Archivo de la categoría: Comet News

Cometas hoy

Febrero 27 / February 27

  • C/2015 ER61 (PansStarrs)         10.0 mag  Sgr .    observations images
  • C/2015 V2 (Johnson)               10.0 mag  Her .    observations images
  • 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova  9,0 mag  Leo     observations images
  • 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak    10.0 mag  Leo .    observations images
  • 2P/Encke                                  7.5 mag  Psc .    observations images

Fuente: The German Comet Group. The “Fachgruppe Kometen” is the German Comet Section of the German Astronomical Club.

Los colores del cometa 67P/C-G

Los colores de un cometa
17/11/2015 de Max Planck Institute for Solar System Research

The neck of the comet reflects red light slightly less efficiently than its surroundings and thus appears bluish. This image shows the different reflectivities of different wavelengths in false colors, which for sake of elucidation exaggerate the visual effect. This images was prepared from images acquired on 22 August 2014 with a spatial resolution of 1.3 meters per pixel.

El cuello del cometa refleja la luz roja con menos eficiencia que las zonas de alrededor y por eso se ve azulado. Esta imagen muestra las distintas reflectividades de diferentes longitudes de onda en colores falsos, que exageran el efecto visual. Esta imagen ha sido preparada a partir de imágenes tomadas el 22 de agosto de 2014 con una resolución espacial de 1. metros por pixel. Crédito: ESA/Rosetta/MPS por el OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

A simple vista el cometa 67P/Churyumov-Gersimenko, destino y ahora ya compañero de la nave espacial Rosetta de ESA, es muy poco colorido: todo él se ve negro como un trozo de carbón. Sin embargo, con ayuda de la cámara OSIRIS, el sistema de imagen a bordo de Rosetta, los científicos pueden detectar diferencias sutiles en la reflectividad de la superficie.

Los análisis más recientes muestran que la zona del cuello entre los dos lóbulos del cometa es aparentemente más rica en agua congelada que las zonas de alrededor. Los datos de OSIRIS también demuestran que el cuerpo está cubierto por una capa porosa de granos finos y sugieren la presencia de dióxido de azufre congelado. Los productos gaseosos del dióxido de azufre han sido detectados en varias comas cometarias, incluyendo la de 67P.

Muchas de las imágenes de OSIRIS analizadas en el estudio nuevo alcanzan una resolución espacial de casi un metro por pixel. Rosetta puede, por tanto, observar diferencias en la reflectividad de la superficie con mucho más detalle que misiones cometarias anteriores. “Usando la reflectividad en diferentes longitudes de onda como criterio, hemos sido capaces de identificar tres grupos diferentes de terrenos en 67P”, resume Sonia Fornasier, de LESIA-Observatoire de Paris/Universidad de Paris Diderot. Los tres terrenos están presentes en los dos lóbulos del cometa, pero a menudo se agrupan en ciertas regiones. Estas coinciden a veces, pero no siempre, con las 25 regiones morfológicas diferentes identificadas hasta ahora en la superficie del cometa.

“Los tres grupos de terreno que hemos identificado no está correlacionados con una morfología particular que pueda exponer material del interior del núcleo”, comenta Fornasier. Por tanto, las variaciones en la reflectividad no son pruebas de una diversidad vertical en la composición del núcleo, al menos en lo que respecta a las pr¡meras decenas de metros.

[Noticia completa]

http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=6943%3Alos-colores-de-un-cometa&catid=52%3Anoticosmos&Itemid=74&lang=es

Cometas observables en octubre

Cometas observables en Octubre de 2015.
Listado de los cometas observables para ambos hemisferios, rango de visibilidad, perihelios y acercamientos durante el presente mes. En gran mayoría para ser observados con grandes binoculares astronómicos, refractores de un diámetro mayor a 10 cm y reflectores de 20 cm o más de abertura.

COMETAS OBSERVABLES HASTA MAGNITUD 13 EN AMBOS HEMISFERIOS.

HEMISFERIO SUR
En el comienzo de la noche:
C/2013 US10 (Catalina) en magnitud 5 y con una altura máxima de 26°;
22P/Kopff en magnitud 10 y con una altura máxima de 31º;
10P/Tempel 2 en magnitud 11 y con una altura máxima de 39º;
C/2014 Q2 (Lovejoy) en magnitud 11 y con una altura máxima de 3°;
C/2014 Q1 (PANSTARRS) en magnitud 12 y con una altura máxima de 26º;
C/2015 F4 (Jacques) en magnitud 12 y con una altura máxima de 8º;
29P/Schwassmann-Wachmann 1 en magnitud 13 y con una altura máxima de 56º;

En la medianoche:
C/2013 X1 (PANSTARRS) en magnitud 11 y con una altura máxima de 10°;
29P/Schwassmann-Wachmann 1 en magnitud 13 y con una altura máxima de 4°;

En el final de la noche:
C/2013 X1 (PANSTARRS) en magnitud 11 y con una altura máxima de 13°;
67P/Churyumov-Gerasimenko en magnitud 12 y con una altura máxima de 7°;
C/2014 Q1 (PANSTARRS) en magnitud 13 y con una altura máxima de 2º;
141P/Machholz 2 en magnitud 13 y con una altura máxima de 10º.

