Seguimiento fotométrico y morfológico del cometa C/1999 S4 (LINEAR)
Una colaboración entre profesionales y aficionados españoles
Mark Kidger
Instituto de
Astrofísica de Canarias
Comisión de
Relaciones Entre Profesionales y Aficionados de la SEA
Sociedad de
Observadores de Meteoros y Cometas de España (SOMYCE)
Resumen
El C/1999 S4
(LINEAR) ha sido uno de los cometas más importantes de los últimos diez años.
Las observaciones del cometa han demostrado que éste es un cuerpo nuevo recién
caído de la Nube de Oort, sin embargo su
comportamiento ha sido totalmente atípico de un cometa nuevo. El cometa LINEAR
ha mostrado múltiples ejemplos de comportamiento anómalo, incluyendo su
composición química, dinámica, curva de luz y su espectacular disrupción final.
La poca elongación
solar del cometa ha dificultado su observación desde los grandes telescopios y
la aportación de los aficionados, tanto de estimaciones del brillo del cometa
como en imagen directa ha sido de vital importancia.
Presentamos un
estudio de la morfología y la curva de luz del cometa C/1999 S4 (LINEAR)
realizada a partir de observaciones por profesionales y aficionados españoles.
El C/1999 S4 ha sido intensamente observado por un grupo importante de
observadores desde su descubrimiento. La curva de luz muestra un comportamiento
fotométrico típico de un cometa nuevo cerca del sol. Sin embargo, no se observa
un cambio brusco en la tasa de incremento en brillo a mayores distancias
heliocéntricas que sería típico de un cometa gaseoso con un elevado contenido
de volátiles vírgenes.
Estas anomalías
indican que el cometa LINEAR podría ser un objeto inusual, posiblemente a causa
de ser un fragmento de otro cometa mayor, aunque el mecanismo de la posible
rotura del núcleo sufra de varios problemas importantes.
Los resultados
muestran el excelente nivel observacional de los
observadores cometarios españoles y su capacidad de participar en unas
colaboraciones más exigentes.
Introducción
El cometa C/1999 S4 (LINEAR) se descubrió el
27 de septiembre de 2000 con el Telescopio LINEAR de las Fuerzas Aéreas de los
Estados Unidos y el Laboratorio Lincoln. Al ser
relativamente brillante (V»16) y de hallarse a una
distancia heliocéntrica elevada (r»4.3UA) existían fundadas
esperanzas que el cometa podría llegar a ser fácilmente visible a simple vista.
Se puso en manifiesto rápidamente que el
cometa era dinámicamente nuevo con una órbita de excentricidad cerca de 1. Eso
supone que debe ser un objeto nuevo, caído de la Nube de Oort
y, por tanto, realizando su primer paso por el perihelio. Los objetos de este
tipo suelen tener una capa superficial del núcleo muy rica en los hielos de
volátiles como el CO, CO2, NH3, HCN, etc. que subliman a
elevadas distancias heliocéntricas. La existencia de una capa muy volátil da
lugar a un incremento de brillo inicial muy rápido a grandes distancias
heliocéntricas que puede llegar a seguir una ley de abrillantamiento de r6, o r8,
comparado con el r4 para un cometa “típico”. En cambio, a menor
distancia heliocéntrica la ley de abrillantamiento se
reduce a r3 o menor. Sin embargo, las observaciones del desarrollo
fotométrico del cometa han demostrado que no ha seguido esas pautas normales de
comportamiento.
·
La órbita y las fuerzas no gravitatorias
Los primeros cálculos precisos de la órbita del
cometa indicaron que la órbita era ligeramente hiperbólica. Esta situación es
típica de los cometas nuevos de la Nube de Oort ya
que las perturbaciones planetarias a menudo incrementan la excentricidad
instantánea cuando el cometa entra en la parte interna del sistema solar. Sin
embargo, sucesivas iteraciones de la órbita han dado una órbita cada vez más
cerrada. Como consecuencia, se ha puesto en manifiesto que las fuerzas no
gravitatorias que actúen sobre el cometa son inusualmente grandes.
La órbita nominal que se obtiene sin incluir las
fuerzas no gravitatorias es:
|
1/a (original) |
1/a (época, 4 ago. 2000) |
1/a (futuro) |
|
+0.000029 |
+0.0000039 |
+0.0010393 |
Sin embargo, al incluir los términos A1 y A2:
|
A1 |
A2 |
|
+9.26 |
-1.7054 |
La excentricidad en la época actual se reduce a:
e=0.999449
equivalente a 1/a=0.000720
La magnitud de estas
fuerzas no gravitatorias es excepcional. Como comparación, C/1995 O1 (Hale-Bopp) tiene A1 = +1.25, A2 = +0.1283 y
C/1996 B2 (Hyakutake), A1 = +2.56±0.03, A2 = +0.0485±0.0056.
