sábado, 7 de diciembre de 2013

ISON residual

El Prof. Ignacio Ferrín (COL)  nos comunica:

Un análisis de las imágenes tomadas por la sonda Secchi el 3 de diciembre, muestra al cometa como se lo verá después de que salga del resplandor solar. El ángulo de fase de esta imagen es de unos 120 grados, y sólo cambiará ligeramente en los próximos días/semanas. Por lo tanto, esta imagen mucho se asemejará a lo que será visto en los telescopios terrestres en los próximos días y semanas.
La imagen es obtenida luego restar las estrellas y la mediana de 20 cuadros (fotos) tomados por la Secchi y no se muestra ningún núcleo estelar. Por el contrario, esta se asemeja a una nube de escombros. Sin embargo, la nube es bastante compacta y será fácilmente capturada por medio de telescopios de mediana apertura.
Así que, después de todo, todavía queda trabajo por hacer. Los telescopios en tierra debe estar dirigida hacia el cometa para buscar esta nube tan pronto como el cometa salga del resplandor del Sol. Y la verdadera naturaleza de los residuos será revelada.
Fuente: http://astronomia.udea.edu.co/cometspage/ISONDEC3.xhtml
Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI) http://secchi.nrl.navy.mil/index.php

domingo, 1 de diciembre de 2013

ISON: proceso final

Electronic Telegram No. 3731
Central Bureau for Astronomical Telegrams
INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION

1.-   La ruptura del núcleo del cometa aparentemente se produce cerca de perihelio, se devanece el brillo de la cabeza del cometa con un brillo máximo de magnitud visual -2 algunas horas antes del perihelio, a muy por debajo de la magnitud 1.

M. Knight, del Observatorio Lowell, encuentra que el cometa alcanzó su punto máximo alrededor de mag visual -2,0 a las 28,1 TU de noviembre, agregando que la característica más brillante en la coma del cometa se desvanece constantemente  después del perihelio a la magnitud 3,1 en 95″ (arcosegundos) de radio-apertura cuando el cometa reaparece por primera vez por detrás del disco de ocultación del coronógrafo SOHO el 28,92 de noviembre a la magnitud 6,5 el 29,98 de noviembre.

K. Battams (Naval Research Laboratory) escribe que basado en las más recientes imágenes de LASCO C3 (noviembre 30,912 TU), no hay núcleo visible o condensación central presente; lo que queda es algo muy difuso, en gran parte transparente para las estrellas de fondo y en franco desvanecimiento; parece que permanece básicamente una nube de polvo remanente del núcleo.

S. Nakano, Sumoto (Japón) escribe que midió la magnitud total del cometa con una abertura fotométrico de 27′ (arcominutos) de las imágenes de la cámara SOHO C3, para ver ls siguientes valores: Noviembre 29,383, 0,5; 29,755, 1,4; 30,013, 2,0; 30,496, 3,0; 30,883, 5,4.

2.-   Z. Sekanina, del Jet Propulsion Laboratory, relata lo siguiente: de la posición del límite o borde noreste de la cola en forma de abanico del cometa en tres imágenes tomadas con el C3 a bordo la nave espacial SOHO entre 0,7 y 1,9 días después del perihelio (29,46 a 30,66 TU de noviembre), él encontró que la producción de polvo del cometa terminó aproximadamente 3 horas antes del perihelio. Aunque este resultado sea preliminar, es improbable considerar que esto puede estar equivocado, porque los ángulos de posición de la emisión en el perihelio están desconectadas en las tres imágenes para los 14 – 22 grados, y para aquellas emisiones post-perihélicas todavía más. El pico de la “radiación-presión” derivadas de las longitudes angulares del límite o frontera de la cola (estimado en 1,8 – 2.5 grados) son aproximadamente 0,1 – 0,2 la aceleración de la gravedad solar, implicando la presencia de partículas clasificadas del orden del tamaño del micrón.

