Cometa Bennett

Unos años antes se había sugerido que los cometas están rodeados por una capa de gas hidrógeno , que podría detectarse observando en el ultravioleta la línea Lyman α a 121,5 nm. Sin embargo, esta observación no es posible desde la Tierra porque la luz ultravioleta no penetra la atmósfera. La primera observación de un cometa en el ultravioleta se produjo en enero de 1970, cuando el Observatorio Astronómico Orbital 2 (OAO-2) adquirió el espectro del cometa C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) y verificó la envoltura de hidrógeno predicha. En febrero del mismo año, el cometa Bennett alcanzó una posición de observación favorable para su observación desde el espacio y fue observado sistemáticamente con OAO-2 y OGO-5 desde mediados de marzo hasta mediados de abril, basándose en este descubrimiento, para rastrear los cambios temporales y espaciales en la coma del cometa. ^{[ 13 ]}

A partir de los datos fotométricos obtenidos con OAO-2, se pudieron derivar las tasas de producción de OH y H y su dependencia de la distancia del cometa al Sol. Los resultados confirmaron la hipótesis de que la producción de gas de los cometas a distancias solares pequeñas está determinada por la evaporación del agua del núcleo. La pérdida total de agua durante su paso por el sistema solar interior se ha estimado en 200 millones de toneladas. ^{[ 14 ] [ 15 ]}

El cometa también fue observado por primera vez por el Observatorio Geofísico Orbital (OGO-5) los días 1 y 2 de abril. Con un fotómetro más sensible que el del OAO-2, se pudieron detectar emisiones de átomos de hidrógeno hasta una distancia de varios millones de km del núcleo del cometa. A partir de las mediciones, se pudo derivar la masa de este hidrógeno en aproximadamente 2 millones de toneladas. ^{[ 16 ]} Después de estas primeras mediciones exitosas, se decidió continuar observando el cometa con los instrumentos a bordo del OGO-5 y así se obtuvieron un total de doce mapas de intensidad de la emisión Lyman-α del cometa para el 30 de abril. Los mapas muestran la evolución de la envoltura de hidrógeno a lo largo de un mes. El 1 de abril, cuando el cometa estaba a aproximadamente 0,6 UA del Sol, la envoltura de hidrógeno tenía un tamaño de 20 millones de km × 15 millones de km, después de lo cual comenzó a encogerse lentamente. La tasa de producción de átomos de hidrógeno derivada fue comparable al valor obtenido de las observaciones del OAO-2. ^{[ 17 ] [ 18 ]} En investigaciones posteriores, se intentó fundamentar teóricamente los resultados de las mediciones con mayor concordancia y proporcionar modelos refinados para la formación de las capas de hidrógeno. ^{[ 19 ] [ 14 ]}

En el Centro de Vuelos Espaciales Goddard en Maryland, se tomaron imágenes del cometa desde el 28 de marzo hasta el 18 de abril de 1970, con filtros de interferencia en diferentes longitudes de onda en las regiones violeta, azul, verde y amarilla del espectro. En particular, las líneas de emisión de CN , CSe evaluaron ₂ ,CO+yNaObservatorio de Hamburgoen luz blanca,isofotas) hasta una distancia de150.000km (93.000mi)del núcleo ^{. [ 20 ]} También se realizaron estudios similares del 31 de marzo al 27 de abril en elObservatorio Hume Cronyn Memorialen Canadá. Allí también se tomaron imágenes del cometa con filtros de interferencia en diferentes longitudes de onda en las regiones violeta, azul y verde del espectro. En particular, las líneas de emisión de CN yC  Se midieron _{2 y se evaluaron sus perfiles de intensidad en direcciones paralelas y perpendiculares a la cola del cometa} ^{[ 21 ]} y se presentaron en forma de isofotas. ^{[ 22 ]}

Del 30 de marzo al 7 de mayo de 1970, se realizaron estudios espectrográficos del cometa en el Observatorio de la Universidad de Toledo en Ohio. De esta manera, se obtuvieron perfiles de brillo de las líneas de emisión de C_{Se obtuvieron 2} y CN hasta una distancia de100 000km (62 000mi)del núcleo del cometa. ^{[ 23 ]} También se creó un perfil de brillo de lalínea de emisión "prohibida"del átomo de oxígeno a 630 nm a partir de imágenes del 18 de abril. Se ha sugerido que estos átomos resultan de la desintegración del_CO₂yqueel cometa Bennett contenía_CO₂enexceso de agua. ^{[ 24 ]} Las mismas imágenes también se utilizaron para crear un perfil de brillo delionH₂O⁺hasta una distancia de aproximadamente 100 000 km del núcleo y para determinar su tasa de producción. ^{[ 25 ]} Los resultados podrían revisarse posteriormente mediante un procesamiento mejorado de los datos. ^{[ 26 ]}  