Fuerzas no gravitatorias fuertes suelen indicar una elevada actividad en forma
de chorros. No obstante, como vemos en la imagen a la izquierda – realizada en
U con el JKT el 23 de julio – la forma de la coma es totalmente simétrica, lo
cual indica que no hay chorros. De hecho, no hay ningún informe fidedigna de la existencia de chorros de polvo en la coma
del cometa. Esta circunstancia es inconsistente con la magnitud de las fuerzas
no gravitatorias, al menos que el diámetro del núcleo fue muy reducido. Una
estimación por Marsden (2000, Comunicación Privada)
es que el diámetro del núcleo era de 200 a 300-m antes de fragmentarse.
La fragmentación de los núcleos cometarios y sus
implicaciones
El fenómeno de la rotura del núcleo de un cometa ya
es bien conocido, aunque existe una carencia de explicaciones adecuadas para el
mecanismo implicado. De hecho, de considerarse un fenómeno poco frecuente – el
caso hace 25 años – ya se ha puesto de manifiesto que la fragmentación de los
núcleos cometarios puede considerarse un proceso común. Eso ha dado pie a un
gran cambio en las ideas sobre los núcleos cometarios. De considerarse un
bloque de hielo sucio compacto – el modelo original de Whipple
– ya se considera probable que los núcleos cometarios no son más que unos
agregados de bloques pequeños en un matríx. El
resultado es el llamado “masa de escombros”, el nuevo concepto del núcleo
cometario, que supone que tiene poca consistencia y es mucho más frágil que lo
supuesto hasta entonces.
Este modelo es consistente con la observación de la
rotura del núcleo del cometa D/1993 F2 (Shoemaker-Levy 9) en más de una venteina de
fragmentos individuales formando una cadena de “mini-cometas”. Del mismo modo
es consistente con el fenómeno del desprendimiento de pequeños fragmentos que
se ha visto en cometas como el C/1996 B2 (Hyakutake),
el C/1995 O1 (Hale-Bopp), o el C/1999 S4 (LINEAR).
Aunque en los dos primeros el fenómeno fue un suceso aislado, en el C/1999 S4
(LINEAR) hay observaciones de varios desprendimientos, de los cuales el del 6
de julio (Weaver et al.: 2000, IAUC 7461) fue solo
uno. De mismo modo, explica la relativa facilidad de rotura de los núcleos
cometarios, incluso en distancias heliocéntricas grandes.
La fragmentación del núcleo de C/1999 S4 (LINEAR)
Las observaciones se realizaron con el Telescopio Jacobus Kapteyn (JKT) de 1-m del
23 al 28 de julio inclusive en varias bandas del visible usando la cámera “SITe2” en el foco cassegrain.
Para reducir el tiempo de lectura se hizo un “binning”
de 3x3, dando un campo de unos 11x11 minutos de arco y un tamaño de pixel de
1”. Puesto que el cometa se desplazaba aproximadamente 0.2 segundos de arco por
segundo las exposiciones tenían que limitarse para minimizar el alargamiento
del núcleo. Según la fecha y el filtro se utilizaron exposiciones de entre 2 y
20 segundos, siendo las exposiciones más cortas las del filtro R. Para sumar
una relación s/r adecuada en las regiones más externas de la coma, se
realizaron secuencias de 10 a 20 exposiciones en cada filtro.
La coma de los cometas
suele mostrar la forma de una lagrima con la punta en la dirección anti-solar (ver la imagen izquierda
– una exposición de 10s en R – realizada el 24 de julio con el JKT. En cada
mapa de isofotas el campo es de 40”.). Esta
forma se debe al flujo del viento solar en torno a la coma. El brillo de la
coma interna se ha reducido considerablemente en 24 horas ya que las cuentas se
reducen desde 50.000 en 2s de exposición en R el día 23 a 50.000 en 10s el 24.
Nota también que no hay evidencia de asimetrías que
indicarían la presencia de chorros. En la secuencia de imágenes vemos la
progresión de la fragmentación en una serie de imágenes en R.