El tiempo estimado de la actividad terminada es consecuente con la ausencia de cualquier rasgo que podría ser interpretado como una condensación alrededor de un núcleo activo en las 20 y tanto imágenes tomadas por el coronógrafo C2 del SOHO durante noviembre. 28,8 – 29,0 TU (0,8 a 5,4 horas después del perihelio) y con el aspecto de una punta muy aguda (sustituyendo a la cabeza doblada) al final hacia el Sol del cometa en las imágenes C2 que comienzan aproximadamente 4 horas antes de perihelio y a continuación hasta su desaparición detrás del disco de ocultación (que permite cubrir el disco solar) alrededor del 28,74 TU de noviembre (o aproximadamente 50 minutos antes de perihelio).

El tiempo de la terminación de la actividad es aquí interpretado como el “final de la fragmentación del núcleo”, un proceso que probablemente haya comenzado poco antes un repentino aumento del brillo que alcanzó su punto máximo casi 12 hora antes de perihelio. Partículas finas de polvo liberadas antes del perihelio se movieron en órbitas hiperbólicas con distancias mayores a la del cometa en el perihelio, ayudando así a que éstas sobrevivan. En el límite del sur de la cola post-perihélica consiste en polvo expulsado durante el mejoramiento del brillo mostrado en el pre-perihelio.

Sin embargo, la corriente de granos masivos expulsados es a muy grandes distancias heliocéntricas, que fueron claramente visibles a lo largo de la órbita del núcleo antes de perihelio (cf. El CBET 3722) y que terminaron desapareciendo totalmente. El polvo localizado dentro del abanico, entre ambos límites, fue liberado en tiempos intermedios, sobre todo durante los dos días anteriores al perihelio. Un fuerte avance del efecto de dispersión (ángulos de fase cerca de 120 – 130 grados) han moderado la tasa de desvanecimiento post-perihelio del cometa, pero sin piedad la poderosa ley de la inversa del cuadrada de la distancia hacen aumentar la distancia heliocéntrica y es necesariamente el factor dominante en la cercana desaparición gradual del cometa.

3.-   H. Boehnhardt, J. B. Vincent, C. Chifu, B. Inhester, N. Oklay, B. Podlipnik, C. Snodgrass, and C. Tubiana del Max Planck Institute for Solar System Research en Katlenburg-Lindau reportan que fueron analizados las dos estructuras difusas de la cola posteriores al perihelio, en imágenes obtenidas por el coronógrafo LASCO C3 entre 29,60 y 29,81 TU de noviembre.  La cola hacia el Sur, extendida hacia el a.p. (ángulo de posición) de 167 grados y a una distancia de 0,4 grados medida desde el pico central de brillo. La cola hacia el Este tiene un ángulo de la posición aproximada de 68 grados y se extiende por lo menos 1,2 grados de distancia.

Por simulaciones Finson-Probstein, la cola hacia el Este puede ser mejor interpretación como “causada por una liberación de polvo en aproximadamente 1 hora en el perihelio”.  El valor máximo beta en la cola hacia el Este alcanza valores de hasta 1,5, típico del grafito o granos metálicas de un radio de 0,1 micras. Se encuentran indicios para una continuación de la liberación de polvo similar después de las 2 horas post-perihelio. La cola más corta hacia el Sur puede ser vestigios de granos más pesados lanzado cerca de 1-2 días antes de pasaje por el perihelio. El material cometario difuso es notorio en la gama de los “a.p.” cubiertos por las dos colas de polvo. El patrón del modelo para las “synchrone” (bandas sincónicas = material emitido un mismo día del núcleo) para la cola hacia el Este no es óptimo, que esto puede indicar efectos secundarios en los granos de polvo involucrados.

(C) Copyright 2013 CBAT
2013 December 1                  (CBET 3731)              Daniel W. E. Green

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003700/CBET003731.txt