9P/Tempel 1
5-mayo-2005
¿Cómo de típico es el 9P comparado con otros
cometas?
A falta de 61 días del perihelio del 9P/Tempel 1 y con la curva de luz mostrando unos patrones curiosos de comportamiento es interesante comparar el 9P con otros cometas para ver como de típico es en su evolución.
En las tres gráficas que se presenta a continuación vemos la curva de luz del cometa en la apertura CCD de 10”, las estimaciones de la magnitud total visual, y la curva de luz multiapertura.
La curva de luz del 9P/Tempel 1 en la apertura de 10”.
Actualmente hay 27 estimaciones de la magnitud total visual de 7 observadores (Joaquín Tapioles, Juan José González, Carlos Labordena, Faustino García, Rafael Benavides, Pedro Girona y Valentín Díaz), 836 medidas en una apertura de 10” de 20 observadores (Isidro Almendros (MPC 212, Obs. La Dehesilla), Ramon Naves y Montse Campàs (MPC 213 Obs. Montcabrer), Esteban Reina (MPC 232 Obs. Masquefa), Álbert Sánchez (MPC 442 Observatorio Gualba), Miguel Camarasa (MPC 445 - Observatori d'Ontinyent), Diego Rodríguez (MPC 458 – Guadarrama Observatory), Julio Castellano (MPC 939 - Observatorio Rodeno), José Ramón Vidal (MPC 945 Obs. Monte Deva), Francesc Baldris (MPC A01 - Masia Cal Maciarol Modul 1), Juan Barceló y el equipo del AOC (MPC A10 - Observatorio de Corbera), Josep Lluis Salto (MPC A02 - Obs. Cal Maciarol Modulo 8), Esteve Cortés y Ferran Garcia (MPC-A06 Mataró), Filip Fratev (MPC-A61 – Tortona Obs., Italia), José Antonio de los Reyes & Sensi Pastor (MPC-J76 Obs. La Murta), Joaquín Sánchez (MPC-J78 Obs. El Mirador de Murcia), Paco Montalban (MPC-J79, Observatorio de Calarreona), Juan Lacruz (MPC-J87 Obs. La Cañada), John Fletcher (MPC-J93 Mount Tuffley Observatory, Reino Unido), Toni Climent (MPC-J97 – Alginet), Luis & Salvador Lahuerta (MPC-J98 - Observatorio Manises)) y 233 juegos de fotometría multiapertura.
Es evidente que la curva de luz
fotométrica en 10” alcanzó un máximo a principios de abril y, desde entonces,
ha mostrado una tendencia a la baja, aunque con dos pequeños máximos. Sin embargo, no necesariamente ese declive
significa que el cometa se ha hecho menos activo ya que a la medida de que se
acerque a la Tierra la región de coma abarcada por la apertura de 10” se
reduce. En octubre de 1994 con el cometa a 3.49UA de la Tierra, una apertura de
10” abarcaba un diámetro de 25 400km en la coma; pero actualmente (a principios
de mayo) con el cometa ya a tan sólo 0.711UA de la Tierra y en su máxima
aproximación a nuestro planeta en esa aparición, la misma apertura sólo abarca
un diámetro de 5170km. Al entrar menos luz del cometa en la apertura es
evidente que el cometa podría aparentar más débil cuando realmente es mucho más
brillante. Por eso la curva de luz en una apertura fija es un falso amigo.
La curva de luz visual del 9P/Tempel 1 y el mejor ajuste – la
extrapolación es muy especulativa a partir del 4 de julio.
La curva de luz visual
se ajusta a una relación de:
m1 = 8.2 + 5 log D + 17.5 log r
Vemos que esa relación
se ajusta bastante bien a los datos pese al escaso rango de distancia
heliocéntrica cubierto inevitablemente por las observaciones. Sin embargo, el
ajuste todavía tiene bastante incertidumbre y tanto la magnitud absoluta como
el ritmo de variación con la distancia heliocéntrica pueden tener un error de
al menos +/-0.5.
Esta relación es
similar a la relación equivalente en su retorno anterior en 2000 de:
m1 = 8.5 + 5 log D + 20 log r
Eso sugiere que
visualmente el comportamiento del cometa es similar en las distintas
apariciones.
