Os cometas son corpos de forma irregular, fráxiles e pequenos (en relación con outros corpos espaciais), compostos por unha mestura de grans non volátiles e gases conxelados. Teñen órbitas moi elípticas que os leva moi preto do Sol e os devolve ó espazo profundo, moitas veces alén da órbita de Plutón.
As estruturas dos cometas son diversas e moi dinámicas, pero todos eles desenvolven unha nube de material difuso que os rodea, denominada cabeleira (a 'cola', que vai detrás ó achegarse ó sol e diante ó afastarse, pasando a chamarse ás veces 'barba'), que xeralmente crece en tamaño e brillo á medida que o cometa se aproxima ó Sol. Xeralmente é visible un pequeno núcleo brillante (de menos de 10 quilómetros de diámetro) cara a un extremo da cabeleira. A cabeleira e mailo núcleo xuntos constitúen a cabeza do cometa ou cometa visible.
Á medida que os cometas se aproximan ó Sol desenvolven colas enormes de material luminoso que se estenden por millóns de quilómetros dende a cabeza, afastándose do Sol. Cando están lonxe do Sol, o núcleo está moi frío e o seu material está conxelado. Neste estado os cometas reciben ás veces o nome de "iceberg sucio" ou "bola de neve sucia". Cando un cometa se aproxima ó Sol, a poucas UA (unidades astronómicas) do Sol, a superficie do núcleo comeza a quecer e os volátiles evapóranse. As moléculas evaporadas despréndense e arrastran con elas pequenas partículas sólidas formando a cabeleira do cometa, de gas e po.
Cando o núcleo está conxelado, pode ser visto soamente debido á luz solar reflectida. Así e todo, cando se crea a cabeleira, o po reflicte máis luz solar e o gas da cabeleira absorbe a radiación ultravioleta e comeza a fluorescer. A unhas 5 UA do sol, a fluorescencia xeralmente faise máis intensa cá luz reflectida.
Á medida que o cometa absorbe a luz ultravioleta, os procesos químicos desprenden hidróxeno, que escapa á gravidade do cometa e forma unha envolta de hidróxeno. Esta envolta non pode ser vista dende a Terra xa que a súa luz é absorbida pola nosa atmosfera, pero foi detectada polas naves espaciais.
A presión da radiación solar e os ventos solares aceleran os materiais afastándoos da cabeza do cometa a diferentes velocidades de acordo co tamaño e masa dos materiais. Por isto, as colas de po relativamente masivas son aceleradas máis amodo e acostuman ser combadas. A cola iónica é moito menos masiva, e é acelerada tanto que aparece como unha liña case recta que se estende dende o cometa no lado oposto ó sol.
A súa orixe aceptada en xeral é a chamada Nube de Oort, zona alén Plutón na que se cre que se moven moitos corpúsculos que de cando en vez (polo paso dunha estrela máis achegada, por exemplo) desequilibran a súa traxectoria iniciando unha viaxe ata o Sistema Solar máis interno.
Etimoloxía
Na Crónica anglosaxoa menciónase un cometa que supostamente fixo a súa aparición no 729 d.C.
A palabra cometa deriva do latíncomēta ou comētēs. Iso, á súa vez, é unha romanización do gregoκομήτης ("que leva pelo longo"), e o Oxford English Dictionary sinala que o termo (ἀστὴρ) κομήτης xa significaba en grego "estrela de pelo longo, cometa". Κομήτης derivaba de κομᾶν ("levar o pelo longo"), que á súa vez derivaba de κόμη ("o pelo da cabeza") e utilizábase para significar "a cola dun cometa".[1]
O símbolo astronómico para os cometas é (en Unicode ☄ U+2604), que consiste nun pequeno disco con tres extensións en forma de pelo.[2] Con todo, algúns cometas poden ter un maior contido de po, o que fai que se chamen "bólas de terra xeadas" .[3]
Orixe
Os cometas proveñen principalmente de dous lugares, da nube de Oort, situada entre 50000 e 100000 UA do Sol, e do cinto de Kuiper, localizado máis aló da órbita de Neptuno. Asemade, tense creado un novo grupo de cometas, os que pululan polo cinto de asteroides, chamado 'Main-belt' (Cometas do cinto principal).[4]
Crese que os cometas de longo período teñen a súa orixe na nube de Oort, que leva o nome do astrónomo Jan Hendrik Oort. Esta nube consiste de restos da condensación da nébula solar. Isto significa que moitos dos cometas que se achegan ao Sol seguen órbitas elípticas tan alongadas que só regresan ao cabo de miles de anos. Cando algunha estrela pasa moi preto do sistema solar, as órbitas dos cometas da nube de Oort vense perturbadas: algúns saen despedidos fóra do sistema solar, pero outros acurtan as súas órbitas. Para explicar a orixe dos cometas de curto período, como o cometa Halley, Gerard Kuiper propuxo a existencia dun cinto de cometas situados máis aló de Neptuno, o cinto de Kuiper.
As órbitas dos cometas están a cambiar constantemente: as súas orixes están no sistema solar exterior e teñen a propensión para ser altamente afectados (ou perturbados) por achegamentos relativos aos planetas maiores. Algúns son movidos a órbitas moi próximas ao Sol e destrúense cando se aproximan, mentres que outros son enviados fóra do sistema solar para sempre.