HEMISFERIO NORTE
En el comienzo de la noche:
C/2014 S2 (PANSTARRS) en magnitud 10 y con una altura máxima de 38°;
22P/Kopff en magnitud 10 y con una altura máxima de 13º;
C/2013 X1 (PANSTARRS) en magnitud 11 y con una altura máxima de 13°;
10P/Tempel 2 en magnitud 11 y con una altura máxima de 18º;
C/2014 Q2 (Lovejoy) en magnitud 11 y con una altura máxima de 47°;
C/2015 F4 (Jacques) en magnitud 12 y con una altura máxima de 76º;
C/2014 W2 (PANSTARRS) en magnitud 13 y con una altura máxima de 22°;
29P/Schwassmann-Wachmann 1 en magnitud 13 y con una altura máxima de 18º;

En la medianoche:
C/2014 S2 (PANSTARRS) en magnitud 10 y con una altura máxima de 38°;
C/2013 X1 (PANSTARRS) en magnitud 11 y con una altura máxima de 80°;
C/2015 F4 (Jacques) en magnitud 12 y con una altura máxima de 28º;
C/2014 W2 (PANSTARRS) en magnitud 13 y con una altura máxima de 34°;

En el final de la noche:
C/2014 S2 (PANSTARRS) en magnitud 10 y con una altura máxima de 39°;
C/2013 X1 (PANSTARRS) en magnitud 11 y con una altura máxima de 83°;
67P/Churyumov-Gerasimenko en magnitud 12 y con una altura máxima de 41°;
141P/Machholz 2 en magnitud 13 y con una altura máxima de 25º;
C/2014 W2 (PANSTARRS) en magnitud 13 y con una altura máxima de 55°;
19P/Borrelly en magnitud 13 y con una altura máxima de 14°.

Fuente: Seiichi Yoshida’s Home Page


Eventos del Mes:

Oct. 01: Cometa 118P/Shoemaker-Levy en oposición a 1,755 au.
Oct. 02: Cometa 61P/Shajn-Schaldach perihelio a 2,114 au.
Oct. 03: Cometa 88P/Howell en su mayor aproximación a la Tierra a 1,337 au.
Oct. 04: Cometa C/2014 W5 (Lemmon-PANSTARRS) en oposición a 2,108 au.
Oct. 04: Cometa 33P/Daniel en su mayor aproximación a la Tierra a 2,319 au.
Oct. 04: Cometa 117P/Helin-Roman-Alu en su mayor aproximación a la Tierra a 2,940 au.
Oct. 06: Cometa 205P-B/Giacobini perihelio a 1,540 au.
Oct. 07: Cometa 51P/Harrington en su mayor aproximación a la Tierra a 0,820 au.
Oct. 07: Cometa 79P/du Toit-Hartley en oposición a 3,682 au.
Oct. 07: Cometa C/2013 G3 (PANSTARRS) en oposición a 4,141 au.
Oct. 07: Cometa C/2013 V4 (Catalina) perihelio a 5,186 au.
Oct. 08: Cometa 51P-A/Harrington en su mayor aproximación a la Tierra a 0,826 au.
Oct. 08: Cometa 51P-D/Harrington en su mayor aproximación a la Tierra a 0,826 au.
Oct. 08: Cometa 151P/Helin perihelio a 2,474 au.
Oct. 09: Cometa 326P/Hill en su mayor aproximación a la Tierra a 1,783 au.
Oct. 09: Cometa 326P/Hill en oposición a 1,783 au.
Oct. 09: Cometa 209P/LINEAR en oposición a 3,301 au.
Oct. 10: Cometa 287P/Christensen en su mayor aproximación a la Tierra a 2,420 au.
Oct. 12: Cometa C/2014 W5 (Lemmon-PANSTARRS) en su mayor aproximación a la Tierra a 2,087 au.
Oct. 12: Cometa 117P/Helin-Roman-Alu en oposición a 2,950 au.
Oct. 13: Cometa P/2015 R1 (PANSTARRS) en su mayor aproximación a la Tierra a 1,446 au.
Oct. 13: Cometa 212P/NEAT en su mayor aproximación a la Tierra a 2,469 au.
Oct. 13: Cometa C/2014 N3 (NEOWISE) en su mayor aproximación a la Tierra a 3,475 au.
Oct. 14: Cometa 220P/McNaught en su mayor aproximación a la Tierra a 1,023 au.
Oct. 15: Cometa P/2006 F4 en oposición a 3,656 au.
Oct. 16: Cometa 118P/Shoemaker-Levy en su mayor aproximación a la Tierra a 1,724 au.
Oct. 18: Cometa 287P/Christensen en oposición a 2,430 au.
Oct. 18: Cometa C/2014 U3 (Kowalski) en oposición a 3,878 au.
Oct. 19: Cometa C/2014 A4 (SONEAR) en su mayor aproximación a la Tierra a 3,203 au.
Oct. 21: Cometa C/2014 A4 (SONEAR) en oposición a 3,204 au.
Oct. 22: Cometa P/2001 H5 (NEAT) perihelio a 2,436 au.
Oct. 22: Cometa 318P/McNaught-Hartley perihelio a 2,448 au.
Oct. 22: Cometa 26P/Grigg-Skjellerup en oposición a 3,899 au.
Oct. 23: Cometa 7P/Pons-Winnecke en oposición a 2,030 au.
Oct. 23: Cometa 326P/Hill perihelio a 2,780 au.
Oct. 24: Cometa 61P/Shajn-Schaldach en su mayor aproximación a la Tierra a 1,135 au.
Oct. 24: Cometa 202P/Scotti en oposición a 1,881 au.
Oct. 25: Cometa 22P/Kopff perihelio a 1,558 au.
Oct. 26: Cometa C/2014 S2 (PANSTARRS) en su mayor aproximación a la Tierra a 1,870 au.
Oct. 26: Cometa P/2005 L1 (McNaught) en su mayor aproximación a la Tierra a 3,133 au.
Oct. 26: Cometa 91P/Russell en oposición a 3,856 au.
Oct. 27: Cometa 51P/Harrington en oposición a 0,859 au.
Oct. 28: Cometa 51P-A/Harrington en oposición a 0,866 au.
Oct. 28: Cometa 51P-D/Harrington en oposición a 0,866 au.
Oct. 28: Cometa C/2014 N3 (NEOWISE) en oposición a 3,510 au.
Oct. 28: Cometa 316P/LONEOS-Christensen perihelio a 3,582 au.
Oct. 29: Cometa 61P/Shajn-Schaldach en oposición a 1,137 au.
Oct. 29: Cometa 205P-C/Giacobini en su mayor aproximación a la Tierra a 1,388 au.
Oct. 29: Cometa 205P/Giacobini en su mayor aproximación a la Tierra a 1,391 au.
Oct. 29: Cometa 88P/Howell en oposición a 1,421 au.
Oct. 29: Cometa C/2015 A2 (PANSTARRS) perihelio a 5,034 au.
Oct. 30: Cometa 205P-A/Giacobini en su mayor aproximación a la Tierra a 1,395 au.
Oct. 31: Cometa 320P/McNaught en oposición a 0,649 au.
Oct. 31: Cometa P/2015 R1 (PANSTARRS) en oposición a 1,487 au.
Oct. 31: Cometa 296P/Garradd en oposición a 3,317 au.

