Estudio de la producción de polvo en el cometa 29P/ Schwassmann-Wachmann 1 Nancy Sosa Departamento de Astronomía Instituto de Física Facultad de Ciencias UdelaR Javier Licandro Instituto de Astrofísica de Canarias Julio A. Fernández Departamento de Astronomía Instituto de Física Facultad de Ciencias UdelaR
Punteo general Características del cometa 29P/Schwassmann- Wachmann 1. Descripción de nuestro trabajo. Observaciones. Cuantificación del polvo. Análisis de los estados quiescentes. Magnitud nuclear y absoluta. Tamaño y color del núcleo. Primer outburst: Enero Febrero. Segundo outburst: Marzo Abril. Velocidad del polvo e inicio del outburst. Cantidad de polvo emitida durante el outburst. Pendiente espectral S e índices de color. Mapas bidimensionales de color. Morfología de la coma.
Características del cometa 29P/SW1 Características orbitales: órbita prácticamente circular comprendida entre las órbitas de Júpiter y Saturno. (Centauro) e = 0.04449 período orbital = 14.7 años inclinación = 9.39º Características físicas: aparentemente siempre en actividad (estado quiescente) con ocurrencia irregular de outburst. Muy alto nivel de actividad para su distancia heliocéntrica.
Nuestro trabajo Conjunto de imágenes que abarcaban un lapso de 5 meses, se busca determinar los casos en que el cometa se encuentra en outburst y cuantificar la cantidad de polvo que se produce en estos fenómenos. Estudio la variación de índices de color (lo cual da información sobre el tamaño de las partículas y su distribución) y sobre la morfología de estructuras que pudieran producirse dentro de la coma. Análisis de los estados de actividad permanente a fin de ver si había o no variación en ellos, a partir de estos datos se busco determinar la magnitud nuclear y el tamaño del cometa. quiescente outburst Imágenes representativas de los diferentes estados del cometa.
OBSERVACIONES Plan de seguimiento intensivo de actividad del cometa Telescopio IAC-80 (Obs. del Teide) Observaciones: 5/12/97 y 2/4/98 Imágenes con movimiento sidéreo limitando el tiempo de exposición Telescopio N.O.T. (2.5m) (Obs. Roque de los Muchachos) Observaciones: 8/2/98 y 10/2/98 Imágenes con seguimiento en el cometa Cámara CCD 1024 x 1024 Tamaño píxel = 0.4325 /píxel RDN = 5.4 e - Gain = 2 e - /ADU Campo = 7.3 x 7.3 min. arco Cámara CCD 2048 x 2048 Tamaño píxel = 0.188 /píxel RDN = 3.2 e - Gain = 0.73 e - /ADU Campo = 6.4 x 6.4 min. Arco
Filtros U B del sistema Johnson Bandas de emisión típicas en cometas Filtros V R I del sistema Kron Cousin Indicadores de polvo Emisión gaseosa en cometas es muy baja para R > 5 U.A. Cometas a grandes R presentan únicamente espectro continuo M. S. Bessel PASP 102-1990
Condiciones geométricas de observación La distancia heliocéntrica prácticamente no varía [ 6.248 6.261 ] ~ 2 x 10 6 Km ~ 0.2% El ángulo de fase se mantiene siempre muy pequeño [ 2.9º 9.0º ] Tierra Saturno Saturno 29P/SW1 Júpiter 29P/SW1 Tierra Júpiter
REDUCCIÓN DE IMÁGENES Reducción de imágenes en noches fotométricas Reducción de imágenes en noches no fotométricas Se seleccionaron estrellas del campo del cometa que aparezcan en el catálogo GSC2. Se aplica el factor de calibración obtenido a partir de las estrellas de catálogo
Imágenes calibradas y combinadas E N Imágenes de 600 x 600 píxeles MARZO 2 Las imágenes se limpian de estrellas que puedan afectar la fotometría del cometa. MARZO 23
Estudio cuantitativo de la coma de polvo Afρ A Hearn et al. (1984) Permite estimar la tasa de producción de polvo a partir de datos obtenidos mediante fotometría. Permite comparar medidas tomadas en diferentes momentos con condiciones geométricas distintas. A albedo promedio f filling factor: porcentaje del área cubierta por el polvo ρ distancia nucleocéntrica projectada
ΣAf Tozzi & Licandro (2002) Se define como el valor total de Af comprendido entre dos círculos concéntricos de radios ρ 1 y ρ 2. Ventajas: Afρ es una cantidad cumulativa y lo que ocurre en la región central más brillante sigue afectando notoriamente a grandes ρ lo que dificulta la interpretación de los resultados.
