La gran actividad del cometa 29P/Schwassmann-Wachmann 1
 
 
 
 
 
 


 

Varias series de medidas fotométricas y astrométricas son presentadas para el cometa 29P Schwassmann - Wachmann 1 (29P/SW 1) a distancias heliocéntricas de 5.1 (UA) . A pesar de la gran distancia al Sol, este cometa presenta una actividad inesperada e irregular. Su brillo  ha cambiado  hasta cuatro órdenes de magnitud durante las explosiones detectadas en el año 2002   . Hasta ahora, ninguna teoría generalmente aceptada puede  explicar este comportamiento. En este trabajo se pretender reflejar el comportamiento de este cometa tal y como se ha observado por astrónomos aficionados utilizando un novedosos método de estimación fotométrica.

 

Introducción 
Ahora sabemos que los cometas son partículas de hielo y roca,  que de vez en cuando entran al sistema solar de algún sitio externo (presumiblemente de la  Nube de Oort). Estos cuerpos algunas veces realizan su viaje periódicamente atrapados por el Sol. Cuando los cometas se acercan a nuestro astro rey, el calor hace evaporar sus componentes. El núcleo de gas y el polvo forman largas colas  que podemos ver desde la Tierra. Estas colas a veces pueden extenderse decenas de millones de kilómetros. 
Existe un grupo de cometas que están atrapados en  órbitas  elípticas, en general con poca inclinación  con respecto al plano de la eclíptica y siguiendo un movimiento directo. Este grupo de cometas, llamados la familia de Júpiter, se encuentran  dando vueltas entre  Júpiter y el Sol, y tienen períodos orbitales por debajo de 20 años. 

El descubrimiento del cometas 29P/Schwassmann-Wachmann 1.- 
Los Astrónomos, Arnold Schwassmann y Arno Arthur Wachmann, desde el observatorio Bergedorf, Alemania, descubrieron este cometa sobre fotografías expuestas el 15 de noviembre de 1927. El cometa estaba cerca de la magnitud 13.5,en las  siguientes noches, empezó a perderse rápidamente. Cuatro años después, en 1931, Karl Reinmuth chequeando placas fotográficas expuestas  el 4 y 5 de marzo de 1902, se detectó el cometa cerca de la magnitud 12. 

La órbita.- 
Este es uno de los pocos cometas que su órbita  esta situada entre la órbita de Júpiter y de Saturno y sufre explosiones esporádicas que pueden aumentar varias magnitudes en pocos días. La órbita casi circular de este cometa nos indica que lleva mucho tiempo en esa zona del sistema solar. La magnitud del cometa ronda  la magnitud   16 en el perihelio y sobre la 19 en el afelio. En algunas ocasiones se  ha podido ver el cometa en la magnitud 10. 
Cuando se descubrió su órbita tenía una excentricidad cercana a  0.15 y un periodo de revolución de 16.4 años. En la actualidad la órbita ha cambiado teniendo una excentricidad de 0.04 y  un periodo de revolución de 14.6 años. 
 
 

Epoch =2004 Julio 14.0 TT
Epoch =1925 Mayo10.0 TT
T=2004 Julio 10.82831
T= 1925 Mayo7.84310 TT
Peri. =48.95625
Peri. = 359.08846
Node=312.71559(2000.0)
Node= 323.77275(2000.0)
Inc.9.39206
Inc.=9.44022
q=5.7235781AU
q =5.4749746 AU
e=0.0441701
e =0.1531798
a=5.9880717AU
a =6.4653327 AU
n' =0.06726259
n'=0.05995394
P=14.653años
P = 16.439 años
 

 
 

Estimación de la magnitud 
Generalidades.- 
La determinación del brillo ha sido una de las metas más importantes de los observadores de cometas. El desafío de hacer estimaciones fiables ha sido enorme puesto que estamos midiendo fuentes no puntuales en  movimiento con respecto a las estrellas del fondo. La mayoría de las estimaciones de las magnitudes de un cometa han sido hechas por métodos visuales o fotográficos. Sin embargo, en los últimos años se están utilizando diferentes métodos para estimar la magnitud: 
· Estimaciones fotográficas con grandes aumentos por Elizabeth Roemer (estimación nuclear m2) 
· Método de la  substracción de la coma de  James Scotti (Spacewatch).m2 
· Estimaciones  por otros astrónomos profesionales que usan CCD conectadas a telescopios grandes (m2). David Jewitt ,Licandro y otros. 
· Estimaciones con  cámaras CCD por aficionados. Diferentes métodos. 
· Observaciones visuales de aficionados con pequeños telescopios y prismáticos  (m1)

La magnitud (m1). 
La mayoría de las magnitudes obtenidas de los cometas se han referido a la magnitud total de la coma (m1) que rodea el núcleo del cometa. Esto tipo de medidas se les ha llamado ' ' magnitudes totales (m1)  ''. Beyer fue uno de los pioneros en intentar determinar visualmente las magnitudes  de los cometa durante los años 30. Por otro lado, existe una magnitud más precisa (para el núcleo del cometa) que es la  magnitud nuclear (m2). Una de las personas que empezaron  en determinarla fue Elizabeth Roemer  que ha estimado  las magnitudes nucleares durante  más de 25 años. 

