El porqué de una dispersión de datos en un cometa

C/2015 V2 (Johnson) – Una cuestión metodológica : La influencia de la cola en las estimaciones visuales de magnitud.

Autor: Juan José González Suárez (España). Colaborador de la Sección Cometas de la LIADA.

A lo largo del mes de Abril de 2017, se ha ido evidenciando una progresiva dispersión de las estimaciones visuales de la magnitud total m1 del C/2015 V2, recogidas por diversos observadores con variados instrumentos, dentro del intervalo aproximado 7.5 – 10.5.

Estas amplias dispersiones han ocurrido frecuentemente para cometas débiles de amplia coma difusa (GC = 0 – 1 – 2), por la influencia de diversos factores: experiencia del observador, calidad del cielo, efectos instrumentales (apertura, aumentos), etc. Pero no es éste el caso presente del C/2015 V2, cometa de mayor grado de condensación (4 – 5 – 6).

En la opinión de quien suscribe, hay otro importante factor que considerar : el efecto del brillante tramo interno de la cola de polvo, cercano a la coma, que constituye una destacada característica de la morfología del cometa, como muestran las imágenes CCD del periodo citado.

Esto constituye una relevante cuestión metodológica, que ha sido tratada por Daniel Green en su “Guide to Observing Comets” (International Comet Quarterly – ICQ, 1997). Sigue una traducción adaptada y parcial del párrafo del texto relativo a dicho tema:

“Ha habido cierto debate sobre si, además de la coma, debería incluirse la cola en la obtención de la magnitud total de un cometa. El equipo editorial del ICQ adoptó en 1986 la siguiente definición para la MAGNITUD TOTAL VISUAL m1: Ésta recoge el brillo integrado de toda la coma (pero no la cola) que es visible sobre el fondo de cielo, obtenida con el instrumento de menor apertura con el que es posible detectar al cometa con facilidad. Sin embargo, en algunos casos, puede ser difícil distinguir o separar de la coma al brillante tramo interno de la cola (si existe), para la estimación de la magnitud. En tales casos, el observador debe estimar el “verdadero” tamaño de la coma, observando la curvatura general de la parte de la coma contraria al sentido de la cola, y extender dicha curvatura a través de la cola, completando el perímetro, lo que quizás no sea siempre una tarea fácil, pero sí en la mayoría (aunque no todos) los casos, en que el brillo de la cola decae abruptamente al alejarse de la coma visible.”

Quien suscribe ha estado siguiendo al C/2015 V2 desde el 6 de Septiembre de 2016 (m1=13.4), hasta el presente (final de Abril de 2017). El efecto de este “brillante tramo interno de la cola” ha sido obvio en mis recientes observaciones con binoculares, tal como:

Observación del C/2015 V2 (Johnson)
2017 Abril 28.12 UT: m1=9.2, Dia.=4′, DC=5, Tail: 0.2 deg. in PA 300 deg, 20 cm SCT (77x). (Puerto de Aralla, León, España, Altitud : 1530 m.) [En binoculares 10×50: m=7.7 para la coma + tramo interno de la cola. Método de Sidgwick. Estrellas de comparación Tycho-2. Fondo de cielo medido con SQM: 21.6 en el zenit]

En resumen: el brillante tramo interno de la cola de polvo es una destacada característica morfológica del C/2015 V2. Las estimaciones de magnitud realizadas mediante pequeños instrumentos (tal como binoculares) con bajo aumento pueden dificultar el distinguir o separar de la coma al brillante tramo interno de la cola, a efectos de la estimación de la m1, resultando una magnitud más “brillante” que la que correspondería solamente a la coma.

Juan José González Suárez.


Curva de Luz trazada por Luis Mansilla con los datos observacionales recibidos en la Sección Cometaria de la LIADA.

Comentario: a raíz de la alta dispersión mostrada en los datos y posteriormente al gráfico tradicional de magnitud visual versus la fecha se visualiza claramente justamente esto. Y comienzan las preguntas, ¿cual es o cuales son las razones que hacen las diferencias entre las observaciones?. Suele decirse que son los instrumentos muy disimiles que se utilizan, las diferentes condiciones climáticas, de la contaminación creciente, de mayor o menor experiencia y de los criterios y/o métodos aplicados. Por ese motivo le he pedido al amigo Juan José de su valiosa opinión. Tema que también se expone y debate en los grandes foros cometarios internacionales.

Fórmula fotométrica: Ho=6.5, n=3.0

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Acerca de Luis Mansilla

Espacio dedicado al estudio y observación de estos Cuerpos Menores del Sistema Solar.

Publicado el 03/05/2017 en C/2015 V2 (Johnson) y etiquetado en . Guarda el enlace permanente. Comentarios desactivados en El porqué de una dispersión de datos en un cometa.

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