Articolo scritto il 10/02/09 con aggiornamento del 21/02/09 (riprese fotografiche) e del 18/03/09 (riprese spettroscopiche).

La cometa Lulin raggiungera' la massima luminosita' il 24 febbraio, ad una distanza dalla terra di 0.41 Unita' Astronomiche. Per questa data si stima una magnitudine 5-6 ma non e' escluso che arrivi ad essere piu' luminosa del previsto. Significa che potra' essere probabilmente osservata anche ad occhio nudo a patto di trovarsi sotto un cielo buio e limpido come quello di montagna.

La morfologia di questa cometa e' molto interessante in quanto in questo periodo evidenzia le code di gas e polveri come due sbuffi che si allontanano dalla chioma in direzioni opposte, una visione cometaria non molto frequente. Alcuni giorni fa e' stato osservato anche un evento di disconnessione della coda di ioni (4 feb). Naturalmente cio' non significa che la cometa non presentera' piu' una coda, infatti essendo molto attiva e relativamente vicina al Sole ha gia' rigenerato nuovi getti di gas. La sua orbita e' molto particolare, giace infatti quasi sul piano dell'eclittica e la cometa si muove in verso opposto rispetto ai pianeti. In prossimita' del momento di massimo avvicinamento alla terra si trovera' con un angolo di fase prossimo allo zero. Questo significa che la coda (principalmente quella di gas) sara' allineata con la nostra visuale riducendosi alla minima estensione angolare. Solo una grande emissione di polveri incurvata dal moto potra' dotare l'astro di una coda con una certa estensione. La particolare geometria, ovvero la quasi coincidenza del piano orbitale della cometa con il quello dell'eclittica, favorisce l'osservazione dell'anticoda, trovandosi la terra molto vicino al piano orbitale della Lulin. Si tratta di uno sbuffo sottile in direzione del Sole, solitamente contrapposto alla coda tradizionale e dovuto alle polveri emesse dal nucleo persistenti lungo il piano orbitale della cometa che, quando osservato di taglio, riflettono al massimo la luce solare. Al momento sembra non sia visibile ma e' possibile che questa anticoda sia mascherata dalla coda di polveri. Non bisogna confondere la sottile anticoda con la coda di polveri visibile dallo stesso lato per effetto prospettico dovuto alla particolare geometria.

DOVE OSSERVARE

La cometa Lulin sta entrando nella costellazione della Vergine ed avanza in direzione di Spica, la stella principale, alla quale passera' piuttosto vicino il 16 febbraio. Un altro momento importante la vede in congiunzione con il pianeta Saturno il giorno 24. Gli avvicinamenti ad astri luminosi permetteranno una facile localizzazione della cometa anche per coloro che non hanno molta familiarita' con il cielo.

La traiettoria della Lulin passa davanti ad una zona di cielo densamente popolata da galassie, nei pressi dei famosi ammassi della Vergine e del Leone. Si tratta pero' di oggetti celesti molto deboli e non ci si deve aspettare di vedere con un semplice binocolo la cometa circondata da galassie! Forse cio' sara' possibile solamente attraverso le riprese fotografiche grazie alla lunga esposizione.

Alle nostre latitudini, intorno alla meta' di febbraio, la cometa e' osservabile a tarda ora in direzione sud-est ancora piuttosto bassa sull'orizzonte. Successivamente le condizioni di visibilita' miglioreranno raggiungendo il culmine intorno al 24 febbraio quando brillera' alta sull'orizzonte ed avra' raggiunto la massima luminosita'. Questa evoluzione non e' graduale ma, a causa della velocita' apparente sulla volta celeste che aumenta rapidamente con l'avvicinarsi alla terra, si sviluppera' solamente nell'ultima decade di febbraio.

Di seguito una simulazione per il giorno 24 febbraio 2009 alle 00h ora locale e due mappe con la traiettoria della cometa rispetto alle stelle nel periodo di visibilita' ottimale (click sull'immagine per ingrandire).