Fuente:  Space Calendar JPL

Cómo consiguió el cometa 67P su forma

Cómo consiguió el cometa 67P su forma
29/9/2015 de ESA / Nature

Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko by Rosetta’s OSIRIS narrow-angle camera on 3 August from a distance of 285 km. The image resolution is 5.3 metres/pixel.

La forma bilobulada del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko se debe a que originalmente se trataba de dos cometas que chocaron a baja velocidad y se fusionaron en un solo objeto. Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

Dos cometas chocaron a baja velocidad en el Sistema Solar primitivo dando lugar a la característica forma de “patito de goma” del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, según los científicos de Rosetta.

El origen de la forma con dos lóbulos ha sido una cuestión clave desde que Rosetta mostrase su sorprendente silueta en julio de 2014. Dos ideas surgieron: ¿chocaron dos cometas o la erosión localizada de un solo objeto formó el ‘cuello’?

Ahora los científicos han encontrado la respuesta al problema. Empleando imágenes de alta resolución para estudiar las capas de material observadas por todo el núcleo, han demostrado que la forma apareció por el choque a baja velocidad entre dos cometas diferentes y perfectamente formado. “En las imágenes queda claro que los dos lóbulos tienen una envoltura exterior de material organizada en capas distintas, y pensamos que esto se extiende hasta varios cientos de metros por debajo de la superficie”, afirma Matteo Massironi, de la Universidad de Padova. “Puedes imaginar las capas como las de una cebolla, solo que en este caso estamos considerando dos cebollas separadas de tamaño diferente que han crecido independientemente antes de fusionarse”.

Para alcanzar esta conclusión, Matteo y sus colaboradores identificaron más de 100 terrazas en la superficie del cometa y capas paralelas de material en paredes de acantilados y fosos. Con un modelo 3D de la forma determinaron las direcciones de sus pendientes y visualizaron cómo se extendían hacia el subsuelo. Las capas de material deberían de formarse a ángulos rectos de la gravedad del objeto. Los investigadores comprobaron que la orientación de cada capa y la dirección de la gravedad local están más cerca de ser perpendiculares en el modelo con dos objetos separados que en el modelo de un solo objeto.

[Noticia completa]

Actualizado ( Martes, 29 de Septiembre de 2015 09:27 )  http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=6791:como-consiguio-rosetta-su-forma&catid=52:noticosmos&Itemid=74&lang=es

Planean paseo por los cuerpos menores del SS

De paseo por los cuerpos menores del sistema solar con “Comet Hitchhiker”

hitchhiker20150901 hitchhiker20150901bQue te den un aventón de un cuerpo del sistema solar a otro no es fácil. Tienes que encontrar la manera de aterrizar tu nave espacial de forma segura y luego conseguir que vuelva a ponerse en marcha hacia el próximo destino. El aterrizaje es especialmente difícil en los asteroides y cometas, con su baja atracción gravitatoria.

El concepto del “Comet Hitchhiker” (auto-stop cometario), desarrollado en el Jet Propulsion Laboratory de la NASA en Pasadena, California, plantea una nueva manera de entrar en órbita y aterrizar en cometas y asteroides, utilizando la energía cinética – la energía del movimiento – de estos pequeños cuerpos. Masahiro Ono, el investigador principal del JPL, tenía en mente “Hitchhiker’s Guide to the Galaxy” (“Guía del autoestopista galáctico”) al soñar con la idea.

