C/2004 Q2 (Machholz)

9 de mayo de 2005

La base de datos consiste en una etapa con 99 estimaciones de la magnitud total visual realizadas entre el 28 de agosto de 2004 y el 6 de enero de 2005 más 535 medidas fotométricas CCD (todos en el disco perdido del ordenador que espero recuperar pronto pero, mientras tanto, me encuentro limitado a hacerlo así) y una segunda etapa con 29 estimaciones de la magnitud total visual y 89 medidas CCD. Las curva de luz para estas dos etapas se reproducen a continuación.

Durante la subida al máximo el cometa se mostró ser de clase “Halley” con una magnitud absoluta de 4.9, aunque con un ritmo de incremento en brillo con la aproximación al sol y poco más rápido que lo normal. El ajuste a la curva de luz visual a la fecha de hoy es:

m₁ = 4.9 + 5 log D + 11.6 log r

En cambio, desde el perihelio la relación es bastante distinta, siendo de:

m₁ = 6.5 + 5 log D + 4.4 log r

La diferencia es interesante ya que típicamente un cometa nuevo se debilita más rápidamente que su subida. En cambio, el C/2004 Q2 se debilita incluso un poco más lentamente que lo esperable si su producción de gas se mantiene constante y sólo cambia la cantidad de luz solar reflejada de la coma.

La curva de luz visual y multiapertura del C/2004 Q2 (Machholz) antes del perihelio.

La curva de luz reciente visual y multiapertura del C/2004 Q2 (Machholz), junto con una imagen de J76 realizada el 15 de abril.

Una cosa a destacar en la bajada es la imagen en el recuadro. Se realizó desde J76 el 15 de abril con el cometa a r=1.72UA. El fuerte color verdoso demuestra que las bandas Swan de C₂ seguían dominando la emisión en el visible a esa distancia. Eso corresponde bien con lo que se observó antes del perihelio cuando se observó un incremento repentino en los valores de Afrho a partir de r=1.75UA, lo cual demuestra que la emisión fuerte de C2 empezó a partir de esta distancia del sol.

Eso lo vemos en las dos gráficas siguientes dónde vemos un salto repentino en los valores de Afrho a partir de 90 días antes del perihelio. Antes de T-90 días Afrho se incrementaba de una forma modesta llegando a un valor de 3500-cm. Desde T-90 días hasta el perihelio el incremento fue muy rápido alcanzando 40 000-cm a T-30 días. Como primera aproximación podemos estimar que las emisiones gaseosas, principalmente de las bandas Swan de C₂, estuvieron contribuyendo cerca del 90% del flujo total medido.

O sea, pese a la presencia de contaminación por gas que hace que los valores de Afrho calculados cerca del perihelio son demasiado altos en un factor de casi 10, podemos usar el cambio en la características de la gráfica de Afrho para caracterizar la emisión de gas cerca del perihelio y el arranque de la emisión de C₂.

En las dos gráficas siguientes vemos la evolución de Afrho y de la emisión de polvo tras el perihelio. El declive en la emisión de polvo ha sido rápido, aunque hay indicios que se está aplanando ya, con un posible cambio de pendiente en r=1.8UA indicando el apague de la emisión gaseosa. Si es así una imagen RGB de la coma ya no mostraría ese color verdoso tan fuerte. Interesa tener un seguimiento del cometa para confirmar que la emisión gaseosa se ha apagado y a seguir la tendencia de la emisión de polvo en una distancia heliocéntrica mayor.

También vemos que el C/2004 Q2 (Machholz) es un cometa bastante gaseoso. A la distancia actual de r=1.95UA la emisión de agua del núcleo es del orden de 3000kg/s a partir del ajuste a las estimaciones de la magnitud total visual. Sin embargo, aun suponiendo que toda la luz ya es luz reflejada de polvo, sin contaminación gaseosa, la emisión de polvo es de sólo 150kg/s. Eso significa que el núcleo emite 20kg de agua por cada 1kg de polvo y, por tanto, la coma es muy gaseosa. Si tenemos en cuenta que por masa los gases emitidos por el núcleo probablemente son sólo el 70% ó menos de agua, la verdadera razón de las tasas de emisión de gas a polvo es probablemente al menos 30 a 1. Sin embargo, el C/2004 Q2 no es dinámicamente nuevo ya que su semi-eje mayor es del orden de 2500UA y, por tanto, ese cometa es un objeto del Cinturón de Kuiper que ha realizada al menos un paso anterior por el sistema solar interno. No es tan normal que un cometa que no es dinámicamente nuevo sea tan gaseoso ya que los componentes más volátiles que forman un especie de escarcha en la superficie del núcleo suelen sublimarse en el primer paso por el sol de modo que la emisión de gas sea mucho menos elevada en los pasos sucesivos.