Afρ A Hearn et al. (1984) Afρ = (2 R) ρ 2 F com F sol ΣAf Tozzi & Licandro (2002) Af (2 R) = π F sol 2 (F com ρ F com 2 ρ 1 ) R distancia heliocéntrica distancia geocéntrica
Análisis de los estados quiescentes
Análisis correspondientes al estado quiescente La emisión de polvo del cometa durante su actividad normal se utiliza como referencia para el caso de los outburst. Se observa que el perfil de la coma en estado quiescente corresponde a una coma canónica k*ρ α (valores 18 de Enero) resultados: α = 1.0249 r = 0.99994 Los resultados obtenidos justifican asumir que la coma tiene un perfil canónico en quiescente
Determinación del valor del estado quiescente Afρ a grandes distancias cometocéntricas el perfil debe hacerse constante. ΣAf rango de distancias cometocéntricas para determinación del valor medio del quiescente y desviación estándar de los perfiles.
05/12 10/12 18/01 22/02 23/02 24/02 27/02 01/03 02/03 07/03 Afρ (Km) 0.020 0.015 0.017 0.016 0.015 0.015 0.015 0.015 0.015 0.015 Σ Af (Km 2 ) 136.07 97.14 100.36 103.49 84.66 89.14 89.64 79.03 85.72 79.45 Afρ a una distancia cometocéntrica de 40000 Km y ΣAf promedio en la parte horizontal (filtro R) valor de ΣAf del estado quiescente no es constante, estos estados no son estables. el cometa presenta siempre una actividad en la cual emite en forma continua esa actividad continua de emisión de polvo no es constante Promedio ΣAf (Enero Febrero) filtro V 91.2 Km 2 filtro R 101.7 Km 2 (Marzo Abril) filtro R 81.3 Km 2
Determinación de la magnitud nuclear, tamaño y color del núcleo Zona constante: no hay aumento de polvo en los anillos posteriores permite determinar el valor del flujo en quiescente y restarlo a los primeros valores Zona de contribución del núcleo más la coma quiescente Pueden obtenerse las magnitudes nucleares
Magnitudes Fecha V R V - R H R H V V y R: magnitudes nucleares 10/12 17/01 18/01 19.50 19.41 18.79 18.79 18.92 0.708 0.496 10.84 10.84 10.97 11.55 11.47 H V y H R : magnitudes absolutas 22/02 23/02 24/02 18.36 18.84 18.74 10.62 11.10 11.01 (R = = 1U.A. y ángulo de fase 0º) 27/02 01/03 02/03 18.15 18.96 18.32 10.47 11.25 10.62 07/03 18.69 11.01 H V = V 5*log(R * ) β*α H R = R 5*log(R * ) β*α β coeficiente de fase (mag/grado) α ángulo de fase distancia geocéntrica R distancia heliocéntrica
10,0 H R H v Magnitud Absoluta 10,5 11,0 11,5 17 E 18 E 18 E 17 E 27 F 22 F 2 M 24 F 7 M 23 F 1 M 12,0 790 840 890 Fecha Juliana + 2450000 Relación Magnitud Radio log (p R S) = 16.85 + 0.4 (R sol - H R ) p R - albedo = 0.04 H R = 10.89 ± 0.25 H V = 11.51 ± 0.06 V R = 0.62 S = p R * R N 2 R N radio nuclear R N = 18.9 Km
Primer Outburst Enero Febrero
2x10-5 Imágenes Enero Febrero calibradas JAN17 1,3x 10 5 Km JAN18 JAN24 0 JAN25 FEB 8 FEB 10
Perfiles Afρ _ filtro R _ Enero Febrero
Perfiles Afρ _ filtro R _ Enero Febrero Aumento súbito de actividad!! Estado quiescente
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Enero Febrero
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Enero Febrero Los perfiles van disminuyendo de altura el máximo se desplaza a distancias cometocéntricas mayores. La nube de polvo se expande.
Perfiles ΣAf _ filtro V _ Enero Febrero El nivel de ΣAf aumenta un 68% respecto al valor quiescente previo al outburst. ΣAf = 150 km 2 ΣAf = 102 km 2
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Enero Febrero El nivel de ΣAf aumenta un 59% respecto al valor quiescente previo al outburst. ΣAf = 163 km 2 ΣAf = 91 km 2
Perfiles ΣAf _ filtro I _ Enero Febrero ΣAf = 260 km 2 El valor de ΣAf en el filtro I es 1.5 del valor en el filtro R y éste a su vez es 1.1 del valor en el filtro V.
