Cometa Bennett

Cometa Bennett, formalmente conocido como C/1969 Y1 (estilo antiguo 1970 II y 1969i), Fue uno de los dos cometas brillantes observados en la década de 1970, junto con el cometa West y se considera un gran cometa. El nombre también lo lleva un cometa completamente diferente, el C/1974 V2. Descubierto por John Caister Bennett el 28 de diciembre de 1969, cuando todavía estaba a casi dos UA del Sol, alcanzó el perihelio el 20 de marzo y pasó más cerca de la Tierra el 26 de marzo de 1970, mientras retrocedía, alcanzando un máximo de magnitud 0. Fue observado por última vez. el 27 de febrero de 1971.

El cometa fue descubierto por John Caister Bennett el 28 de diciembre de 1969 desde Pretoria, Sudáfrica, durante su rutina de búsqueda de cometas. El cometa estaba ubicado en la constelación de Tucana, en 65° de declinación sur, y tenía una magnitud estimada de 8,5. En ese momento el cometa estaba a unas 1,7 AU tanto del Sol como de la Tierra. La órbita fue calculada por M. P. Candy del Observatorio de Perth y resultó evidente que el cometa podría convertirse en un objeto brillante a finales de marzo, durante su perihelio a una distancia de 0,54 AU, a medida que avanzaba hacia el norte.

El cometa se hizo visible a simple vista en febrero, y la primera semana de ese mes tenía una magnitud de 5 y su cola medía aproximadamente un grado de longitud. A finales de febrero, el brillo del cometa alcanzó una magnitud de 3,5, mientras que su cola tenía unos dos grados de longitud. El cometa continuó brillando durante marzo, a medida que se acercaba tanto al Sol como a la Tierra. A mediados de mes era un objeto de primera magnitud con una cola curva prominente de unos 10 grados de largo.

El cometa alcanzó el perihelio el 20 de marzo y cruzó el ecuador el 25 de marzo, volviéndose mejor visible en el cielo matutino del hemisferio norte, manteniéndose en un alargamiento superior a 32 grados. El 26 de marzo se produjo el perigeo del cometa, cuando se acercó a la Tierra a una distancia de 0,69 UA. El cometa se encontraba entonces en la cuadratura de Pegaso y continuó moviéndose hacia el norte hasta alcanzar su máxima declinación norte de 83° en agosto, cuando el cometa se encontraba en la constelación de Camelopardalis. El cometa a principios de abril tenía una magnitud de 1, pero a medida que se alejaba tanto del Sol como de la Tierra, se había atenuado a una magnitud de 3-4 a finales de abril, cuando era circumpolar, ubicado en Casiopea. En abril, el cometa tenía dos colas, la más larga tenía entre 20 y 25 grados de largo. Aunque a principios de mayo la cabeza del cometa se había reducido a magnitud 5, su cola todavía tenía entre 10 y 15 grados de largo, pero a finales de mes sólo tenía 2,5 grados de largo. Fue visto por última vez a simple vista a mediados de mayo.

Se observó que el cometa se desvanecía durante el verano, el otoño y el invierno. A principios de julio tenía alrededor de magnitud 10 y en septiembre era de magnitud 12. En enero de 1971 fue fotografiado como un objeto de magnitud 18,9. Fue fotografiado por última vez por Elizabeth Roemer el 27 de febrero de 1971, cuando el cometa estaba a 4,9 AU del Sol y a 5,3 AU de la Tierra.

Poco después de que se pudieran calcular los primeros elementos orbitales, se sugirió que el cometa se convertiría en "un objeto brillante que podría observarse a simple vista". Se descubrió que combinaba tres características favorables que lo convertían en un cometa excepcional para la observación: una corta distancia de perihelio, una corta distancia de la Tierra y un alto brillo intrínseco. Por ello se iniciaron numerosos proyectos de investigación, de modo que el cometa Bennett se convirtió en el cometa más fotografiado y más investigado en el momento de su aparición.