Magnitud nuclear (m2). 
La magnitud nuclear se puede definir  como la magnitud total del cometa cuando este tiene un aspecto estelar. Se puede estimar la magnitud nuclear midiendo el flujo total dentro de una caja pequeña centrada en el pico más brillante. Desafortunadamente, tales medidas tienen poco significado físico. Si uno desea conseguir una buena estimación tiene que  medir solamente la luz reflejada por el núcleo sólido del cometa; es decir, ningún rastro de la coma  debe ser detectado. Dado la pequeñez del núcleo y de la distancia en los cuales se observa generalmente, casi siempre aparecerá algo de contaminación de la coma en las estimaciones. Las observaciones realizadas con magnitud nuclear m2 son generalmente las más débiles y las más difíciles de obtener. Sin embargo, esto no tiene una garantía de  que sus medidas represente los núcleos reales de los cometas. 

La estimación de la magnitud con el método 10X10. 
Los observadores han medido el brillo en un diámetro de 10"x10" segundos de arco, para todas las medidas. El cual es lo suficientemente pequeño para que se pueda detectar variaciones fotométricas pequeñas provocadas por la actividad del núcleo. El problema al usar  una abertura fotométrica fija es la observación de porciones cada vez menores de la coma, según el cometa se va acercando a la Tierra; por lo tanto, se debe de corregir este efecto para poder realizar un análisis correcto de los datos. Debemos tener en cuenta de todas formas que para cometas brillantes, es decir, con una coma de grandes dimensiones, son preferibles aberturas grandes, pero el riesgo de obtener medidas contaminadas por estrellas de fondo es grande. Para obtener información fotométrica  de calidad, esta debe de haber sido corregida previamente de corriente de oscuridad y aplanamiento de campo. 

Se pueden encontrar todos los datos técnicos del método 10x10 en:  
 http://usuarios.lycos.es/obscometas/_10X10/inicio.htm
 
 
 
 
 
 

Técnicas de Observación.-  
Los datos aquí presentados están obtenidos por diferentes tipos de instrumentación. 
 
 

Estación IAU 
Observador
Telescopio
Comparación  
Fotométrica
213
Ramón Naves Montse Campas
SC 0.30+CCD
R
232
Esteban Reina
SC 0.25+CCD
R
235
Ligustri Rolando
New0.35+CCD
R
442
Albert Sanchez
SC 0.30+CCD
R
445
Miquel Camarasa
SC 0.20+CCD
R
458
Diego Rodríguez
SC 0.20+CCD
R
844
Fernanda Artigue
New0.35+CCD
R
939
Julio Castellano
SC 0.20+CCD
R
952
Josep Julià
SC 0.25+CCD
R
J 87
Juan Lacruz
SC 0.30+CCD
R
J 91
Carles Pineda
SC 0.25+CCD
R
J 97
Toni Climent
SC 0.25+CCD
R

 
 


Observadores visuales 
V02 Rafael Benavides Palencia. Telescopio, SC 23cm f/10 
V03 Carlos Labordena Barceló. Telescopio, SC 20-cm f/10 
V04 Carlos Segarra García. Telescopio, Newton 25cm f/5 
V09 Maciej Reszelski 
Se pueden encontrar los datos tecnicos de los observadores en: 
 http://personals.ip.ictonline.es/+mcampas/lista-obs/datos.html

Catálogos Usados. 
Una de las  fuentes para realizar fotometría son los catálogos. En observaciones realizadas con varios tipos de  catálogos hemos obtenido resultados diferentes. El Guide Star Catalog(GSC), es una digitalización de las cartas de las placas fotográficas del Palomar Observatory Sky Survey (POSS). Este catalogo tiene la magnitud de 15 millones de estrellas, aunque su precisión con magnitudes  de estrellas no es muy fiable. Un catálogo que  es más fiable es el compilado por el  United States Naval Observatory (USNO) contiene la posición y magnitud, con filtro rojo estándar, de 500 millones de estrellas hasta la magnitud 23. 
Se ha analizado el error  que se obtiene utilizando el catálogos USNO con  magnitudes  R. Los resultados preliminares de una muestra de estrellas son los siguientes: 
Fotometría con el catálogo USNO R 
· El 57% de las estrellas tienen un error inferior de 0.2 décimas. 
· El 43% de las estrellas tienen un error de más de 0.2 décimas 

Tipo de catálogos utilizados.
TIPO
ESTRELLAS  R
Guide 8
GSC +USNO
Astroart
GSC+USNO
The Sky
GSC+USNO
Curva de Luz del cometa Schwassmann-Wachmann 1. 