Segundo Outburst Marzo - Abril
3x10-6 Imágenes Marzo Abril calibradas MAR1 10 5 Km MAR2 MAR7 MAR17 MAR19 MAR20 0 MAR23 MAR31 APR2
Perfiles Afρ _ filtro R _ Marzo Abril Aumento súbito de actividad!! Estado quiescente
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Marzo Abril Los perfiles van disminuyendo de altura el máximo se desplaza a distancias cometocéntricas mayores. La nube de polvo se expande.
Perfiles ΣAf _ filtro V _ Marzo Abril ΣAf = 185 km 2
Perfiles ΣAf _ filtro R _ Marzo Abril El nivel de ΣAf aumenta un 250% respecto al valor quiescente previo al outburst. ΣAf = 210 km 2 ΣAf = 82 km 2
Perfiles ΣAf _ filtro I _ Marzo Abril ΣAf = 280 km 2 El valor de ΣAf en el filtro I es 1.3 del valor en el filtro R y éste a su vez es 1.1 del valor en el filtro V.
Distribución de velocidad del polvo e inicio del Outburst
La posición máxima de los perfiles corresponde al anillo donde hay mayor cantidad de polvo. Partículas que han llegado más lejos, o sea las más veloces. El desplazamiento de este máximo da una indicación de la velocidad media de las partículas.
Determinación de las posiciones de los máximos de los perfiles ΣAf Se realizan ajustes con polinomios de distintos ordenes en torno al máximo y se selecciona la curva cuya de residuos es menor. Para la curva seleccionada se busca en punto de derivada cero.
T 0 = 23.411 ± 0.006 vel. media = 0.07 Km/s Ajuste: y = 5985 t - 140100 r = 0.99985 1.85 días luego del outburst
T 0 = 14.052 ± 0.003 vel. media = 0.08 Km/s Ajuste: y = 7246 t - 101800 r = 0.99930 4.10 días luego del outburst
Geometría del problema La velocidad es lineal, no se ven efectos por presión de radiación. Por la geometría del problema la presión de radiación es casi perpendicular al plano del cielo. La aceleración de los granos de polvo proyectada en el plano del cielo es nula.
Curvas de distribución de velocidad Una vez determinado el momento de ocurrencia del outburst podremos obtener la diferencia entre cada momento de observación y el instante de ocurrencia del outburst. Podemos construir gráficos ΣAf normalizados a tiempo cero : a partir de los perfiles ΣAf dividimos el tiempo de exposición entre el tiempo transcurrido entre el outburst y la observación a su vez que se multiplica el eje ΣAf por el mismo valor para mantener el área constante.
Curvas de distribución de velocidad T.U. del 24 /01/98 = 25.263 T.U. del outburst = 23.411 diferencia = 1.852 Dividimos el eje x entre 1.852 y multiplicamos el eje y por ese mismo valor.
Perfil Enero - Febrero
Perfil Enero - Febrero 16.5 y 18.9 días posteriores al outburst Aumenta del número de partículas en torno a la velocidad media El número de partículas en este rango disminuye: Al transcurrir los días las partículas se van enlenteciendo. Las partículas se fragmentan y se vuelven invisibles a los filtros utilizados El límite máximo de velocidad es de 0.3 Km/s
Perfil Marzo - Abril
Perfil Marzo - Abril El número de partículas en este rango disminuye: Al transcurrir los días las partículas se van enlenteciendo. Aumenta del número de partículas en torno a la velocidad media Las partículas se fragmentan y se vuelven invisibles a los filtros utilizados El límite máximo de velocidad es de 0.3 Km/s
Cantidad de polvo emitida durante el Outburst
La cantidad de polvo emitida durante el outburst puede relacionarse con la cantidad de polvo que emite el cometa en su estado quiescente comparando las áreas bajo los perfiles ΣAf. A partir de los valores obtenidos para la velocidad media es posible estimar, en unidades de tiempo, cuál fue la cantidad de polvo emitida con relación a la producción de polvo en el estado quiescente.