Da notare il cambio di direzione della coda tra il 26 e il 27 febbraio. Realmente cio' accade, ma non cosi' rapidamente come viene rappresentato dal simulatore che, per approssimazione, sviluppa la lunghezza della coda solo in base alla magnitudine. Si tratta del cambio dell'angolo di fase dovuto alla geometria Sole-cometa-Terra. Il simulatore colloca questa variazione attorno alle 8:30 del 26 febbraio come mostrato nel seguente schema:

Per una pianificazione piu' dettagliata delle osservazioni si puo' utilizzare questa tabella che include altezze e tempi ottimali, nonche' informazioni sul disturbo lunare (rif. loc. L'Aquila)

QUALE STRUMENTO PER L'OSSERVAZIONE

Stando alle previsioni di luminosita', la cometa Lulin non diventera' una eccezionale cometa come ad esempio la Hyakutake o la Hale-Bopp, astri la cui coda era ben visibile ad occhio nudo ed abbracciava una grande parte di cielo.

Se si intende osservarla senza strumenti e' tassativo recarsi in montagna in un sito lontano dall'inquinamento luminoso dei centri abitati. In queste condizioni la Lulin dovrebbe apparire ad occhio nudo come un debole batuffolo. E' altamente consigliato un binocolo, utilizzato sempre in un posto lontano dalle luci artificiali. E' sufficiente anche un semplice 7x25 ma un 10x50 o maggiore permettera' di "staccare" al meglio la cometa dal fondo cielo. Per quanto possa sembrare strano e' piu' importante la qualita' del cielo che le dimensioni del binocolo. Infatti l'osservazione della cometa attraverso uno strumento prestante dal centro di una grande citta' non rendera' quanto quella fatta con un piccolo binocolo dalla montagna.

In ambito fotografico lo strumento ideale e' un astrografo con rapporto focale (luminosita') piu' spinto possibile. Le dimensioni che la cometa presentera' a fine febbraio non sono molto prevedibili, soprattutto e' difficile stimare la lunghezza delle code (gas o polveri) che potranno coprire diversi gradi oppure essere del tutto assenti. Per questo non si puo' indicare a priori la lunghezza focale dello strumento ma bisogna valutare al momento. L'unico parametro certo in grado di condizionare le riprese e' la velocita' con cui la cometa appare muoversi sullo sfondo delle stelle. In caso di inseguimento siderale le singole esposizioni non dovranno superare un certo limite, altrimenti il falso nucleo si presentera' mosso. La tabella riportata sotto fornisce un'indicazione dei tempi massimi consentiti in funzione della velocita' della cometa, ovvero del momento considerato:

Da notare che si tratta di una stima. I tempi possono in realta' variare anche di molto a seconda del tipo di sensore usato, del grado di diffusione della cometa e del falso nucleo, delle condizioni del seeing e, ovviamente, dello spostamento massimo tollerato (qui scelto pari a 10 micron sul piano focale). Se vi sara' la possibilita' di inseguire sul falso nucleo (dipende da quanto e' compatto) i tempi naturalmente non avranno i limiti visti ma l'immagine risultera' in "panning" (cometa ferma e stelle strisciate).

IMPREVEDIBILITA' DELLE COMETE

Dietro i precisi calcoli frutto di teoria ed osservazioni protratte nel tempo si cela una componente, a volte molto importante, in grado di smentire in modo pesante le previsioni di luminosita' di una cometa. Cosi' non e' raro che alcune comete si presentino meno luminose del previsto oppure viceversa, molto piu' luminose a causa del nucleo particolarmente attivo. Uno dei casi piu' eclatanti e' quello della 17P/Holmes il cui nucleo ha subito un "super-outburst" trasformando in un paio di giorni una debolissima cometa visibile solo con tecniche fotografiche in un oggetto visibile ad occhio nudo anche da siti non ottimali. Fenomeni del genere (non cosi' importanti, ma outburst piu' o meno evidenti) possono osservarsi con piu' probabilita' dopo il passaggio al perielio della cometa. E' il caso della Lulin, che ha attraversato questo punto il 10 gennaio scorso. Recenti osservazioni hanno mostrato come la cometa sembri essere al momento piu' luminosa di una o forse due magnitudini rispetto alle effemeridi. La luminosita' prevista al culmine e' pari a mag 6 ma da quanto visto potrebbe raggiungere la mag 5 o anche superarla... speriamo di molto!