“Hacer autostop en un cuerpo celeste no es tan simple como levantar tu pulgar, porque vuela a una velocidad astronómica y no se detendrá para recogerte. En lugar de usar el pulgar, nuestra idea es usar un arpón y una correa de sujeción” dijo Ono. Ono presentó los resultados sobre el concepto en la Conferencia SPACE del American Institute of Aeronautics and Astronautics el 1 de septiembre.

Un sistema de sujeción reutilizable reemplazaría la necesidad de usar un combustible como propulsor para entrar en órbita y aterrizar, por lo que el combustible no sería un problema, de acuerdo con el concepto de diseño.

En vuelo cercano al objetivo, lo primero que haría la nave espacial sería echar una cuerda extensible hacia el asteroide o cometa y unirse al mismo utilizando un arpón unido a la cuerda. A continuación, la nave desenrollaría la cuerda mientras se aplica un freno que haría adquirir energía a la nave espacial mientras ésta se acelera. Esta técnica es análoga a la pesca en la Tierra. Imagina que estás en un bote en un lago con una caña de pescar, y quieres atrapar un gran pez. Una vez que el pez muerde el anzuelo, lo que se hace es liberar más línea con una tensión moderada, en lugar de sostenerla firmemente. Con una línea lo suficientemente larga, el bote finalmente empareja su velocidad con la del pez.

Una vez que la nave espacial empareja su velocidad con la del “pez”- el cometa o asteroide en este caso -está lista para aterrizar con sólo enrollar la cuerda y descender suavemente. Cuando sea el momento de pasar a otro destino celestial, la nave espacial usaría la energía acumulada para desenrollar rápidamente la cuerda, lo que enviaría a la nave lejos hacia su próximo objetivo.

“Este tipo de autostop podría ser utilizado para múltiples objetivos en el cinturón principal de asteroides o el Cinturón de Kuiper, incluso 5 a 10 en una sola misión”, dijo Ono.

Ono y sus colegas han estado estudiando si un arpón podría tolerar un impacto de esta magnitud, y si se podría crear una cuerda de sujeción lo suficientemente fuerte como para soportar este tipo de maniobra. Se utilizaron simulaciones de supercomputación y otros análisis para averiguar lo que se necesitaría.

Los investigadores encontraron la que llaman la ecuación del autoestopista espacial (“Space HitchHike Ecuation”), que relaciona la resistencia específica de la cuerda, la relación de masas entre la nave y la cuerda, y el cambio de velocidad necesario para llevar a cabo la maniobra.

En las misiones que utilizan propulsión convencional, las naves espaciales utilizan una gran cantidad de combustible sólo para acelerar lo suficiente para entrar en órbita.

“Con Comet Hitchhiker, la aceleración y la desaceleración no requieren propulsor debido a que la nave espacial está cosechando energía cinética del objetivo”, dijo Ono.

Para cualquier nave espacial que aterrice en un cometa o asteroide, poder reducir la velocidad para llegar con seguridad es fundamental. Comet Hitchhiker requiere una cuerda de sujeción hecha de un material que pueda resistir la enorme tensión y el calor generado por una disminución rápida de la velocidad para entrar en órbita y aterrizar. Ono y sus colegas calcularon que un cambio de velocidad de aproximadamente 0,9 millas (1,5 kilómetros) por segundo es posible con algunos materiales que ya existen: Zylon y Kelvar.

“Sería como ir de Los Ángeles a San Francisco en menos de siete minutos”, dijo Ono.

Pero cuanto más grande sea el cambio de velocidad requerida para la inserción en órbita, más corto será el tiempo de vuelo necesario para llegar desde la Tierra al objetivo – así que si quieres llegar a un cometa o asteroide más rápido, necesitas materiales aún más fuertes. A 6,2 millas por segundo (10 kilómetros por segundo) el cambio de velocidad es posible, pero requeriría tecnologías más avanzadas, como una cuerda de nanotubos de carbono y un arpón de diamante.

Los investigadores también calcularon que la cuerda tendría que ser alrededor de 62 a 620 millas de largo (100 a 1,000 kilómetros) para que la maniobra de autostop pueda funcionar. También tendría que ser extensible y capaz de absorber los tirones, evitando que se dañe o corte por pequeños meteoritos.

Los pasos a seguir para estudiar el concepto son hacer más simulaciones de alta fidelidad y tratar de lanzar un mini-arpón a un blanco que imite el material que se encuentra en un cometa o asteroide.

Comet Hitchhiker está en estudio de fase I a través del NASA Innovative Advanced Concepts (NIAC) Program. NIAC es un programa del Space Technology Mission Directorate de la NASA, ubicado en la sede de la agencia en Washington. El profesor David Jewitt de la University of California, en Los Ángeles, participó de esta investigación. El JPL es administrado por California Institute of Technology para la NASA.

Fuente: http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4707&utm_source=iContact&utm_medium=email&utm_campaign=NASAJPL&utm_content=comet20150901-1


Trabajo de Traducción de Alberto Anunziato (Paraná, Entre Rios, Argentina). Colaborador de la Sección Cometas de la LIADA.

De la superficie del 67P/C-G

Anticipo

Philae descendiendo al Cometa 67P/C-G. Crédito: ESA/Rosetta/Philae/ROLIS/DLR

Philae descendiendo al Cometa 67P/C-G.
Crédito: ESA/Rosetta/Philae/ROLIS/DLR

Moléculas complejas que pueden ser bloques de construcción claves de la vida, la diaria subida y caída de la temperatura, y una evaluación de las propiedades de superficie y estructura interna de la cometa son sólo algunos de los aspectos más destacados del primer análisis científico de los datos devueltos por lander “Philae” lanzado de la sonda Rosetta en noviembre pasado.

