65P/Gunn

Este cometa fue descubierto por James Gunn en una placa expuesta el 27 de octubre de 1970 con el telescopio Schmidt de 1.2-m de Monte Palomar. Tenía magnitud 16 y una cola corta. Un intento de confirmar el cometa desde el Observatorio de Montaña Mesa en Sudáfrica el 6 de noviembre dio un resultado incierto y el cometa no pudo confirmarse hasta el 22 y 23 de noviembre cuando pudo observarse de nuevo con el 1.2-m de Monte Palomar.

Se puso en manifiesto que se trataba de un objeto con una órbita un tanto inusual. Aunque de corto período – 6.8 años – la excentricidad de la órbita era muy baja (0.32) comparada con la mayoría de los cometas. Eso convirtió al 65P/Gunn en solo el segundo cometa tras el 29P/Schwassmann-Wachmann 1 que podía observarse en todo su órbita.

El 65P/Gunn paso cerca de Júpiter en septiembre de 1965 cambiando su órbita y acercando su perihelio desde 3.39UA hasta 2.44UA, así aumentando considerablemente su brillo y visibilidad y facilitando su detección por Gunn. Actualmente la órbita es muy estable y tanto el período como la distancia del perihelio no han cambiado desde 1969. En 1980 se localizaron observaciones de un cometa muy débil de magnitud 19 previamente desconocido en las placas de Monte Palomar realizadas el 8 de agosto de 1954. Estas imágenes pudieron identificarse posteriormente con el 65P/Gunn.

El último paso por el perihelio del cometa tuvo lugar el 11 de mayo de 2003. Tenemos observaciones desde el 3 de noviembre de 2001 (T-555 días) hasta el 19 de agosto de 2004 (T+465 días), aunque la declinación austral del cometa en 2003 ha hecho que su cobertura fuere bastante pobre en torno a la fecha del perihelio. Hasta ahora cobertura de la curva de luz es de prácticamente la mitad de la órbita.

Se nota en la curva de luz que el cometa estaba más brillante lejos del sol antes del perihelio que tras el perihelio y eso se refleja en los valores calculados de Afr.

Los valores máximos calculados han sido del orden de 1000-cm. A r=3.5UA (T+460 días) el valor medio de Afr ha sido de 46-cm. En cambio, a la misma distancia antes del perihelio Afr fue de 129-cm – 3 veces mayor. En ambos casos hay coincidencia entre la fotometría de varios observadores. Evidentemente la actividad del cometa ha sido asimétrica en torno al perihelio, aunque sería de interés tener más observaciones para confirmarlo.

Pese a la duración de la cobertura de la curva de luz las observaciones solo cubran un rango desde 3.76 a 2.44UA del sol. Cuando convertimos los valores de Afr a una estimación de la tasa de emisión de polvo del núcleo vemos que la tasa máxima de emisión de polvo es de unos 160kg/s.

Hay cierta evidencia de un estallido perihélico de emisión de polvo ya que la fotometría de 212 y 939 inmediatamente antes del perihelio es consistente, pero más de media magnitud más débil que la fotometría realizada por 212, 213, A02, I31 y J97 en las semanas inmediatamente posteriores al perihelio. El cometa aparentemente paso de una emisión de polvo de unos 80kg/s a 160kg/s en menos de dos semanas en torno al perihelio, aunque no hay evidencia alguna en la curva de luz visual de Seichii Yoshida de tal estallido. Yoshida encuentra una curva de luz simétrica en torno al perihelio con un ajuste de:

m₁ = 6.8 + 5 log D + 12.0 log r

Esa curva de luz es típica de un cometa poco evolucionado – o sea, bastante fresco, como se espera de un objeto que ha reducido recientemente su distancia del perihelio de forma importante.

Vemos que en cuanto a la emisión de polvo la actividad del cometa se reduce muy rápidamente a la medida que se aleje del perihelio.

Sin embargo, a la vez, vemos que el cometa sería muy activo si su distancia del perihelio fuere menor ya que 150kg/s de emisión de polvo a 2.4UA del sol es 70 veces mayor que la emisión del C/2004 H6 (SWAN) a la misma distancia del sol y muy poco inferior a la emisión de polvo del núcleo del C/2001 Q4 (NEAT).