J. Gonzalez (Leon, Spagna) abbia riportato un diametro della chioma di 5' il 28 luglio, 6' il 1 agosto e 8' il 4 e 8 agosto, il tutto utilizzando un riflettore da 20 cm. Inoltre, M. Goiato (Aracatuba, Brasile) ha riportato una chioma di 12' di diametro l'11 agosto, utilizzando un riflettore da 22 cm. 

Il 15 agosto 2011, la cometa ha effettuato un passaggio ravvicinato a soli 0,0600 AU (8.980.000  km) dalla Terra ed è stata studiata dalla Goldstone Deep Space Network. Le osservazioni radar del 19 e 20 agosto hanno rilevato echi sia dal nucleo e anche dalla chioma.

La cometa è riapparsa nel cielo mattutino il 24,5 settembre, quando E. Guido, G. Sostero e N. Howes hanno ripreso la cometa utilizzando un riflettore da 25 cm e una telecamera CCD da remoto, presso l'Osservatorio GRAS (Mayhill, New Mexico, USA), ed hanno notato un'asimmetria nella chioma verso nord-nordest. Tre osservatori visivi hanno individuato la cometa la mattina successiva. J. Cerny (Repubblica Ceca) ha osservato la cometa il 25,11 settembre, utilizzando un riflettore di 35 cm, ed ha dato la magnitudine di +6,9 e ha notato una chioma moderatamente condensata di 3' di diametro, e c'era anche una coda che si estendeva per 20' in PA a 320 gradi. 

P. Guzik (Polonia) ha individuato la cometa il 25,12 settembre, utilizzando un binocolo 10x50, ed ha dato la magnitudine di +6,7 e ha notato una chioma fortemente condensata di 4' di diametro. 

Gonzalez l'ha rivista il 25,18 settembre usando un binocolo 10x50, ed ha fornito una magnitudine di +6,6 e ha notato una chioma moderatamente condensata di 5' di diametro, inoltre il suo riflettore da 20 cm ha rivelato una coda che si estendeva di 0,6 gradi in PA a 280 gradi.

ORBITA:

T = 2011 Sept.28.78123 TT Epoch = 2011 Oct. 6.0 TT Peri. = 326.24534 e = 0.8246257 Node = 89.00451 (2000.0) a = 3.0200591 AU Inc. = 4.25219 n'= 0.18779365 q = 0.5296409 AU P = 5.248 years

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2016

Passaggio al perielio il 31 dicembre 2016.

Periodo di rivoluzione 5,26 anni.

Si è trattata di una osservazione estremamente favorevole.

La cometa è apparsa a metà dicembre 2016, ed il 31 dicembre ha raggiunto il perielio, ponendosi alla minima distanza dal Sole a circa 80 milioni di km da esso e circa 105 milioni di km dalla Terra. Risultava però poco visibile a sud-ovest bassa sull’orizzonte in un cielo ancora troppo illuminato dalla luce del tramonto. Da metà gennaio è riapparsa invece ad est salendo sull’orizzonte nel cielo antelucano (che precede l’alba). 

Il 4 febbraio 2017 era di circa magnitudine +7 e la chioma aveva un diametro di circa 100.000 km.

L’11 di febbraio ha raggiunto la minima distanza dalla Terra a circa 13 milioni di km dal nostro pianeta. A ridosso di tale data poteva essere osservata facilmente con l’ausilio di un buon binocolo o di un telescopio nella costellazione di Ercole un ora e mezza circa prima dell’alba , quindi intorno alle 5:30 del mattino.

Subito dopo questa data la cometa si è allontanata dalla Terra e dal Sole progressivamente rendendosi sempre meno visibile.

ORBITA:

Epoch = 2017 Jan. 7.0 TT T = 2016 Dec. 31.26583 +/- 0.000004 (m.e.) TT Peri. = 326.26489 +/- 0.000103 Node = 89.00506 +/- 0.000101 (2000.0) Inc. = 4.24938 +/- 0.000005 q = 0.5325610 +/- 0.00000020 AU e = 0.8239361 +/- 0.00000005 a = 3.0248174 +/- 0.00000048 AU n' = 0.18735070 +/- 0.000000044 P = 5.261 +/- 0.00000124 years A1 = +0.605 +/- 0.0048 A2 = -0.02182 +/- 0.000031

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2022

Passaggio al perielio il 25 aprile 2022.

Periodo di rivoluzione 5,34 anni.

--- PASSAGGIO IN CORSO ---

Osservazione non favorevole, non ancora osservata.

(notizia in aggiornamento).

ORBITA:

T = 2022 Apr. 26.61938 TT Epoch = 2022 Apr. 11.0 TT Peri. = 327.90961 e = 0.8175281 Node = 87.69995 (2000.0) a = 3.0536547 AU Inc. = 4.32256 n'= 0.18470310 q = 0.5572062 AU P = 5.336 years

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Passaggi futuri

Il prossimo passaggio al perielio ci sarà il 30 agosto 2027, ed a seguire ci sarà un favorevole passaggio al perielio previsto per l'11 novembre 2032, quando la cometa sarà quasi in opposizione alla Terra, fatto che porterà la luminosità massima intorno a +7 mag.

I successivi passaggi al perielio sono stati calcolati, grazie al lavoro di Kazuo Kinoshita, ed avverranno nelle seguenti date:

19 maggio 2038 - 15 novembre 2043 - 17 aprile 2049 - 12 settembre 2054 - 4 febbraio 2060 -

26 giugno 2065 - 17 novembre 2070 - 14 aprile 2076 - 26 settembre 2081 - 20 marzo 2087 -

4 settembre 2092 - 3 aprile 2098 - 16 ottobre 2103.

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A cura di Andreotti Roberto.