Próximamente publicaremos la noticia completa.

El interior de IMHOTEP

El interior de Imhotep

Imhotep, en el lóbulo mayor del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, es una de las regiones geológicamente más diversas observadas por Rosetta. A continuación se presentan los resultados de un nuevo paper de Anne-Thérèse Auger et al., del Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM, Francia), que describe las principales características de Imhotep y discute los posibles escenarios para la evolución de esta región. Este resumen fue preparado con aportaciones de Anne-Thérèse y el co-autor Olivier Groussin, también del LAM.

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_Auger_Context-1024x640Crédito para todas las imágenes: ESA / Rosetta / MPS- OSIRIS Team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Imhotep está situado cerca del ecuador del cometa y es una región relativamente plana en comparación con la forma general del núcleo. Llamó la atención de los científicos en la aproximación al cometa con su amplia área lisa, que abarca alrededor de 0,8 kilómetros cuadrados, destacándose en las primeras imágenes cercanas de esta región. Dentro de esta área intrigante, se encuentra una gran variedad de formaciones geológicas. Esta geomorfología diversa contiene pistas fundamentales para la comprensión de los procesos cometarios que conducen a la formación de la superficie como la vemos hoy en día, y también proporciona una visión de la estructura subyacente y posiblemente primordial del cometa.

 

Anaglifo de una parte de la región de Imhotep en el lóbulo mayor del cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko. Para disfrutar mejor esta vista, utilice gafas 3D. La imagen fue creada a partir de dos imágenes de la cámara de ángulo estrecho OSIRIS tomadas el 22 de noviembre 2014, desde una distancia de 31 kms. del centro del cometa. La escala de la imagen es de 56 cm / pixel.

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_3D-917x1024Créditos: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF. Reconocimientos: D. Romeuf (Universidad Claude Bernard Lyon 1, Francia)

 

El gráfico siguiente mapea la geomorfología de la región, con indicación de los diferentes tipos de características identificadas en Imhotep. La imagen de conjunto en el inicio de este post muestra algunos ejemplos de cada una de estas características.

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_geomap-1024x794

Mapeo geológico de la región de Imhotep en el cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko.Credits: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Terrenos suaves y lisos

Los terrenos suaves y lisos cubren alrededor de un tercio de Imhotep y se encuentran en los puntos bajos gravitacionales. Las imágenes de alta resolución (30 cm / pixel) muestran que comprende material de grano fino con un tamaño de no más de unas decenas de centímetros para los granos más grandes. Como se ha visto en otras partes del cometa, el espesor del polvo parece variar, con la superficie subyacente apareciendo en algunos lugares. Se ve una serie de formaciones curvilíneas, que abarcan desde cientos de metros a un km. de longitud. En algunos lugares que cruzan la interfaz entre el terreno suave y el terreno más consolidado, lo que sugiere una continuación del terreno consolidado inferior.

 

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_smooth-350x195

Primeros planos de material suave, de grano fino, en la región Imhotep del cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko. Los detalles en el lado derecho corresponden a los recuadros de la imagen de la izquierda. También se muestra un primer plano de una formación curvilínea. La imagen fue tomada con la cámara de ángulo estrecho OSIRIS de Rosetta el 5 de octubre de 2014. La escala de la imagen es de 34 cm / pixel. Créditos: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Los terrenos suaves y lisos se consideran zonas relativamente inalteradas que evolucionan lentamente y en la que el material tiene tiempo para asentarse y acumularse. Anne-Thérèse y sus colegas proponen que el material fino se origina en los acantilados en la frontera de las cuencas donde se produce la pérdida de masa. A continuación, es transportado por la gravedad pendiente abajo hacia una superficie plana. La amplitud de la zona suave puede ser explicada por la retirada progresiva de los acantilados durante un largo tiempo, probablemente decenas a cientos de pasajes por el perihelio, lo que significa que cuanto más distante está el material fino del acantilado, mayor es la edad del depósito. Los depósitos por caída de material (“Airfall”), resultado de la actividad en otro lugar del cometa, también pueden contribuir a una pequeña fracción del polvo observado aquí.

 

Terrenos “rocosos”

El término “rocoso” se utiliza como forma de distinguir este terreno de los terrenos suaves; en realidad, la densidad del cometa es muy baja, alrededor de 470 kg / m ^ 3, y es extremadamente porosa. Estos terrenos “rocosos”’ consisten en material consolidado expuesto en la periferia de Imhotep. Son los sitios de erosión, como subraya la gran cantidad de rocas y escombros vistos cerca de estos afloramientos. La erosión observada a lo largo de las paredes expuestas probablemente es provocada por la sublimación de los hielos, controlada por la gravedad y exacerbada por las fracturas.