Los datos que  han llegado a la lista de "Cometas_Obs"   son los siguientes: 

278 observaciones CCD 
12 observaciones visuales 
30 Imágenes CCD

La curva de luz ha sido representada como magnitud corregida por la distancia a la Tierra frente al tiempo. Con los datos observacionales se pueden ver las diferentes explosiones que ha sufrido el cometa a lo largo del año. 
Las posibles variaciones cíclicas que nos pueden marcar el periodo de rotación están enmascaradas, pero en cambio podemos ver las variaciones de más de una magnitud que probablemente se corresponden a las explosiones de los depósitos  de hielo CO2  (Dióxido de Carbono) y CH4 ( Metano) que el Sol calienta gradualmente. 
 

 
Curva realizada por Julio Castellano
 
 

 
 
 
 
 

La coma. 
La coma del cometa  es un halo de materia  que rodea el verdadero núcleo del cometa. La coma y la cola es realmente todo lo que vemos desde la Tierra. La forma y el tamaño de la coma pueden variar para el mismo cometa durante su aparición. La forma depende de la distancia del cometa del Sol y la cantidad relativa de polvo y la producción de gas. Para cometas  que producen poco polvo, la coma es por lo general esférica. Los cometas, que producen grandes cantidades de polvo, suelen tener  forma de abanico o parabólico. Esto es porque tiene granos de polvo de diferente tamaño. El polvo más grande es expulsado a lo largo del camino orbital del cometa mientras el polvo más pequeño es apartado del Sol por la presión ligera de la luz. Con una distribución de los tamaños de los granos de polvo, una forma en  abanico se considera típica. 

Diámetro de la coma 
Por lo general el diámetro de la coma se da en  minutos de arco (´) si su coma aumenta considerablemente se puede dar en grados . Si la coma es alargada, la medida representa la dimensión más pequeña de esta. 
En la tabla adjunta  hemos puesto el diámetro real de la coma del 29P,como función de la distancia a la Tierra, calculada a partir del diámetro angular medido en las imágenes CCD. Las imágenes obtenidas para medir la coma han tenido siempre la misma exposición y se han utilizado lo mismo valores de cielo para calcular el tamaño relativo. 
Se puede apreciar una relación entre el brillo del cometa y el diámetro de la coma. 
En seguimientos continuados hemos podido observar que siempre presenta una coma alrededor del núcleo variando de tamaño de unos días a otros. 
 
 
 

Cometa
Año
Mes
Día
Coma
Kms
Distancia 
(UA)
29P
2002
7
2.05
0.55
196.847
4.9347
 
2002
8
4.95
0.28
87.084
4.8028
 
2002
8
10.95
0.70
244.267
4.8113
 
2002
8
31.89
0.25
89.254
4.9225
 
2002
9
9.93
0.45
163.367
5.0055
 
2002
10
6.86
0.35
135.785
5.3491
 
2002
10
17.88
0.35
140.014
5.5157
 
2002
10
27.82
0.20
82.261
5.6710
 
2002
10
29.84
0.40
165.442
5.7027

 

Conclusión.- 
· Se han obtenido 278 observaciones CCD, 12 observaciones visuales y más de treinta imágenes CCD de gran calidad. 
· La curva de luz obtenida es atípica para un cometa estándar por lo que se puede pensar que su núcleo contiene depósitos de gases que le proporciona un brillo inusitado al cometa. 
· Se puede observar una posible correlación entre el aumento significativo de brillo y el diámetro de la coma. 
Es importante señalar que no existen  muchos cometas con este nivel de actividad a largas distancias heliocéntricas 6 UA. En efecto, otro objeto del sistema solar exterior, es el  asteroide-cometa Quirón, con una órbita entre Saturno y Urano, se le ha detectado coma alrededor del núcleo en 1989 -. 
 

Agradecimientos.- 
Este trabajo no hubiera podido salir a la luz sin la colaboración de todos los que mandan sus observaciones a la lista de Cometas_Obs .  http://usuarios.lycos.es/obscometas/ 

Así mismo, estoy agradecido a  Julio Castellano, por su colaboración en los gráficos. 
Las observaciones de astrometría, fotometría e imágenes se pueden conseguir en: 
 http://usuarios.lycos.es/obscometas/29P/web.htm 
 

Diego Rodríguez 
Miembro de la lista "COMETAS_OBS" 
Estación IAU 458