P. Berardi
10 febbraio 2009

Aggiornamento del 21 febbraio 2009

Il meteo ha permesso alcune riprese fotografiche durante la notte tra il 20 e il 21 febbraio. La cometa appariva molto luminosa e i sensori hanno registrato una chioma di un bell'azzurro-verde. Le riprese sono state fatte da L'Aquila con temperatura ambiente di circa -6°C, utilizzando sia la camera CCD tipo SXV-H9 che la fotocamera Canon EOS35D, entrambe montate su due ottiche in parallelo. Nella foto a colori ho sperimentato una particolare tecnica di ripresa che utilizza la composizione L-RGB a partire da due immagini riprese in contemporanea.

Monocromatica:

Colore

Dal lato in cui ci si aspetta di vedere la coda (opposta al Sole) e' presente solo una lieve emissione di plasma. Sulla foto si percepiscono infatti due deboli sbuffi che dalla chioma dirigono in alto a destra. Questa coda di gas appare piuttosto corta, merito anche della prospettiva che la rende quasi allineata con la nostra visuale (una ventina di gradi di differenza). La particolare geometria in questi giorni colloca la coda di polveri dal lato opposto rispetto a quella di gas, in direzione del Sole. E' un fenomeno a cui non siamo molto abituati in quanto normalmente le due code, anche se divergono, si trovano dallo stesso lato rispetto alla chioma. Cosi' questa coda risulta visibile nella foto nel settore in basso a sinistra ed e' diretta verso il Sole, come fosse un'anticoda. La sottile anticoda e' probabilmente presente (la cometa si trova vicinissima al piano dell'eclittica) ma potrebbe risultare invisibile, "soffocata" dalla coda di polveri.

In questo schema e' mostrata la geometria del 21 febbraio 2009. Ho inserito un modello (fuori scala) di cometa solo a scopo esplicativo. Si tratta della Hale-Bopp nell'apparizione del 1997 che si presta bene per questo esempio. Come la Lulin, la cometa mostra due code, quella di gas (azzurra), dritta ed emessa in direzione opposta al Sole e quella di polveri (bianco-gialla), incurvata per il moto della cometa lungo la sua orbita. Tenendo presente che la cometa e la terra si trovano piu' o meno sullo stesso piano, dalla nostra visuale (linee bianche) le due code appariranno allontanarsi dalla chioma in verso opposto, a formare l'immagine pubblicata piu' sopra (riprodotta in piccolo nello schema).

Conoscendo la distanza dalla terra della cometa e l'angolo sotteso dalla coda, possiamo ricavare l'ampiezza di quanto ripreso il 20 febbraio. La coda di polveri visibile in foto si estende prospetticamente nello spazio per circa 112 mila km. Naturalmente e' un limite imposto dalla strumentazione di ripresa, in realta' le polveri si allontanano dal nucleo per una distanza molto maggiore.

Aggiornamento del 18 marzo 2009

La sera del 25 febbraio e' stata impiegata per le riprese spettroscopiche della cometa. La buona trasparenza ha favorito le operazioni definibili senz'altro un po' critiche per il movimento e la scarsa luminosita' superficiale del soggetto. Per la elevata velocita' infatti e' necessario inseguire la cometa nel suo moto fra le stelle, non e' possibile quindi guidare le ottiche su una stella nel modo tradizionale in quanto il falso nucleo uscirebbe dopo pochi istanti dalla sottile fenditura dello spettroscopio. L'altro problema e' quello di riuscire a stabilire il corretto posizionamento della cometa sulla fenditura. Lo spettroscopio LhiresIII ha la fenditura specchiata con una predisposizione per una camera (o oculare) per il controllo del campo. Nessun problema per soggetti ad elevata luminosita' superficiale come pianeti, luna o stelle, ben visibili anche attraverso un oculare, critico invece con soggetti relativamente deboli e diffusi come appunto le comete.

