C / 2013 A1 (Resorte de revestimiento)

C / 2013 A1 (Resorte de revestimiento) [i]
Comet Siding Spring cerca de Marte el 19 de octubre de 2014 (fotomontaje)
Comet Siding Spring cerca de Marte el 19 de octubre de 2014 ( fotomontaje )
Propiedades de la órbita ( animación )
Época:  de abril de 2 ª, 2016 ( JD 2,457,480.5)
Tipo de órbita hiperbólico
Véase el cap. Orbita
Excentricidad numérica 1.000086
Perihelio 1.400 AU
Inclinación del plano de la órbita 129,0 °
Perihelio 25 de octubre de 2014
Velocidad orbital en el perihelio 35,6 km / s
historia
Explorador Robert H. McNaught , Observatorio de Siding Spring
Fecha de descubrimiento 3 de enero de 2013
Fuente: A menos que se indique lo contrario, los datos provienen del navegador de base de datos de cuerpos pequeños de JPL . Tenga en cuenta también la nota sobre los artículos sobre cometas .

C / 2013 A1 (Siding Spring) es un cometa que solo se pudo observar con instrumentos ópticos en 2014. En octubre de 2014, pasó por el planeta Marte a una distancia inusualmente corta de alrededor de 140.000 km .

Descubrimiento y observación

El cometa fue descubierto por el astrónomo australiano Robert H. McNaught en el Observatorio Siding Spring en Nueva Gales del Sur con la ayuda de un telescopio Schmidt de 51 cm en imágenes que tomó el 3 de enero de 2013, poco antes de la medianoche ( hora local ) a Brightness de aproximadamente 18,5 mag. Poco después, el descubrimiento fue confirmado por nuevas observaciones en un observatorio en Argentina . Posteriormente, el cometa ya pudo ser determinado en registros realizados el 4 de octubre y 21 de diciembre de 2012 por Pan-STARRS y el 8 de diciembre de 2012 por Catalina Sky Survey . Cuando se descubrió, el cometa estaba a 7,2  AU del Sol y a 6,5 ​​AU de la Tierra .

En el curso posterior de 2013, el cometa fue fotografiado en numerosos observatorios. La primera observación visual a través de un telescopio solo se realizó en diciembre de 2013 en Nuevo México con un brillo de 14 mag. Incluso durante la mayor parte de 2014, el cometa siguió siendo objeto de observación principalmente en el hemisferio sur . El 3 de septiembre, el cometa pasó por el polo sur celeste a una distancia de unos 15 ° para los observadores . A fines de julio de 2014, el brillo había aumentado a alrededor de 10 mag y el cometa ya no era significativamente más brillante hasta el acercamiento más cercano a la Tierra a principios de septiembre. Inicialmente, el brillo se redujo rápidamente a alrededor de 12 mag, pero luego volvió a subir brevemente a 9 mag en noviembre debido a un brote de actividad.

El cometa en el hemisferio norte solo se pudo observar en el cielo de la mañana a principios de 2015, pero para entonces su brillo ya había disminuido nuevamente. Las últimas fotos de él fueron tomadas a fines de enero de 2017 con un brillo de 20 mag.

Flyby Mars

Utilizando los datos de las observaciones antes del descubrimiento de McNaught, se pudo hacer rápidamente un cálculo inicial de la órbita del cometa, y solo dos semanas después del descubrimiento quedó claro que el cometa tendría un encuentro muy cercano con Marte. En este encuentro, alrededor del 19 de octubre de 2014, el cometa se acercaría a Marte a una distancia corta de poco más de 100.000 km y el polvo que acompaña al cometa podría desencadenar fuertes lluvias de meteoritos en su atmósfera. Incluso se ha considerado una colisión con Marte.

Con la disponibilidad de elementos orbitales cada vez más precisos , era posible estimar a principios de 2014 que el cometa sobrevolaría Marte en poco menos de 140.000 km. Sin embargo, el polvo que acompañaba al cometa suponía una amenaza para los diversos satélites que orbitaban Marte, por lo que la NASA trabajó para influir en las órbitas de los satélites para que estuvieran en el lado más alejado de Marte cuando se acercaran al más cercano.