Unos años antes se había sugerido que los cometas están rodeados por una capa de gas hidrógeno, que podría detectarse observando en el ultravioleta la línea Lyman α a 121,5 nm. Sin embargo, esta observación no es posible desde tierra porque la luz ultravioleta no penetra la atmósfera. La primera observación de un cometa en el ultravioleta se produjo en enero de 1970, cuando el Observatorio Astronómico Orbital 2 (OAO-2) adquirió el espectro del cometa C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) y verificó la envoltura de hidrógeno prevista. En febrero del mismo año, el cometa Bennett alcanzó una posición de observación favorable para la observación desde el espacio y, basándose en este descubrimiento, fue observado sistemáticamente con OAO-2 y OGO-5 desde mediados de marzo hasta mediados de abril para seguir el tiempo. y cambios espaciales en la coma del cometa.

A partir de los datos fotométricos obtenidos con OAO-2, se pudieron derivar las tasas de producción de OH y H y su dependencia de la distancia del cometa al sol. Los resultados confirmaron la suposición de que la producción de gas de los cometas a pequeñas distancias solares está determinada por la evaporación del agua del núcleo. La pérdida total de agua durante su paso por el sistema solar interior se ha estimado en 200 millones de toneladas.

El cometa también fue observado por primera vez por el Observatorio Geofísico Orbital (OGO-5) los días 1 y 2 de abril. Con un fotómetro más sensible que el OAO-2, se pudieron detectar emisiones de átomos de hidrógeno hasta una distancia a varios millones de kilómetros del núcleo del cometa. De las mediciones se puede deducir que la masa de este hidrógeno es de aproximadamente 2 millones de toneladas. Después de estas primeras mediciones exitosas, se decidió continuar observando el cometa con los instrumentos a bordo del OGO-5 y así se obtuvieron hasta el 30 de abril un total de doce mapas de intensidad de la emisión Lyman-α del cometa. la evolución de la envoltura de hidrógeno a lo largo de un mes. El 1 de abril, cuando el cometa estaba aproximadamente a 0,6 AU del Sol, la envoltura de hidrógeno tenía un tamaño de 20 millones de kilómetros × 15 millones de kilómetros, después de lo cual comenzó a reducirse lentamente. La tasa de producción de átomos de hidrógeno derivada fue comparable al valor obtenido de las observaciones de OAO-2. En investigaciones posteriores se intentó sustentar teóricamente los resultados de las mediciones con mayor coherencia y proporcionar modelos precisos para la formación de las capas de hidrógeno.

En el Centro de Vuelo Espacial Goddard en Maryland, se tomaron imágenes del cometa del 28 de marzo al 18 de abril de 1970, con filtros de interferencia en diferentes longitudes de onda en las regiones violeta, azul, verde y amarilla del espectro. En particular, se evaluaron las líneas de emisión de CN, C2, CO+ y Na. A partir de estas y otras imágenes tomadas los días 8 y 9 de abril en el Observatorio de Hamburgo en luz blanca se crearon mapas de la coma del cometa con líneas del mismo brillo (isofotas) hasta una distancia de 150.000 km del núcleo. También se realizaron encuestas similares del 31 de marzo al 27 de abril en el Observatorio Hume Cronyn Memorial de la Universidad de Western Ontario en Canadá. También allí se tomaron imágenes del cometa con filtros de interferencia en diferentes longitudes de onda en las regiones violeta, azul y verde del espectro. En particular, se midieron las líneas de emisión de CN y C₂ y se evaluaron sus perfiles de intensidad en direcciones paralelas y perpendiculares a la cola del cometa y se presentaron en forma de isófotas.

Del 30 de marzo al 7 de mayo de 1970 se realizaron estudios espectrográficos del cometa en el Observatorio de la Universidad de Toledo en Ohio. De esta forma se obtuvieron perfiles de brillo de las líneas de emisión de C₂ y CN hasta una distancia de 100.000 km del núcleo del cometa. Un perfil de brillo de la zona "prohibida" La línea de emisión del átomo de oxígeno a 630 nm también se creó a partir de imágenes del 18 de abril. Se ha sugerido que estos átomos son el resultado de la desintegración del CO₂ y que el cometa Bennett contenía CO₂ en exceso de agua. Las mismas imágenes también se utilizaron para crear un perfil de brillo del ion H₂O+ hasta un a una distancia de unos 100.000 km del núcleo y determinar su tasa de producción. Los resultados podrían revisarse posteriormente mediante un mejor procesamiento de los datos.