Cálculo de la cantidad de polvo emitida Enero - Febrero Integral (unid. arbitrarias) Equivalente en días 24 Enero 6.2129e+07 51.570 25 Enero 6.6159e+07 63.568 8 Febrero 10 Febrero 7.0114e+07 6.9174e+07 67.367 66.465 Producción de polvo Promedio 6.7 x 10 7 62 620 930 Kg/s Desviación estándar 0.4 x 10 7 7 70 105 Kg/s
Cálculo de la cantidad de polvo emitida Marzo - Abril Integral (unid. arbitrarias) Equivalente en días 17 Marzo 4.8023e+07 33.228 19 Marzo 4.4078e+07 30.498 20 Marzo 3.9236e+07 27.148 23 Marzo 4.4155e+07 30.551 31 Marzo 2 Abril 4.1521e+07 3.8941e+07 28.729 26.944 Producción de polvo Promedio 4.2659 x 10 7 29 290 435 Kg/s Desviación Estándar 0.3 x 10 7 2 20 30 Kg/s
Promediando las curvas ΣAf normalizadas vemos que en el caso del outburst de Marzo Abril la cantidad de polvo emitida fue menor.
Escalando estas dos curvas mediante un factor de 1.9 obtenemos la misma altura, sin embargo se observa claramente que el outburst de Marzo Abril tiene un pico mucho más ancho que el de Enero Febrero.
La duración del outburst de Marzo Abril fue mayor que la del caso de Enero Febrero En el caso de Marzo Abril ocurrieron dos outburst muy próximos los cuales no pueden individualizarse pero que serían la causa de que este outburst fuese de mayor duración. 13.596 16.087
Pendiente espectral S e índices de color
En nuestro caso sólo contamos con tres puntos correspondientes a las longitudes de onda centrales de los filtros utilizados. S > 0 indica que el polvo es rojo y por lo tanto de gran tamaño. S < 0 indica que el polvo es azul y por lo tanto de pequeño tamaño
El cometa es más intenso en R que en V. A grandes rasgos hay una pendiente del 15% al 8% El perfil espectral muestra gran dispersión. El polvo es bastante rojo, el perfil espectral disminuye desde un 15% - 8% en unos 40000 Km. Al alejarnos del núcleo las partículas más lejanas serían de menor tamaño.
partículas grandes partículas chicas Perfiles típicos post outburst, pico muy pronunciado en los valores de Afρ y ΣAf (gran incremento respecto a los valores quiescentes. Los índices de color indican variedad de tamaños de las partículas.
Perfiles espectrales R I se mantienen constantes en en entorno de un 12%. El perfil espectral V R se mantiene en el entorno del 5% y se estabiliza para el entorno del 7 u 8%.
Mapas bidimensionales de Color
S (V R) S (R I) 24 de Enero Fecha posterior al primer outburst. El color de la coma tiene una clara distribución radial azulándose con la distancia al núcleo. Distribución radial en las partículas de la coma, en el centro se encuentran las partículas más rojas (mayor tamaño) y a mayor distancia del núcleo se observan partículas mas azuladas (más pequeñas) Escala de colores de la figura: 0 < S < 0.2. N arriba, E a la izquierda. El campo es de 80x60.
S (V R) S (R I) 19 de Marzo Fecha posterior al segundo outburst. El color de la coma en la región donde se expandió la nube de polvo es bastante homogénea. Distribución radial muestra una mayor mezcla de partículas de menor y mayor tamaño. Esto contribuye a la afirmación de que fue una outburst de mayor duración o se trató de dos outburst consecutivos
Morfología de la Coma
Filtro: Renormalización Azimutal Reduce el gradiente radial mediante la substracción del valor promedio en anillos concéntricos con el fotocentro del cometa Ι (, θ) = Ι ( r, θ) r 0 ( r) ( ) Ι n Ι( r,θ) Ι 0 ( r,θ) ( ( r) ) Ι n Imagen de salida Imagen original Suma del valor de todos los píxeles que caen dentro de una anillo de radio r dividido entre el número (n) de píxeles que caen dentro de ese anillo
Enero Febrero Imágenes filtradas: evolución de estructuras dentro de la coma. JAN 17 24 25 18 Imagen En la imagen del 3 días 24 del Enero posteriores 18 17 de (2 Enero días a la el posteriores ocurrencia cometa está del a la en ocurrencia outburst. estado del outburst). quiescente. La eyección muy Se fuerte Se observa de material una eyección produce pequeño una muy fuerte estructura alargamiento de material espiral de en estructura la la misma coma en dirección espiral la en observada dirección la misma SE. en las dirección fechas previas y se observada la en expansión las fechas del polvo previas.