Debido a la proximidad, hubo predicciones de que el cometa podría alcanzar un brillo de más de -8 mag cuando se ve desde Marte. Por lo tanto, se planeó observarlo con todas las posibilidades de observación disponibles desde el espacio y desde la superficie de Marte. Se suponía que el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) tomaría imágenes del núcleo del cometa desde la órbita . Desde la superficie de Marte, se suponía que los rovers Curiosity y Opportunity estarían atentos a los meteoritos para estudiar los efectos de las partículas de polvo en la atmósfera marciana .

Cuando el cometa sobrevoló Marte el 19 de octubre de 2014 a las 18:27 UT a la alta velocidad relativa de 56.0 km / s (201,000 km / h) y a una distancia de aproximadamente 140,100 km, no fue solo con el Hubble - Space Telescopio (HST) desde la órbita terrestre, pero también observado por las sondas espaciales Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Odyssey y MAVEN , así como por los rovers de Marte Curiosity y Opportunity. Su brillo en el cielo marciano apenas excedió -3 mag. Aunque las sondas espaciales pudieron fotografiarlo, las imágenes mostraron poco más que un objeto borroso, probablemente también porque estaban en el lado de Marte alejado del cometa. La sonda espacial MAVEN pudo observar una intensa lluvia de meteoritos. A partir de las grabaciones con el instrumento HiRISE ( High Resolution Imaging Science Experiment ) a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter, se obtuvo un diámetro del núcleo cometario de entre 400 y 700 m. Además de las sondas de Marte de la NASA antes mencionadas , las sondas espaciales Mars Express (MEX) de la ESA y la Mars Orbiter Mission (MOM) de ISRO también se ubicaron en Marte.

Evaluación científica

El cometa Siding Spring fue un cometa activo promedio, que tampoco se acercó mucho al sol o la tierra. Por tanto, las investigaciones científicas generales se limitaron a unos pocos experimentos.

A finales de marzo de 2013, cuando el cometa todavía estaba a 6,5 ​​UA de distancia del sol, su emisión térmica podía medirse con el fotómetro PACS a bordo del telescopio espacial Herschel . En este punto, el cometa ya estaba en coma con un radio de 50.000 km. Se dedujo la tasa de producción de polvo y se estimó que la actividad del cometa comenzó seis meses antes a una distancia de aproximadamente 8 AU del Sol.

Comet Siding Spring el 27 de marzo de 2014, imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble

El cometa fue observado en tres ocasiones en octubre de 2013, así como en enero y marzo de 2014 con la Cámara de Campo Amplio 3 (WFC3) del Telescopio Espacial Hubble, cuando aún estaba a 4.6-3.3 AU del Sol. Las tasas de producción de polvo y el color de la coma se pudieron determinar en los respectivos tiempos de observación. Para el tamaño de los granos de polvo, se estimaron valores de 1 a 10 µm. También se observaron dos chorros de polvo que emanan del cometa, de cuyas posiciones cambiaron con el tiempo se derivaron dos posibles orientaciones del eje de rotación del núcleo del cometa.

La actividad del cometa también fue monitoreada sistemáticamente por el Telescopio Ultravioleta / Óptico (UVOT) a bordo del satélite Swift durante un período desde noviembre de 2013, cuando el cometa estaba a 4.5 AU del Sol, hasta su perihelio en octubre de 2014. Se podrían determinar las tasas de producción de agua y CO 2 , así como sus cambios temporales. Como parte de la misión NEOWISE , el cometa también fue observado en el infrarrojo en enero, julio y septiembre de 2014 . Su actividad aumentó significativamente entre enero y julio, pero volvió a disminuir hasta septiembre. Se determinaron las tasas de producción de polvo, CO y CO 2 .

Con la Plataforma de Observación de Globos para Ciencias Planetarias (BOPPS), que se lanzó en Nuevo México a fines de septiembre de 2014 , se pudo observar el cometa con un telescopio desde la estratosfera y se pudo determinar la tasa de producción de agua. La tasa de producción de OH también se midió en el Radio Observatorio de Nançay en la primera quincena de octubre .