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_acbasins-350x271Cuencas de acumulación identificadas dentro de los límites de Imhotep. Créditos: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Cuencas de acumulación

Las cuencas de acumulación dominan Imhotep, y se definen como áreas en las que el material fino y las rocas parecen acumularse preferentemente. Seis cuencas se han sugerido dentro de Imhotep, que cubren aproximadamente dos tercios de esta región (otras cuencas de acumulación posibles se encuentran justo fuera del límite definido). La apariencia casi circular de la mayoría de las cuencas se interpreta como la expresión en la superficie de grandes huecos primordiales en el núcleo que existen desde la formación del cometa. Con el tiempo, la superficie que los recubre se fue debilitando por la erosión y la fracturación, y posteriormente se derrumbó. La erosión paulatinamente fue ampliando la cuenca y llenándola con escombros. La cuenca F se observa ligeramente diferente, ya que está extensamente fracturada, con las fracturas orientadas hacia su interior. Dado que este patrón no es una característica asociada con el colapso, debe de haberse formado, o modificado, de alguna otra manera, tal vez por impacto o asociada con la actividad cometaria, tal vez incluso por una burbuja de gas elevándose desde el interior (como ya se ha propuesto por otros científicos para el cometa 9P/Tempel 1).

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_acbasin_linear_terraces-350x247Una gama de características se pueden ver en esta imagen, incluyendo formaciones curvilíneas en el material suave (izquierda) y terrazas cerca de una característica similar a una cuenca (en el centro). En la parte superior, se ve una serie de formaciones casi circulares. La imagen fue adquirida con la cámara de ángulo estrecho OSIRIS de Rosetta el 5 de septiembre 2014, desde una distancia de 43,5 kms. del centro del cometa. La escala de la imagen es de 80 cm / pixel. Créditos: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Terrazas

Las terrazas se destacan en varios lugares del cometa y sugieren fuertemente estratificación interna (un tema que se discutirá con más detalle en un artículo futuro). Las capas en Imhotep tienen un espesor relativamente constante de unos pocos metros, lo que implica un proceso repetitivo, tal vez por la compactación de los depósitos sucesivos de material. Las terrazas más prominentes en la cuenca F están ampliamente fracturadas, lo que significa que las capas se formaron primero, antes de la cuenca y antes de la fractura. Pueden ser un indicio de procesos relacionados con la formación del cometa o de un antiguo proceso evolutivo.

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Imagen color compuesta centrada en los parches brillantes y más azules de la región de Imhotep del cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko. La imagen de la derecha muestra un zoom en la región indicada en la imagen de la izquierda. El conjunto comprende las imágenes tomadas con los filtros azul (480 nm), verde (536 nm) y naranja (649 nm) de la cámara de ángulo estrecho OSIRIS de Rosetta el 5 de septiembre de 2014, desde una distancia de 43 kms. del centro del cometa. La escala de la imagen es de 81 cm / pixel.

Créditos: ESA / Rosetta / MPS para OSIRIS equipo MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Parches brillantes

Unos parches brillantes se ven en las paredes expuestas. Aparecen más azul que el color medio del cometa en las imágenes a todo color compuesto y sugieren la presencia de hielo. Si se confirman como hielo de agua, podrían ser algunas de las áreas más jóvenes del cometa.

 

Formaciones circulares

Formaciones cuasi-circulares como éstas sólo se han visto hasta ahora en la región Imhotep del cometa 67P / CG – alrededor de 70 han sido identificadas, con un ancho de entre 2 y 59 ms. de ancho. Tienen un borde y en su parte superior o una depresión o una meseta de material fino que parece que, a veces, parece abultarse por encima del borde. Muchas de estas formaciones circulares parecen estar apiladas una encima de la otra. Su mecanismo de formación no es claro, pero uno de los posibles escenarios es que representen antiguos conductos de desgasificación que fueron expuestos y luego cubiertos por polvo, para posteriormente volver a aparecer por la erosión diferencial de las capas superpuestas. Curiosamente, también se observaron formaciones circulares con una morfología similar sobre el cometa 9P / Tempel 1.

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Regiones recientemente iluminada en el sur de la región de Imhotep, en el lóbulo mayor del cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko, revelan rasgos circulares similares a los observados en el centro de la misma región.

La imagen fue tomada con la cámara de ángulo estrecho OSIRIS de Rosetta el 31 de octubre 2014 desde una distancia de 33 kms. del centro del cometa. La escala de la imagen es de 63 cm / pixel.

Créditos: ESA / Rosetta / MPS- OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Rocas sueltas

Se han contabilizado 2207 rocas en Imhotep, con tamaños entre 2 ms. y 90 ms. Se encuentran sobre todo en la parte inferior de las laderas y se asocian con el desgaste de masa de terrenos más consolidados. Una serie de grandes rocas (incluida la famosa piedra Cheops) se encuentran aisladas hacia el centro de la región llana. Con un tamaño de decenas de metros, es poco probable que sean consecuencia de la actividad cometaria El equipo de Anne-Thérèse sugiere que las rocas son los restos de un evento previo de pérdida de masa ocurrido al pie de un acantilado, cuando las cuencas eran menos amplias. Las rocas sueltas parecen haberse hundido ligeramente con el tiempo, como el material acumulado alrededor de ellas.

 

Evolución de Imhotep

Sobre la base de esta visión general de la geomorfología de Imhotep y de los procesos que se consideran responsables de la formación de su paisaje, el equipo de Anne-Thérèse propone un escenario para la formación y evolución de esta región.