Per fortuna e' andato tutto bene in quanto la camera di autoguida (SXV-Autoguider) riusciva senza problemi a vedere ed inseguire il falso nucleo attraverso il rifrattore da 75mm (Pentax 75), posto in parallelo al C9.25, con un tempo di integrazione di soli 0.3-0.5 secondi. La cometa appariva cosi' nella camera di guida con un'esposizione di 0.5 secondi:

Il controllo della cometa sulla fenditura e' stato possibile grazie alla Lumenera SkyNyx 2-1m che, con un tempo di esposizione di circa 4 secondi, permetteva di vedere sia la fenditura che l'immagine del falso nucleo:

In questa configurazione il controllo delle riprese e' stato fatto integralmente via computer ed ha richiesto una sola piccola rettifica di posizione sulla fenditura in 60 minuti di esposizione:

LE RIPRESE

La sequenza delle riprese e' stata la seguente:

- lampada campione (fluorescenza a basso consumo)
- cometa (totale 60 min con sottopose da 4 min)
- lampada campione
- stella di riferimento (alfa leonis, per la correzione della risposta strumentale del CCD)
- Saturno (eventualmente da usare al posto dello spettro solare per la normalizzazione)
- lampada campione
- fondo cielo (indietro in AR di 1.5h)
- lampada campione
- lampada alogena (per flat frames)

- Dark e bias frames

Passaggi per la riduzione dei dati:

- calibrazione frames grezzi (Astroart)
- correzione delle distorsioni geometriche dovute allo schema Littrow dello spettroscopio (Audela)
- combinazione frames e creazione dei master (Astroart)
- creazione dei profili spettrali (Visual Spec)
- calibrazione in frequenza e correzione per la risposta strumentale dei profili (Visual Spec)

I RISULTATI

Lo spettro di base ottenuto con la cometa nella fenditura contiene inevitabilmente delle righe che non sono parte della cometa ma provengono dalle fonti di luce artificiale, il cosiddetto inquinamento luminoso. Quindi sono informazioni che "sporcano" lo spettro della cometa, pertanto vanno eliminate. In pratica viene effettuata una esposizione di pari durata in un punto del cielo dove non si trova alcun oggetto luminoso in grado di impressionare uno spettro. Il risultato e' il profilo spettrale del fondo cielo, dipendente in definitiva dalla quantita' e dal tipo di illuminazione artificiale che prepondera nella zona. Per pulire lo spettro della cometa basta fare una sottrazione dei due spettri.

Nella seguente immagine sono mostrati separatamente lo spettro della cometa, quello del solo fondo cielo e la differenza tra i due spettri. Nello spettro in basso si nota come siano sparite le righe dell'inquinamento luminoso (al centro). La striscia sottile orizzontale nel centro corrisponde al falso nucleo nella fenditura dello spettroscopio, in alto e in basso la chioma che sfuma:

Risulta abbastanza esigua l'emissione di CN sui 3880A, considerando anche la scarsa sensibilita' del sensore CCD a queste lunghezze d'onda. E' possibile notarlo sia nella ripresa del 25 febbraio elaborata con un forte stretching dei livelli (assieme allo spettro di Regolo e di Saturno):

che in quella del 28 febbraio, una serata purtroppo caratterizzata da una leggera velatura del cielo per il continuo passaggio di nubi alte:

Lo spettro bidimensionale del 25 febbraio e' stato processato con il software Visual Spec che ne estrapola il relativo profilo e permette la calibrazione in frequenza e la correzione per la differente risposta strumentale alle varie lunghezze d'onda del sensore CCD. La calibrazione in frequenza viene fatta grazie agli spettri della lampada campione (ma si possono usare anche direttamente le righe di emissione registrate dal fondo cielo visto che sono tipiche delle lampade al sodio/mercurio). La correzione della risposta strumentale e' invece fatta a partire da uno spettro conosciuto di una stella, in questo caso Regolo, che si trovava in cielo non molto lontano dalla cometa. Visual Spec raffronta mediante divisione lo spettro preso con quello di riferimento (presente in database) ottenendo la curva di risposta strumentale. Lo spettro della cometa va corretto mediante divisione per questo profilo.

