177P/Barnard = D/1889 M1 (Barnard 2)

 

14 de Julio de 2006

 

 

Descubrimiento

 

Por la mañana del 24 de junio de 1889 Edward Emerson Barnard detectó una mancha borrosa débil en Andrómeda que resultó ser su décimo tercer cometa de los 16 que tiene formalmente acreditados. Se halló con un telescopio de 16-cm del Observatorio de Lick. Al ser de magnitud 13 era un objeto difícil de observar visualmente y la poca cantidad de observaciones complicó considerablemente la tarea de calcular una órbita fiable. De las 19 observaciones del cometa realizadas en todo el mundo – 16 de ellas por el mismo Barnard – la mayoría se realizaron en las tres semanas desde su descubrimiento hasta mediados del mes de julio cuando la presencia de la luna en el cielo hizo imposible su observación y el cometa empezaba a alejarse del perihelio y debilitarse de todas formas.

 

Barnard, con su agudeza legendaria de visión consiguió observar al cometa el 1 y el 7 de agosto, pero el 7 ya con suma dificultad y en el limite absoluto de visión.

 

Solo fue unos meses después cuando se reconoció que el cometa era de tipo periódico. El primer cálculo de la órbita usando tan solo 5 observaciones dio una estimación del período de 128 años. Siendo el segundo cometa periódico descubierto por Barnard recibió la designación P/Barnard 2. Sin embargo, un cálculo más reciente de Marsden y Sekanina dio un período mayor de 145±10 años. Con una órbita tan indeterminada el cometa P/Barnard 2 corrió la misma suerte que los otros dos cometas periódicos de Barnard y se dio por irremediablemente perdido.

 

 

Recuperación en 2006

 

El 23 de junio de 2006 el Telescopio LINEAR detectó un objeto de magnitud 17 en la constelación de Ofiuco que evidentemente no se movió de la forma esperada de un asteroide. Una gran cantidad de observadores confirmaron a la noche siguiente de que se trataba de un cometa y no de un asteroide y en un plazo de tan sólo 36 horas a partir de la detección inicial ya era evidente de que se trataba del perdido cometa D/Barnard 2.

 

Con las nuevas observaciones en 2006 ya se podía afinar mucho la órbita de la aparición de 1889. El cometa paso por el perihelio el 21 de junio de 1889 a 1.103UA del sol. Cuando Barnard lo descubrió estaba prácticamente en su máxima aproximación a la Tierra aunque nunca llegó a menos de 1UA. El período del cometa era de 117.4 años, bastante menos que el valor que se había calculado antes de recuperarlo. Ese período se está incrementando ligeramente porque el punto de afhelio se está alejando y ahora es de 119.6 años.

 

Las observaciones realizadas en 2006 han mostrado por qué Barnard perdió el cometa tan rápidamente. El cometa se está incrementando en brillo muy rápidamente a la medida que se acerca al perihelio previsto para el 28 de agosto, pero a la vez es un objeto intrínsecamente débil. Seichii Yoshida halla un ajuste a la curva de luz de:

 

m₁ = 12.5 + 5 log D + 25 log r

 

Esa aparición es mucho más favorable que la de 1889 con el cometa a una distancia mínima de la Tierra de 0.369UA (55.3 millones de kilómetros) el 19 de julio y manteniéndose a menos de 0.5UA de la Tierra hasta casi finales de agosto.

 

No obstante, pese a encontrarse cerca de la Tierra, el cometa sigue siendo bastante débil. Juan José González estimó magnitud 13.2 visualmente desde Asturias el 7 de julio, lo cuál corresponde a una emisión estimada de solo 37kg/s de agua del núcleo.

 

 

Imagen del cometa 177P/2006 M3 (Barnard ) realizada por Toni Climent desde Alginet (Valencia) con un telescopio Meade de 25.4-cm. El campo es de 27x18 minutos de arco. El cometa es débil y difícilmente detectable entre el fondo de las estrellas de la Vía Láctea.