Ellos sugieren que primero se formaron las cuencas por el colapso de grandes cavidades preexistentes en el núcleo de un cometa. Con el tiempo estas cuencas se fueron erosionando por la sublimación de hielos expuestos en sus paredes e interiores, ampliando sus bordes y llenando sus interiores con rocas sueltas y material de grano fino. La degradación de las rocas y una mayor erosión por la pérdida de masa,combinadas con depósitos de material eyectado de otras partes del cometa, condujo a la acumulación de material liso y suave en puntos bajos gravitacionales. Al mismo tiempo, la erosión diferencial de la superficie puede revelar características subyacentes, tales como posibles conductos antiguos.

“Todavía hay un montón de misterios, pero ahora que se acerca el perihelio vamos a estar observando cualquier cambio en la superficie, lo que ayudará a entender cómo esta región evoluciona”, concluye Anne-Thérèse.

Geomorphology of the Imhotep region on comet 67P/Churyumov-Gerasimenko from OSIRIS observations”, por A-T Auger y otros fue publicado online en Astronomy & Astrophysics.

Las imágenes también están disponibles a través de la galería de Rosetta en el portal web principal de la ESA.

 

Fuente: http://blogs.esa.int/rosetta/2015/07/20/inside-imhotep-2/
Trabajo de Traducción de Alberto Anunziato (Paraná, Entre Rios, Argentina). Colaborador de la Sección Cometas de la LIADA.

El 67P con espectaculares detalles

This OSIRIS narrow-angle camera image highlights the boundary between the Hathor and Anuket regions on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s small lobe. Parts of the large lobe can be seen in the foreground.

This OSIRIS narrow-angle camera image highlights the boundary between the Hathor and Anuket regions on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s small lobe. Parts of the large lobe can be seen in the foreground. The image was taken on 13 September 2014, when Rosetta was about 28 km from the surface of the comet.

 This OSIRIS narrow-angle camera image focuses on the transition between the smooth neck region (Hapi) on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko and the rough Anuket region on the comet’s small lobe. The image was taken on 15 September 2014 when Rosetta was about 26 km from the surface of the comet.

This OSIRIS narrow-angle camera image focuses on the transition between the smooth neck region (Hapi) on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko and the rough Anuket region on the comet’s small lobe.
The image was taken on 15 September 2014 when Rosetta was about 26 km from the surface of the comet.

 This image focuses on the cliff-like region in Seth and Babi on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s large lobe and their boundary with the neck region, Hapi. An annotated version indicating the boundary between Seth and Babi can be found here. The image was taken on 10 September 2014 when Rosetta was about 27 km from the comet surface.

This image focuses on the cliff-like region in Seth and Babi on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s large lobe and their boundary with the neck region, Hapi.
An annotated version indicating the boundary between Seth and Babi can be found here.
The image was taken on 10 September 2014 when Rosetta was about 27 km from the comet surface.

 Close-up view of the Serqet and Nut regions on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s small lobe. Serqet is defined by a ridge of consolidated material with an adjacent flat and smooth, dusty plain (centre), which forms the rim of Nut. Nut (towards the bottom of the image) is classified as a depression and is infilled with boulders and dust. The image was taken with Rosetta’s OSIRIS narrow-angle camera on 20 September 2014 when the spacecraft was about 26 km from the surface of the comet.

Close-up view of the Serqet and Nut regions on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s small lobe. Serqet is defined by a ridge of consolidated material with an adjacent flat and smooth, dusty plain (centre), which forms the rim of Nut. Nut (towards the bottom of the image) is classified as a depression and is infilled with boulders and dust.
The image was taken with Rosetta’s OSIRIS narrow-angle camera on 20 September 2014 when the spacecraft was about 26 km from the surface of the comet.

 This image shows the interesting surface textures at the boundary of the Ma’at and Maftet region on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s small lobe. The dust covered Ma’at region is just seen in the top right, which seems to thin out into the rough, terraced terrain of Maftet in the lower left. The image was taken with Rosetta’s OSIRIS narrow-angle camera on 30 September.

This image shows the interesting surface textures at the boundary of the Ma’at and Maftet region on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s small lobe. The dust covered Ma’at region is just seen in the top right, which seems to thin out into the rough, terraced terrain of Maftet in the lower left.
The image was taken with Rosetta’s OSIRIS narrow-angle camera on 30 September.

 This image focuses on Apis and Atum regions on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s large lobe in the foreground, with parts of the small lobe in the background. The image is a mosaic of two OSIRIS narrow-angle camera images. The images were acquired on 5 September 2014 when Rosetta was about 40 km from the surface of the comet.

This image focuses on Apis and Atum regions on Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko’s large lobe in the foreground, with parts of the small lobe in the background.
The image is a mosaic of two OSIRIS narrow-angle camera images. The images were acquired on 5 September 2014 when Rosetta was about 40 km from the surface of the comet.

 Close-up view of surface textures in the Ma’at region, close to the boundary with Maftet, on the small lobe of Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko. In this boundary region the dust that dominates Ma’at seems to thin out towards Maftet, revealing rougher terrain below. In the section shown here the dust shows a pitted texture, which may suggest an ice-rich material that may be undergoing desiccation through sublimation. The image is a crop from an image taken with the OSIRIS narrow-angle camera on 19 October 2014 from a distance of 8 km from the comet’s surface.

Close-up view of surface textures in the Ma’at region, close to the boundary with Maftet, on the small lobe of Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko. In this boundary region the dust that dominates Ma’at seems to thin out towards Maftet, revealing rougher terrain below. In the section shown here the dust shows a pitted texture, which may suggest an ice-rich material that may be undergoing desiccation through sublimation.
The image is a crop from an image taken with the OSIRIS narrow-angle camera on 19 October 2014 from a distance of 8 km from the comet’s surface.