Questo e' lo spettro spettro Solare riflesso dalla Luna usato per "normalizzare" lo spettro della cometa:

Il seguente profilo mostra il risultato della divisione dello spettro cometario del 25 febbraio, per quello solare:

Lo spettro di una cometa e' composto da quello del Sole, dal momento che la sua luce viene riflessa dalle polveri, al quale sono sovrapposte delle righe generate da atomi e molecole del gas emesso, eccitati della radiazione ad alta energia proveniente dal Sole. In questo spettro della cometa Lulin sono molto evidenti le cosiddette "bande di Swan" che culminano con i picchi del carbonio contrassegnati con C2 e C3, radicali prodotti dalla dissociazione di molecole piu' complesse.

La zona del CN (3880 A) e' stata volutamente esclusa dal profilo a causa di un leggero fuori fuoco nella zona del violetto (ulteriore motivo che concorre a spiegare la scarsa emissione registrata di CN). Si tratta di un problema di natura strumentale che affligge molti spettroscopi. Con reticoli a bassa dispersione infatti non e' facile mantenere a fuoco l'intero spettro dall'ultravioletto all'infrarosso.

Per questo motivo ho effettuato ulteriori riprese (12 marzo) mirate a studiare l'emissione del cianogeno, utilizzando il reticolo a 600 l/mm al posto del 150 l/mm ed ottimizzando la messa a fuoco su alcune righe della lampada campione intorno a 3900 A. Purtroppo nel frattempo la cometa e' scesa parecchio di luminosita' ma non ho potuto fare diversamente per il continuo maltempo dei giorni precedenti e per la presenza della Luna nei pressi della cometa.

Nell'immagine che segue sono messi a confronto alcuni spettri sulle frequenze del violetto-blu presi nella stessa serata. In alto la lampada campione a fluorescenza con le righe di emissione del mercurio che sono servite per la messa a fuoco dello spettroscopio. Al centro lo spettro di Castore (Alfa Gem), una stella con tipo A2Vm e in basso quello della cometa Lulin che mostra l'emissione di CN nelle sue due componenti. Per quest'ultimo spettro il rapporto segnale/rumore e' basso nonostante l'elevato tempo di esposizione (100 minuti). Le cause vanno ricercate nella scarsa luminosita' del soggetto in relazione allo strumento, alla dispersione del reticolo ed alla sensibilita' della camera CCD.

L'analisi del profilo e' stata fatta con Visual Spec e mostra un crop dello spettro tra i 3740 e i 4150 A, contenente l'emissione del CN cometario e una riga di emissione del fondo cielo dovuta alle lampade al mercurio.

La distanza tra i due picchi del CN lascia supporre che si tratti delle due bande prodotte da un meccanismo di risonanza delle molecole del CN (0,0), denominate "R-branch" e "P-branch". Le due bande consistono in realta' di righe discrete molto ravvicinate e non di un continuo, come si puo' osservare negli spettri cometari (oppure ottenuti in laboratorio) ad altissima risoluzione.

La distribuzione in frequenza di queste emissioni sembra dipendere principalmente dalla distanza eliocentrica della cometa e dalla velocita' radiale rispetto al Sole. La distanza eliocentrica influenza la temperatura mentre la velocita' radiale causa uno spostamento doppler della luce solare in arrivo sulla cometa e quindi una specifica interazione del variegato profilo spettrale del Sole con le molecole del CN.