La noche del 25 de julio (derecha)
vemos que la condensación nuclear está claramente deformada y alargada en la
dirección antisolar. Los contornos de la imagen (abajo)
demuestran el grado de deformación. Esta deformación indica una disrupción
total del núcleo, aunque algunos investigadores creían inicialmente que 
se trataba solo del desprend-imiento de otro
fragmento pequeño. Nótase que no hay evidencia de la existencia de más de un
centro de luz en la imagen. El hecho que la distribución de brillo en la
condensación nuclear es casi plana es una prueba muy fuerte que no existía
ningún sub-núcleo grande.
A la vez, vemos que el brillo superficial se ha
reducido enormemente hasta 5500 cuentas en una exposición de 5s en R. Esta
reducción supone una reducción de un factor de aproximadamente 5 en brillo en
24 horas.
El 26 de julio (izquierda) la coma interna se ha extendido aún más,
pero la punta del cometa mantiene un borde muy bien definido. Este hecho indica
la presencia de fragmentos activos no resueltos. El máximo brillo de la coma se
ha reducido por un factor adicional de 2 en 24 horas desde la imagen anterior.
Sigue la punta bien definida, aunque lógicamente ya con una intensidad
reducida.
Sin embargo, lo más interesante es el desplazamiento
de unos 25 segundos (7500km) del centro de brillo en dirección antisolar
observada en ya en las imágenes de día 27 (arriba).
Si suponemos una fecha de inicio de la fragmentación del julio 23.6 (Sekanina: 2000, IAUC 7471), la velocidad de expansión
derivada es de 20m/s, consistente con materia sólida. Además, el desplazamiento
del centro de luz indica que la mayor parte de la masa del núcleo se ha
integrado en esta nube.
Una representación del brillo superficial de la coma
interna (izquierda) con un campo de 40x50”, correspondiente al 28 de julio,
muestra el lento incremento en brillo en dirección antisolar. En esta
representación el máximo de brillo ya se
encuentra fuera del campo.
Una imagen de campo mayor
(izquierda), realizada por Salvador Sánchez y
Juan Rodríguez, con el telescopio de 40-cm de Observatorio Astronómico de
Mallorca muestra el gran corrimiento de masa en dirección anti-solar.
La coma ya muestra una forma muy alargada. Se destaca la presencia de la
“punta” del cometa, mostrando la seguida presencia de sub-núcleos
no resueltos. Esta forma se va acentuando. En la imagen (derecha), una exposición profunda en R (magnitud
limite R»22.0) realizada el 1 de
agosto con el INT, vemos como esta “punta de lanza” empieza a separarse de la
masa principal de la coma.
Una ampliación de la coma interna (abajo) de una exposición de 100s en B realizada con el
INT el 1 de agosto y alcanza un limite de B»22.5. No hay ningún sub-núcleo
claramente resuelto. Existe una posible estructura aproximadamente 1.5-cm de la
punta, en dirección antisolar, pero esta no es significativa estadístic-amente.
Estas im
ágenes imponen unos limites muy fuertes sobre la magnitud absoluta y tamaño de
los posibles sub-núcleos. Suponiendo unos colores
solares y una ley de cuarta potencia la magnitud absoluta es de HV=25.0,
con un radio correspondiente para fragmentos activos de hielo de 40-cm. Sub-núcleos de composición rocosa y sin sublimación de
volátiles podrían tener un radio de 80-m para un albedo del 5%.
Las imágenes posteriores realizadas con el HST y VLT
(Weaver et al.: 2000, IAUC 7476) muestran que la magnitud
del fragmento de mayor tamaño es de R»24 (aunque los fragmentos
muestran una variabilidad considerable), correspondi-ente
a HV»27. Los fragmentos se han
hallado en la punta de la coma según lo predicho por Kidger
(2000, IAUC 7473).
Medidas de la tasa de producción de H2O (Schleicher & Woodney: 2000,
IAUC 7475) muestran una decaída en un factor de 10 aproximadamente entre el 13
y el 29 de julio en un momento cuando la distancia heliocéntrica se reducía
significativamente. Las tasa de producción medida, de 125kg/s es casi 3 ordenes de magnitud inferior a la del cometa Halley en una distancia heliocéntrica similar y indica que
la fractura del núcleo no se acompañó con una emisión masiva de volátiles. Eso
podría indicar un núcleo seriamente deficiente en volátiles; una conclusión
similar puede hallarse de la extrema deficiencia de CO (Weaver:
2000, IAUC 7461), que indica una abundancia de este volátil de solo el 10% de
la hallada en otros cometas como el 1P/Halley, C/1996 B2 (Hyuakutake)
o C/1995 O1 (Hale-Bopp) y muy inferior a la
previsible en un cometa nuevo de la Nube de Oort.