Con el telescopio TRAPPIST en el Observatorio La Silla , el cometa fue detectado desde septiembre de 2013, cuando aún se encontraba a poco menos de 5 UA del Sol, primero hasta principios de abril de 2014 y luego nuevamente desde finales de mayo hasta mediados de noviembre. unas semanas después de su perihelio, se observa con regularidad. Se determinaron las tasas de producción de OH, NH, CN, C 3 , C 2 y polvo. Con la FORS2 espectrómetro en el Very Large Telescope de la European Southern Observatory , se registraron espectros de la coma cometaria entre julio y septiembre de 2014 y los de producción tasas de CN y C 2 fueron derivados de ellos. Ambos métodos de medición mostraron una buena concordancia. La evaluación de la producción de polvo inicialmente mostró un lento aumento hasta que se alcanzó un máximo a una distancia de 4.3 AU del sol y luego se registró una disminución nuevamente. Desde finales de mayo se inició un segundo movimiento ondulatorio, con un máximo a mediados de julio en torno a 2,0 AU de distancia solar y un ligero descenso posterior, que se prolongó hasta el perihelio del cometa. Entre el 7 y el 11 de noviembre, los datos mostraron un aumento repentino de la actividad, ya que tanto la producción de polvo como la de gas se multiplicaron por 5 en cuestión de días, antes de volver a disminuir después del 12 de noviembre.

En el período previo al encuentro con Marte

En contraste, se llevaron a cabo significativamente más investigaciones científicas antes de la aproximación cercana del cometa a Marte. Un encuentro tan cercano de un cometa con Marte (dentro de 50 radios marcianos) probablemente solo ocurra una vez cada 100.000 años, por lo que se deberían obtener nuevos conocimientos sobre la dinámica del cometa y su interacción con el planeta durante este evento nunca antes observado, que Es por eso que muchos proyectos de investigación comenzaron algún tiempo antes del encuentro real del cometa con Marte y luego continuaron más allá.

Un año antes del encuentro real, estaba claro por los elementos orbitales conocidos del cometa en ese momento que no habría colisión, pero la capa de polvo del cometa provocaría un flujo de partículas en las inmediaciones de Marte. Con las mediciones de partículas realizadas por sondas espaciales en el cometa Halley y el cometa 81P / Wild 2 , las condiciones para Comet Siding Spring también se estimaron utilizando cálculos de modelos. En particular, se consideró el peligro de las sondas que orbitan alrededor de Marte por el impacto de las partículas de polvo. Otro cálculo de modelo de noviembre de 2013 llegó a la conclusión de que el sobrevuelo del cometa durante un período de aproximadamente 5 horas en Marte causaría una tormenta de meteoros con una tasa horaria cenital (ZHR) de casi 5 mil millones que nunca antes se había observado en la Tierra. La sonda Mars Express sería impactada por alrededor de 10 partículas de más de 100 µm. A partir de esto, se formuló una advertencia concreta a todos los operadores de satélites que orbitan alrededor de Marte.

A finales de diciembre de 2013 se confirmó que el cometa se acercaría a Marte a una distancia de unos 40 radios marcianos. Dado que el cometa ya mostraba actividad a finales de 2012, las partículas más grandes podrían haberse desprendido de él cuando estaba a más de 7 AU del sol. Según simulaciones con medidas más recientes, el cono de polvo que conlleva el cometa no se acercaría más a los 20 radios de Marte si se asumen propiedades similares a las observadas con el cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko . Por lo tanto, no es de esperar un bombardeo masivo de Marte por meteoroides después y el peligro para los satélites es bastante bajo. Una influencia de la fuerza gravitacional de Marte en la cola del cometa tal vez debería ser observable desde la Tierra.

En marzo de 2014, el modelado del movimiento de granos de polvo de varios tamaños mostró que la mayoría de ellos volarían más allá de Marte. Los resultados de la medición conocidos hasta entonces indicaron velocidades de expulsión del polvo del núcleo del cometa más bajas (aproximadamente 1 m / s) de lo que se suponía anteriormente, de modo que solo un pequeño porcentaje de los granos de polvo podría llegar a Marte aproximadamente 1 ½ horas después del núcleo del cometa había pasado, especialmente los granos de polvo de tamaño milimétrico que se separaron del cometa cuando estaba a 9 UA o más del Sol. Incluso teniendo en cuenta las fuerzas no gravitacionales sobre el cometa (que aún no eran cuantificables en ese momento) no cambiaría fundamentalmente esta evaluación. Debido al bajo flujo de partículas en las inmediaciones de Marte, el peligro de los satélites ahora se ha evaluado como bajo. Sin embargo, hasta 10 millones de granos de polvo con una masa de 100 kg aún podrían llegar a Marte; para un observador hipotético en Marte, esto representaría una lluvia de meteoritos con una ZHR de como máximo 600 durante unos 25 minutos.