La curva de luz del 9P/Tempel 1 a partir de la fonometría
multiapertura. Vemos que las medidas en las aperturas mayores que 10” tienen
cada vez mayor dispersión a la medida que el cometa se debilita.
Más preocupante es la curva de luz multiapertura. Podemos comprobar como la dispersión en las distintas aperturas ha ido cambiando con el tiempo a la medida que el cometa se ha incrementado en brillo. Inicialmente hay mucha dispersión en las medidas en todas las aperturas hasta que cuando el cometa ha alcanzado magnitud 17 la calidad de los datos en 10” ha mejorado mucho. En la apertura de 20” la dispersión ha mejorado mucho cuando el cometa ha alcanzado magnitud 14.5 y en 30” sólo en magnitud 13.5. En las aperturas mayores es sólo en el máximo que vemos una notable mejoría en calidad aunque la dispersión sigue siendo mucho mayor que en las aperturas menores.
La culpa, por supuesto, la tiene las condiciones típicas de observación. En la tabla a continuación vemos el brillo del fondo del cielo para las medidas multiapertura. Una medida fotométrica “típica” se realiza con un cielo de magnitud 17.1 por arcosegundo cuadrado (la mediana en la tabla). O sea, en la apertura de 10” la magnitud típica del fondo del cielo es de 12.1 y en la apertura de 60” es de 8.2. Lo más sorprendente es que con el cielo 5 magnitudes (100 veces ) más brillante que el cometa se puede sacar una fotometría fiable de alguna forma.
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Cuartíl inferior |
16.4 |
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Mediana |
17.1 |
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Medio |
17.3 |
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Cuartíl
superior |
18.2 |
Lo que es evidente con la experiencia del 9P es que al menos que la noche es buena y oscura las medidas en las aperturas mayores que 20” tendrán una utilidad limitada salvo para los cometas relativamente brillantes. Por eso la decisión de trabajar principalmente con la apertura de 10” es la más lógica y defensible.
Cuando pasamos los datos fotométricos de Afr vemos que la curva de actividad se parece mucho a la fotometría aunque en la realidad el rango de variación de Afr es menor que el rango de variación fotométrica.
La variación de Afr para el cometa 9P/Tempel 1 en base al archivo de datos en la
apertura de 10”.
Es evidente que la emisión de polvo ha experimentado algunas pequeños estallidos que parecen ser reales, sobre todo cuando varios observadores detectan exactamente el mismo cambio. En cada noche los datos se alinean en una columna en la gráfica, con los espaciados en el eje vertical ya que las medidas sólo se realizan con una precisión de una plaza de decimales.
La variación de Afr durante los últimos 60 días. La dispersión en los datos en
cualquier noche suele ser del orden de 0.15 magnitudes.
El promedio diario de Afr durante la campaña de observación. La dispersión en los datos se ha reducido dramáticamente desde T–150 días. Los posibles microestallidos en la emisión de polvo están señalizados con flechas; no muestran ninguna periodicidad obvia.
Podemos apreciar como la dispersión de los datos se ha reducido a la medida que el cometa se ha hecho más brillante y también a la medida de que más observadores han sacado observaciones, lo cual permite fijar más precisamente el nivel de actividad. A partir de 150 días antes del perihelio (principios de febrero) la consistencia de la curva de luz es muy elevada. Eso permite identificar al menos cinco posibles pequeños máximos en la emisión de polvo, aunque no parece que muestran ningún tipo de periodicidad clara.
Para comparar la curva de luz visual y fotométrica tenemos que recordar que los observadores visuales están midiendo el brillo total de la coma en una longitud de onda en torno a 5000Å dónde el ojo adaptado a la oscuridad tiene su mayor sensibilidad, mientras que los observadores CCD están midiendo el brillo de una región de la coma en torno al núcleo en una longitud de onda en torno a 6500Å. El rango limitado de longitudes de onda que abarca el ojo humano con visión nocturna incluye las emisiones más fuertes del espectro cometario: las bandas de C2. En cambio, hay muy pocas emisiones cometarias fuertes a partir de 6500Å. Las emisiones de las bandas Swan de C2 suelen ser débiles en los cometas a más de 1.5UA del sol. En un cometa como el 9P/Tempel 1 las medidas CCD suelen dar una medida bastante precisa de la emisión de polvo.