Fuente y más imágenes en: http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Highlights/Boundary_conditions

¿Fue el C/1945 X1 un pequeño rasante de Kreutz?

¿Fue el cometa C/1945 X1 (du Toit) como un pequeño sungrazer de Kreutz-SOHO?
Autores: Zdenek Sekanina y Rainer Kracht.

El objetivo de esta investigación es reinterpretar y actualizar las astrometrías y otros datos del cometa C/1945 X1, el menos prominente entre los componentes del sistema o grupo de sungrazers o rasantes de Kreutz, descubierto desde tierra en el siglo XX.
La cuestión central es valorar los pros y los contras de una posibilidad a pesar de que este objeto es -de acuerdo y a pesar de su brillantes en el momento del descubrimiento- un sungrazer Kreutz enano.

Marsden (1989) concluyó que C/1945 X1 tiene un progenitor común con C/1882 R1 y C/1965 S1; y en consonancia con el escenario de Sekanina-Chodas (2004) de su origen en el marco de la evolución del sistema de Kreutz.
Nosotros integramos la órbita del C/1882 R1 hacia atrás en el tiempo y llegamos a principios del siglo XII y luego de retornar cerca de 1945 para determinar entonces allí la dirección nominal de la línea de ápsides y aplicar un análisis de Fourier con el fin de medir y conocer mejor los efectos de las perturbaciones planetarias indirectas.

Comprender mejor así la naturaleza del C/1945 X1, su movimiento orbital, destino, y papel en la jerarquía en el sistema de Kreutz, así como intentar descubrir el posible estallido terminal del cometa poco después del perihelio y responder la pregunta del título de esta investigación.

Minuciosamente examinamos el relevante diario de registros del Observatorio de Boyden e identificado las fotografías las imágenes conocidas del cometa y cerca de 20 placas del patrullaje adicional, tomadas antes y después del perihelio,
en las cuales el cometa o bien “los rastros de sus escombros” (debris) serán buscados; una vez que el proceso de digitalización haya sido completado y las copias escaneadas puestas a disposición de la comunidad científica. Este trabajo actualmente es conducido como parte del Proyecto DASCH a cargo del Harvard College Observatory.

1506.01402v1_1945X1_Sungrazer-Kreutz-enano

Estudio ultravioleta del 67P/C-G

Un estudio en el ultravioleta revela sorpresas en la coma del cometa
3/6/2015 de ESA/ Astronomy and Astrophysics

Rosetta’s continued close study of Comet 67P/Churyumov­–Gerasimenko has revealed an unexpected process at work close to the comet nucleus that causes the rapid breakup of water and carbon dioxide molecules.

Rosetta ha descubierto que cerca del núcleo del cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko se produce la rotura de las moléculas de agua y de dióxido de carbono de su atmósfera, o coma. Créditos: Nave: ESA/ATG medialab; cometa, izquierda: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA; cometa, arriba derecha: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0; datos: Feldman et al (2015).

El estudio continuado de Rosetta del cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko ha puesto de manifiesto un proceso inesperado que provoca la rotura rápida de las moléculas de dióxido de carbono y agua que escapan de la superficie del cometa.

Un instrumento de la nave Rosetta, el espectrógrafo Alice, proporcionado por la NASA, ha estado examinando la composición química de la atmósfera del cometa, o coma, a longitudes de onda del ultravioleta lejano. A estas longitudes de onda Alice permite a los científicos detectar algunos de los elementos más abundantes del Universo como hidrógeno, oxígeno, carbono y nitrógeno. El espectrógrafo separa la luz del cometa en los distintos colores que la componen – su espectro- a partir del cual los científicos pueden identificar la composición química de los gases de la coma.

Observando los penachos de agua y del gas de dióxido de carbono emitidos desde la superficie del cometa a causa del calentamiento producido por el Sol, los investigadores han descubierto que las moléculas parecen romperse en un proceso de dos pasos. Primero, un fotón ultravioleta del Sol golpea una molécula de agua en la coma del cometa y la ioniza, expulsando un electrón de alta energía. Este electrón golpea otra molécula de agua en la coma, rompiéndola en dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno, transfiriéndoles energía. Estos átomos emiten entonces luz ultravioleta que es detectada en longitudes de onda características por Alice. Análogamente, es el impacto de un electrón contra una molécula de dióxido de carbono lo que hace que se rompa en átomos y se observen emisiones del carbono.

“El análisis de las intensidades relativas de las emisiones atómicas observadas nos permite determinar que estamos observando directamente las moléculas ‘progenitoras’ que están siendo rotas por electrones cerca (aproximadamente a 1 kilómetro) del núcleo del cometa donde se producen”, afirma Paul Feldman, primer firmante del artículo científico. “Observando la emisión de los átomos de hidrógeno y oxígeno rotos en las moléculas de agua podemos de hecho estudiar la estructura y posición de los penachos de agua de la superficie del cometa”, añade el coautor Joel Parker.

[Noticia completa]

Actualizado ( Miércoles, 03 de Junio de 2015 09:00 ) http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=6451%3Aun-estudio-en-el-ultravioleta-revela-sorpresas-en-la-coma-del-cometa&catid=52%3Anoticosmos&Itemid=74&lang=es