Marzo - Abril Imágenes filtradas: evolución de la estructura en jet. Imagen Cometa 20 610 18 74 en días posterior quiescente. al outburst. No se El La observan Eyección polvo estructura ya muy se casi espiral ha estructuras. fuerte expandido no de distingue evoluciona, mucho material. y se del el fondo polvo nota la se de expande. cielo. Estructura disminución de espiral. intensidad del jet. MAR ABR 217 19 20 23 31 7
Enero Febrero No se observan estructuras dentro de la coma. En el filtrado se evidencia un jet con sentido horario. Marzo Abril La coma es asimétrica a simple vista. En el filtrado se evidencia un jet con sentido antihorario.
Posible explicación: los outburst se produjeron en hemisferios diferentes. Debe haber algún tipo de presesión en el eje del cometa. t = 0 t = 0 t = n t = n
Lo que se sabe del SW1
Quiescente Junio 1974 Outburst Mínimo de actividad solar 1974-1977 Detección de CO + Noviembre 1978 Ausencia de CO + Jullo 1981 Cochran, Cochran & Baker - ApJ 254-1982
Primera detección de CO+ en el espectro del cometa El nivel de actividad el SW1 requiere la presencia de materiales más volátiles que el H 2 O. Espectros de Noviembre de 1979. Las posiciones de las bandas de CO + son: (1,0) 4545 a 4568 Å, (2,0) 4252 a 4273 Å (3,0) 4000 a 4020 Å, (4,0) 3782 a 3799 Å Cochran, Cochran & Barker AJ85 474-1980
Teorías Causas internas relacionadas con el almacenamiento de energía en el núcleo (cristalización de hielo amorfo, vaporización de gases CO y CO 2 ) Ruptura de la corteza por la polimerización del HCN, el aumento de temperatura desencadenaría la transformación del hielo amorfo. Causas externas como ser colisiones con pequeños objetos o una relación con la actividad solar. No existe un modelo de consenso que de cuenta de la actividad de este cometa
Conclusiones Logramos un método aceptable para calibrar imágenes tomadas en noches no fotométricas. (catálogo) Estados Quiescente - la coma corresponde a una coma canónica lo cual permitió usar el método de Afρ y ΣAf. Los estados quiescentes no son estables. Determinamos valores de magnitudes nucleares y absolutas, índices de color y valor del radio nuclear.
Conclusiones Estados de Outburst - el cometa aumenta el valor de su estado quiescente previo a un outburst. Los outburst son diferentes en intensidad y ocurren en zonas distintas del cometa. También presentan diferencias en su morfología. La velocidad de eyección de partículas presenta poca variación.
Muchas gracias
Estudio cuantitativo de la coma de polvo Afρ A Hearn et al. (1984) Permite estimar la tasa de producción de polvo a partir de datos obtenidos mediante fotometría. Cantidad independiente de la apertura utilizada para determinar el flujo (estado quiescente) Permite comparar medidas tomadas en diferentes momentos con condiciones geométricas distintas.
A albedo promedio f filling factor: porcentaje del área cubierta por el polvo ρ distancia nucleocéntrica projectada ρ - distancia nucleocéntrica σ - sección eficaz de cada partícula N(ρ) - número total de partículas dentro de la apertura N(ρ) σ - sección eficaz total f = ( ) Nρ π σ 2 ρ πρ 2 - área dentro de la apertura Energía reflejada por el cometa F sun flujo solar a 1 A.U. en el filtro considerado. ANσF R sol 2
Flujo observado del cometa F com = ANσF 4π 2 sol 2 R Afρ puede calcularse a partir de datos fotométricos Afρ = (2 R) ρ 2 F com F sol R distancia heliocéntrica distancia geocéntrica
ΣAf Tozzi & Licandro (2002) Se define como el valor total de Af comprendido entre dos círculos concéntricos de radios ρ 1 y ρ 2. Af (2 R) = π F sol 2 (F com ρ F com 2 ρ 1 ) Ventajas: Afρ es una cantidad cumulativa y lo que ocurre en la región central más brillante sigue afectando notoriamente a grandes ρ lo que dificulta la interpretación de los resultados.
Comparación con datos de la literatura H R N (km) V - R R - I p 70 ± 30 Whitney 1955 10.3 35 0.02 Roemer 1966 9.8 44 0.02 Degewij & Tedesco 1982 51 Cruikshank & Brown 1983 9.2 25 0.48 0.12 Jewitt 1990 11.3 15.4 ± 0.2 0.502 0.492 0.04 Meech et al. 1993 13.2 Tancredi 2000 27 ± 5 0.025 Stansberry et. al. 2004 0.60 0.60 Tesis Lic. (quiescente) 0.49 0.35 Tesis Lic. (outburst)