Del 7 al 18 de marzo se tomaron imágenes del cometa en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile. La cola del cometa no mostró perturbaciones perceptibles, sólo se pudieron observar rayos laterales pronunciados. Esto indica que durante este período se produjeron interacciones relativamente silenciosas entre el viento solar y los campos magnéticos asociados y el cometa.

Se evaluaron imágenes tomadas desde finales de marzo hasta finales de mayo en el Osservatorio Astrofisico di Asiago en Italia para determinar la distribución de gas y polvo en la cola del cometa Bennett. Los días 3 y 4 de abril se observó que la cola de gas del cometa se había desprendido de la coma. Los espectros de la envoltura de gas neutro mostraron las líneas de emisión de CN, C₂, C3, CH, NH2 y Na. La cola de gas mostró una variación diurna en intensidad y estructura, lo que indica una producción muy errática de CO+. En particular, también se intentó correlacionar una curvatura prominente observada en la cola de gas del cometa el 4 de abril con mediciones simultáneas de la actividad solar y el viento solar. Para ello se utilizaron datos de medición proporcionados casi al mismo tiempo por las naves espaciales OGO-5, Vela 5, HEOS-1 y Pioneer 8, así como por el experimento ALSEP instalado en la superficie lunar por el Apolo 12. En una primera investigación, no Se encontraron eventos en la dinámica medida del viento solar que podrían explicar las deformaciones de la cola del cometa. Sin embargo, investigaciones posteriores concluyeron que, en primer lugar, la dinámica del viento solar medida cerca de la Tierra era probablemente diferente de la dinámica del viento solar medida cerca de la Tierra, y en segundo lugar, el seguimiento del viento solar era irregular en términos de ubicación y tiempo, de modo que las deformaciones de La cola del cometa probablemente todavía se remonta a fenómenos ocurridos en el viento solar.

Tres imágenes del cometa en luz roja, tomadas del 5 al 8 de mayo en el Observatorio Estatal de Turingia en Tautenburg, cuando la Tierra estaba casi en el plano orbital del cometa, mostraron dos estructuras anómalas en la superficie del cometa. Cola del cometa: una estructura radial y picos cortos dirigidos al Sol, probablemente causados por el polvo del cometa. La evaluación posterior de estas observaciones proporcionó evidencia de la peculiaridad de una "estructura de escote" (NLS) en la cola de polvo de un cometa, que sólo se obtuvo teóricamente en 1977.

Las observaciones de la evolución del brillo del cometa en el infrarrojo se realizaron entre finales de marzo y mediados de abril de 1970 en el Laboratorio Lunar y Planetario de Arizona. Además, el 31 de marzo de 1970 se realizaron observaciones con un telescopio infrarrojo a bordo de un Learjet.

El 4 de abril de 1970, el cometa Bennett fue medido fotométricamente en el Observatorio O'Brien de la Universidad de Minnesota en el infrarrojo cercano y medio en una longitud de onda de 2-20 μm. Además del continuo de un cuerpo negro de aproximadamente 500 K en longitudes de onda cortas, también se pudo detectar una línea de emisión a 10 μm, que se remonta a los granos de silicato en el polvo del cometa. El resultado de la medición fue confirmado por otra medición el 21 de abril en el Observatorio Nacional Kitt Peak en Arizona.

Con el radiotelescopio del Observatorio Green Bank en Virginia Occidental, a mediados de marzo de 1970 se intentó detectar, durante seis días, la emisión de formaldehído a 4,83 GHz. Asimismo, a finales de marzo de 1970, el radiotelescopio del Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos en Maryland intentó detectar durante cuatro días la emisión de moléculas de agua a 22,2 GHz. En ambos casos no se pudo detectar ninguna emisión de este tipo.

El cometa Bennett estaba destinado a ser fotografiado por la tripulación del Apolo 13 durante su viaje a la Luna. Su primer intento, el 13 de abril de 1970, fracasó. El 14 de abril de 1970, tras completar la maniobra para orientar la nave espacial para un segundo intento, el módulo de servicio de Odyssey se rompió, lo que obligó a cancelar los objetivos científicos de la misión y al aterrizaje en la superficie lunar.

• Cometography.com
• Simulación orbital de JPL (Java) / Ephemeris