Del 7 al 18 de marzo, se tomaron imágenes del cometa en el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo, en Chile. La cola del cometa no mostró perturbaciones notables; solo se observaron rayos laterales pronunciados. Esto indica que durante este período se produjeron interacciones relativamente tranquilas entre el viento solar , los campos magnéticos asociados y el cometa. ^{[ 27 ]}

Se evaluaron imágenes tomadas desde finales de marzo hasta finales de mayo en el Observatorio Astrofísico de Asiago en Italia para determinar la distribución de gas y polvo en la cola del cometa Bennett. El 3/4 de abril se observó que la cola de gas del cometa se había desprendido de la coma. ^{[ 28 ]} Los espectros de la envoltura de gas neutro mostraron las líneas de emisión de CN, C₂ ,C₃ ,CH,NH2_degas mostró una variación diurna en intensidad y estructura, lo que indica una producción muy errática de CO+. ^{[ 29 ]} En particular, también se hicieron intentos de correlacionar una prominente torsión observada en la cola de gas del cometa el 4 de abril con mediciones simultáneas de actividad solar y viento solar. Esto se hizo utilizando datos de medición proporcionados aproximadamente al mismo tiempo por las naves espaciales OGO-5, Vela 5, HEOS-1 yPioneer 8, así como por el experimento ALSEP instalado en la superficie lunar porel Apolo 12.En una primera investigación, no se encontraron eventos en la dinámica medida del viento solar que pudieran explicar las deformaciones de la cola del cometa. ^{[ 30 ]} Sin embargo, una investigación posterior concluyó que, primero, la dinámica del viento solar medida cerca de la Tierra probablemente era diferente de la que se observaba cerca del cometa, y segundo, el monitoreo del viento solar era irregular en términos de ubicación y tiempo, por lo que las deformaciones de la cola del cometa probablemente aún se pueden rastrear hasta eventos en el viento solar. ^{[ 31 ]}

Tres imágenes del cometa en luz roja, tomadas entre el 5 y el 8 de mayo en el Observatorio Estatal de Turingia en Tautenburg , cuando la Tierra se encontraba casi en el plano orbital del cometa, mostraron dos estructuras anómalas en la cola del cometa: una estructura radial y unas cortas espigas orientadas hacia el Sol, probablemente causadas por el polvo del cometa. La posterior evaluación de estas observaciones proporcionó evidencia de la peculiaridad de una "estructura de cuello" (NLS, por sus siglas en inglés) en la cola de polvo de un cometa, que solo se había derivado teóricamente en 1977. ^{[ 32 ]}

Las observaciones de la evolución del brillo del cometa en el infrarrojo se realizaron entre finales de marzo y mediados de abril de 1970 en el Laboratorio Lunar y Planetario de Arizona. Además, el 31 de marzo de 1970 se realizaron observaciones con un telescopio infrarrojo a bordo de un Learjet . ^{[ 33 ]}

El 4 de abril de 1970, el cometa Bennett fue medido fotométricamente en el Observatorio O'Brien de la Universidad de Minnesota en el infrarrojo cercano y medio, en el rango de longitud de onda de 2 a 20 μm. Además del continuo de un cuerpo negro de aproximadamente 500 K en longitudes de onda cortas, también se detectó una línea de emisión a 10 μm, que se atribuyó a granos de silicato en el polvo del cometa. ^{[ 34 ]} El resultado de la medición fue confirmado por otra medición realizada el 21 de abril en el Observatorio Nacional Kitt Peak en Arizona. ^{[ 35 ]}

Con el radiotelescopio del Observatorio Green Bank en Virginia Occidental, se intentó durante seis días a mediados de marzo de 1970 detectar la emisión de formaldehído a 4,83  GHz. ^{[ 36 ]} De igual modo, el radiotelescopio del Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos en Maryland intentó detectar la emisión de moléculas de agua a 22,2 GHz durante cuatro días a finales de marzo de 1970. ^{[ 37 ]} En ambos casos, no se pudo detectar ninguna emisión de este tipo.

El cometa Bennett tenía previsto ser fotografiado por la tripulación del Apolo 13 durante su viaje a la Luna . Su primer intento, el 13 de abril de 1970, fracasó. El 14 de abril de 1970, tras completar la maniobra para orientar la nave espacial para un segundo intento, el módulo de servicio de la Odyssey se rompió , lo que obligó a cancelar los objetivos científicos de la misión y el alunizaje. ^{[ 38 ] [ 39 ]}