La variación en la emisión de polvo (puntos de color azul marino)
y agua (puntos de color rosa) del núcleo del 9P/Tempel 1 a partir de la
fotometría CCD y las estimaciones de la magnitud total visual.
Es evidente que, durante los últimos meses la emisión de polvo se ha incrementado mucho más rápidamente que la emisión de agua. Desde mediados de diciembre hasta principios de abril la emisión de polvo ha subido muy rápidamente aunque recientemente ese ritmo se ha reducido. Lo que es interesante es que el ritmo de incremento en la emisión de agua es prácticamente idéntica al ritmo de incremento en la emisión de polvo entre octubre y mediados de diciembre.
Una ampliación de la gráfica anterior mostrando sólo los datos
desde mediados de diciembre. Vemos como entre finales de marzo y mediados de
abril la tasa de emisión de gas y polvo fue prácticamente idéntica.
Curiosamente vemos que durante varias semanas en marzo y abril la tasa de emisión de gas y de polvo fue prácticamente idéntica y seguían la misma tendencia. En r=1.72UA la tasa de emisión de agua fue de 183kg/s y de polvo, 147kg/s. En r=1.64UA las cifras correspondientes son de 214kg/s de agua y 122kg/s de polvo.
Aunque esas cifras son muy bajas comparadas con un cometa activo – por ejemplo, el C/2002 T7 (LINEAR) – sobre todo la tasa de emisión de polvo es elevada comparado con otros cometas periódicos. Los valores máximos de Afr medidos en el máximo ha sido de 1000-cm, muy elevados para un cometa de corto período y de baja actividad. Sin embargo, hay que recordar que los distintos cometas se observan a distancias heliocéntricas muy distintas y que un cometa a mayor distancia del sol tendrá una menor actividad.
En la siguiente gráfica se compara la tasa de emisión de polvo del 9P con otros cometas de interés para las misiones espaciales – 21P/Giacobini-Zinner, 46P/Wirtanen, 67P/Churyumov-Gerasimenko y 81P/Wild 2 – y el cometa de largo período C/2004 Q2 (Machholz). Los datos cubran un rango de distancia heliocéntrica desde r=3.0UA (para el 81P/Wild 2) hasta r=1.05UA (para el 46P/Wirtanen). Es evidente que hay una amplia variación en el nivel de actividad de los distintos cometas y unos patrones muy distintos en la variación con la distancia heliocéntrica.
Una comparación de variación con la distancia heliocéntrica de la tasa de emisión de polvo de los cometas 9P/Tempel 1, 21P/Giacobini-Zinner, 46P/Wirtanen, 67P/Churyumov-Gerasimenko, 81P/Wild 2 y C/2004 Q2 (Machholz).
Si tomamos como rasero la actividad a r=1.7UA del sol vemos que el 9P es un factor de 10 más activo que cualquier de los otros cometas, un factor de 100 más activo que el 46P/Wirtanen y casi tan activo como el C/2004 Q2 (Machholz). Sin embargo, si tomamos la actividad a una distancia mayor del sol de r=2.5UA, vemos que efectivamente 9P se convierte en uno de los menos activos. No obstante, el cometa de comportamiento más inusual tiene que ser el 81P/Wild 2 que prácticamente no muestra ningún cambio en la tasa de emisión de polvo entre r=3.0 y r=2.1UA en su retorno de 2003/2004 cuando sólo pudo observarse lejos del perihelio.
La comparación de la actividad del 9P con los datos de otros cometas observados de una forma exactamente igual por el mismo grupo de observadores demuestra que la tasa de incremento de emisión de polvo del 9P así como su nivel de actividad cerca del sol han sido excepcionales para un cometa de corto período. Aunque queda por ver si el alto nivel de actividad va a sostenerse más cerca del perihelio parece que el 9P no es el cometa de baja actividad que se esperaba para la misión de Deep Impact.