Pero además de las partículas de polvo, los gases del coma cometario también llegarían a la atmósfera marciana. Las moléculas de agua se desintegrarían inmediatamente en sus átomos debido a la alta velocidad del impacto, lo que podría conducir a un aumento de la temperatura de la atmósfera marciana superior en 30 K y una duplicación del contenido de hidrógeno . Estos efectos pueden durar varias horas. También los átomos de oxígeno ionizados (O + ) podrían ser sacados por el viento solar de la coma en la atmósfera marciana. El polvo cometario también podría provocar un aumento significativo de metales en la atmósfera de Marte. Como ejemplo, se hizo una estimación de la cantidad de magnesio introducida en su ionosfera . Sin embargo, el evento sería un "negocio con pérdidas" para Marte, porque en total, alrededor de 10 t de gases podrían salir de la atmósfera marciana cuando pasara el coma cometario, mientras que a cambio solo alrededor de 1 t de cometa. el material se depositaría en él. Estas predicciones podrían verificarse críticamente unos días antes de la aproximación del cometa a Marte mediante la observación de la coma de hidrógeno, que se extendía hasta 20 millones de km en el espacio, con el Espectrógrafo Ultravioleta de Imágenes (IUVS) a bordo de la sonda espacial MAVEN. También se analizó la distribución de la velocidad de los átomos de hidrógeno y se derivó una tasa de producción de agua a una distancia de 1,5 AU del sol.

Durante y después del encuentro con Marte

Nunca antes había sido posible observar un cometa desde tan cerca; el sobrevuelo cercano de Marte ofreció la oportunidad única de observar el núcleo de un cometa de largo período y su rotación en detalle con los instrumentos en las inmediaciones . Por tanto, en los días previos al encuentro con Marte, se calcularon los elementos orbitales más precisos del cometa a partir de las medidas astrométricas de la Tierra. La posición del cometa también se midió con precisión nuevamente el 7 de octubre de 2014 con la cámara HiRISE a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter. Resultó que las fuerzas no gravitacionales sobre el cometa eran más fuertes de lo que se esperaba anteriormente, por lo que se determinaron una vez más los elementos orbitales mejorados. A continuación, se podría desarrollar un modelo basado en chorros de gas giratorios a partir de las desviaciones en el movimiento del cometa después del encuentro con Marte, que describe mejor las perturbaciones no gravitacionales en el movimiento del cometa, y se puede estimar la alineación del eje de rotación del cometa. hecho.

Después de que el cometa ya había sido observado varias veces con el Telescopio Espacial Hubble mientras se acercaba al Sol, la tasa de producción de polvo y el color de la coma se midieron nuevamente durante su sobrevuelo en Marte los días 19 y 20 de octubre. Un período probable de rotación del núcleo de aproximadamente 8 horas se derivó de las fluctuaciones periódicas en el brillo . Los chorros de polvo previamente observados habían cambiado cuando se volvieron a observar, por lo que una posible explicación se derivó de los procesos de desgasificación variables como reacción a la radiación solar modificada en el núcleo cometario giratorio.

Tras las predicciones de que el polvo del coma cometario penetraría en la atmósfera de Marte, el interés se centró particularmente en determinar los efectos de este proceso. Tres de los satélites que orbitan alrededor de Marte pudieron observar la entrada de material cometario en la atmósfera marciana y los efectos asociados:

  • Con el instrumento SHAllow RADar (SHARAD) a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter, se encontró un aumento significativo en la ionización en la ionosfera en dos observaciones dentro de las 10 horas posteriores a la aproximación más cercana del cometa en el lado nocturno de Marte. La altura de la capa sobre la superficie de Marte y el tipo de iones involucrados no pudieron determinarse en este experimento.
  • Sin embargo, esto se logró con el Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding (MARSIS) a bordo de Mars Express, que determina la altura de la inusual capa ionosférica en dos mediciones aproximadamente 7 y 14 horas después de la aproximación más cercana del cometa a 80-100 km. podría ser.
  • Las mediciones con el espectrómetro de masas de gases neutrales e iones (NGIMS) a bordo del MAVEN en las horas posteriores al paso del cometa mostraron una concentración significativa de 12 iones metálicos, incluidos en particular Na + , Mg + , en comparación con las mediciones comparativas de unas horas antes a una altitud de unos 185 km , Fe + , K + , Mn + , Ni + y Al + , y posiblemente también Si + y Ca + - todos elementos que se encuentran en abundancias relativas similares en las condritas carbonáceas . Los iones metálicos se pudieron detectar en forma concentrada durante unas horas antes de que probablemente se distribuyeran en la atmósfera marciana superior por transporte del viento.
  • Con el espectrógrafo ultravioleta de imágenes de MAVEN (IUVS) también fue posible detectar las líneas de emisión de Mg + y Fe + 6 horas después del paso del cometa , que no estaban presentes anteriormente. La mayor concentración de iones de Mg se encontró a una altitud de alrededor de 120 km. Contrariamente a algunas predicciones, las partículas de polvo que llegaban a la atmósfera marciana tenían un tamaño de 1 a 100 µm según los cálculos del modelo y la masa total de polvo depositado en Marte se estimaba en 3 a 16 t, un observador hipotético tendría un meteoro ducharse con una ZHR de 20.000 a 100.000 durante más de una hora puede mirar.

Cuando la nube de gas de la coma del cometa pasó sobre Marte, el magnetómetro (MAG) y el analizador de iones de viento solar (SWIA) a bordo de MAVEN también observaron efectos significativos en la magnetosfera y la atmósfera superior del planeta, comparables al impacto de una fuerte tormenta solar. El instrumento de Partículas Energéticas Solares (SEP) a bordo de MAVEN y el Detector de Neutrones de Alta Energía (HEND) a bordo de Mars Odyssey también detectaron partículas energéticas, presumiblemente iones O + , durante el tiempo en que Marte se movía en la coma cometaria , a las que se ingresó entre 105 y 120 km de altitud en la ionosfera, también en un grado comparable al que causaría una fuerte tormenta solar.

Orbita

En la base de datos de cuerpos pequeños del JPL se dan elementos de órbita de una órbita temporalmente hiperbólica , que se derivaron de 449 datos de observación durante un período de tres años y medio y que modelan las fuerzas no gravitacionales de dos chorros de gas discretos. En cambio, la siguiente información se basa en elementos orbitales del Minor Planet Center , que se determinaron a partir de 3037 datos de observación durante un período de 4 ¼ años.

En consecuencia, el cometa se mueve en una órbita elíptica muy alargada , que está inclinada alrededor de 129 ° con respecto a la eclíptica . La órbita del cometa está muy inclinada a los planos de los planetas y corre en la dirección opuesta ( retrógrada ) como estos a través de su órbita. En el punto más cercano al Sol ( perihelio ), por el que pasó el cometa el 25 de octubre de 2014, se encontraba a una distancia de 209,2 millones de kilómetros del Sol en el área comprendida entre las órbitas de la Tierra y Marte. El 5 de septiembre, ya había alcanzado la aproximación más cercana a la Tierra, a 133,3 millones de km (0,89 UA). El 19 de octubre pasó por Marte a una distancia extremadamente corta de sólo 140,100 km (que corresponde a un poco más de un tercio de la distancia media entre la Tierra y la Luna ) y el 29 de noviembre pasó por Venus a 135,2 millones de km de distancia.

Según los elementos orbitales, según lo especificado por el Minor Planet Center y que también tienen en cuenta las fuerzas no gravitacionales sobre el cometa, su órbita aún tenía una excentricidad de aproximadamente 0.99994 y un eje semi-mayor de mucho antes de su paso por el interior. sistema solar en 2014 alrededor de 22.000 AU (corresponde a unos ⅓ años luz ), por lo que su período orbital fue de más de 3 millones de años. El cometa llegó como un cometa "nuevo dinámico" de la nube de Oort, posiblemente por primera vez cerca del sol.

Debido a la atracción gravitacional de los planetas, especialmente durante el paso cercano a Marte, pero también al acercarse a Júpiter el 16 de mayo de 2013 a una distancia de poco menos de 4 ¼ AU, a Saturno el 18 de febrero de 2014 a un poco más de 8 ½ AU, y una vez más en Júpiter el 24 de enero de 2016 hasta aproximadamente 3 ¾ AU, su excentricidad orbital se reduce a aproximadamente 0.99979 y su semieje mayor a aproximadamente 6700 AU, por lo que su período orbital se acorta a aproximadamente 550,000 años. .

enlaces web

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