 

 

 

Las observaciones en 2006

 

La fotometría CCD del cometa ha mostrado un patrón interesante. Después de incrementarse en brillo muy rápidamente inicialmente se nota que a partir de 1.4UA la actividad parece haberse estancado.

 

 

La curva de luz del 177P/2006 M3 (Barnard 2) a partir de las observaciones CCD de: Ramón Naves & Montse Campàs (MPC 213); Miguel Camarasa (MPC 445); José Ramón Vidal (MPC 945); José García Moreno (MPC J64) y Toni Climent (MPC J97), junto con las estimaciones de la magnitud total visual de J.J. González.

 

Puesto que la distancia geocéntrica apenas está mostrando variaciones el cambio en la curva de luz parece ser real. Las imágenes también muestran como el aspecto del cometa ha cambiado, desarrollándose una coma importante mientras que a finales de junio el cometa parecía casi puntual.

 

Para ver el cambio real en la actividad calculamos el valor de Afr (la columna de polvo a través de la coma). Inicialmente el valor se incrementó en un factor de 4 en sólo 10 días, pero desde principios de julio se ha mantenido constante en unos 100-cm, un valor bastante bajo típico de un cometa de baja actividad.

 

 

La variación de la columna equivalente de polvo – Afrho – en función de del tiempo hasta el perihelio. Vemos que tras un incremento rápido inicial el valor ha empezado a estancarse en torno a 100-cm.

 

Uno de los problemas del cálculo de Afrho es que supone que la coma del cometa se comporta “bien”. Eso significa que el brillo se reduce de forma suave según la distancia desde el núcleo. Técnicamente supone que el brillo se reduce como 1/r, siendo “r” la distancia del núcleo del cometa. No obstante, para algunos cometas, 9P/Tempel 1 fue un buen ejemplo, la coma del cometa no se comportaba bien y, por tanto, el valor de Afrho calculado en una apertura grande fue mucho menor que en una apertura pequeña.

 

Con la fotometría multiapertura podemos comprobar si la coma está bien comportada o no y sacar una información adicional sobre la morfología del cometa. Da la posibilidad de calcular una magnitud para cualquier tamaño de apertura física que nos interesa, adaptada al cometa y su distancia de la Tierra.

 

Hay dos formas de comprobar eso: la primera es de calcular el ajuste de la magnitud frente al tamaño de la apertura. Técnicamente ajustamos la magnitud frente al logaritmo del diámetro (o radio) de la apertura en segundos de arco. Si la coma está bien comportada debemos conseguir un pendiente de –2.5. Eso es precisamente lo que encontramos: el valor que sale de los datos está muy cerca de –2.5.

 

La segunda forma es de calcular Afrho para las distintas aperturas y comprar los valores conseguidos. El resultado es precisamente el que se espera: los valores salen prácticamente idénticos para cada apertura aunque, lógicamente, esperamos que la calidad de los datos vaya decreciendo en la aperturas mayores.

 

 

La variación de la columna equivalente de polvo (Afr) en las distintas aperturas a partir de las medidas representadas en la gráfica anterior. Vemos que el valor de Afr que se calculan son prácticamente idénticas para las tres aperturas representadas, por tanto el cometa es “bien comportado”. Parece que la actividad del cometa se incrementaba muy rápidamente inicialmente y que después se ha estabilizado en torno a un valor bastante bajo de 100-cm.

 

De hecho, esta gráfica es una manifestación de un comportamiento casi perfecto con datos de una calidad bastante alta.

 

Vemos que la cantidad de emisión de polvo se incrementa como r^–7.4, un valor bastante más alto que para un cometa normal (típicamente el exponente es 4-5). Eso significa que la actividad del cometa se incrementa mucho más rápidamente con la aproximación al sol que lo típico en los cometas. Lo que será interesante es ver como evoluciona la actividad más cerca del sol.

 

Imagen del 177P/2006 M3 (Barnard 2) realizada por Ramón Naves el 12 de julio de 2006 con un telescopio Meade de 30.5-cm. El campo es de 19.7x19.7 minutos de arco. Vemos como el cometa empieza a desarrollar una coma significativa.