Se a súa órbita é elíptica e de período longo ou moi longo, proveñen da hipotética nube de Oort, pero se a súa órbita é de período curto ou medio-curto, proveñen do cinto de Edgeworth-Kuiper, a pesar de que hai excepcións como a do cometa Halley, cun período de 76 anos (curto), que provén da nube de Oort.
Conforme os cometas van sublimando, achegándose ao Sol e cumprindo órbitas, van sublimando o seu material, e perdéndoo por consecuencia, diminuíndo de magnitude. Tras un certo número de órbitas, o cometa "apagarase", e cando se acaben os últimos materiais volátiles, converterase nun asteroide normal e corrente, xa que non poderá volver recuperar a masa. Exemplos de cometas sen materiais volátiles son: 7968-Elst-Pizarro e 3553-Don Quixote.
Características físicas
Núcleo
Diagrama que mostra as características físicas dun cometa. a) Núcleo, b) Coma, c) Cola de gas/ión d) Cola de po, e) Envoltura de hidróxeno, f) Movemento do cometa g) Dirección o Sol.
A estrutura sólida e central dun cometa coñécese como núcleo. Os núcleos cometarios están compostos por unha amálgama de rocha, po, xeo de auga, e dióxido de carbono, monóxido de carbono, metano e amoníaco conxelados. [5] Como tal, descríbense popularmente como "bólas de neve sucias" segundo o modelo de Fred Whipple.[6] Os cometas cun maior contido de po foron denominados "bólas sucias de xeo". [7] O termo "bólas de po xeadas" xurdiu tras a observación da colisión do Cometa 9P/Tempel 1 cunha sonda "impactora" enviada pola misión Deep Impact da NASA en xullo de 2005. As investigacións realizadas en 2014 suxiren que os cometas son como "Xeado frito", no sentido de que as súas superficies están formadas por xeo cristalino denso mesturado con composto orgánico, mentres que o xeo interior é máis frío e menos denso.
A superficie do núcleo é xeralmente seca, polvorenta ou rochosa, o que suxire que os xeos están ocultos baixo unha cortiza superficial de varios metros de espesor. Ademais dos gases xa mencionados, os núcleos conteñen unha variedade de compostos orgánicos, que poden incluír metanol, cianuro de hidróxeno, formaldehido, etanol, etano, e quizais moléculas máis complexas como hidrocarburos de cadea longa e aminoácidos.[8][9] En 2009, confirmouse que se atopou o aminoácido glicina no po de cometa recuperado pola misión Stardust da NASA.[10] En agosto de 2011, publicouse un informe, baseado en estudos da NASA sobre meteoritos atopados na Terra, que suxería que os compoñentes do ADN e do ARN (adenina, guanina e moléculas orgánicas relacionadas) poderían formarse en asteroides e cometas. [11]
Cometa Borrelly exhibe chorros, pero non ten xeo na superficie.
As superficies exteriores dos núcleos cometarios teñen un albedo moi baixo, o que os converte nun dos obxectos menos reflectores do sistema solar. A sonda espacial Giotto descubriu que o núcleo do cometa Halley reflicte ao redor do catro por cento da luz que incide sobre el,[12] e a Deep Space 1 descubrio que a superficie do cometa Borrelly reflicte menos do 3,0%;[12] en comparación, o asfalto reflicte o sete por cento. O material escuro da superficie do núcleo pode estar formado por compostos orgánicos complexos. O quecemento solar expulsa os volátiles máis lixeiros (compostos químicos), deixando atrás compostos orgánicos máis grandes que tenden a ser moi escuros, como o alcatrán ou o cru. A baixa reflectividade das superficies cometarias fan que absorban a calor que impulsa os seus procesos de desgasificación.[13]
Observáronse núcleos de cometas con radios de ata 30 quilómetros,[14] pero determinar o seu tamaño exacto é difícil.[15] O núcleo de 322P/SOHO ten probablemente só 100–200 metros de diámetro. [16] A falta de detección de cometas máis pequenos a pesar da maior sensibilidade dos instrumentos levou a algúns a suxerir que existe unha carencia real de cometas de tamaño inferior a 100–200 m.[17] Estimouse que os cometas coñecidos teñen unha densidade media de 0.6g/cm.[18] Debido á súa baixa masa, os núcleos dos cometas non se volven esféricos baixo a súa propia gravidade e, polo tanto, teñen formas irregulares.[19]
Cometa 81P/Wild exhibe chorros no lado luminoso e no lado escuro, cun marcado relevo, e está seco.
Os resultados das sondas Rosetta e Philae mostran que o núcleo de 67P/Churyumov-Gerasimenko non ten campo magnético, o que suxire que o magnetismo pode non xogar un papel na formación temperá de planetesimais.[21][22] Ademais, o espectrógrafo ALICE que vai montado en Rosetta determinou que os electróns (dentro de 1 km (0,62 mi) por encima do núcleo do cometa) producidos a partir da fotoionización das moléculas de auga pola radiación solar, e non os fotóns do Sol como se pensaba antes, son os responsables da degradación da auga e das moléculas de dióxido de carbono liberadas do núcleo do cometa no seu coma.[23][24] Os instrumentos do módulo de aterraxe Philae atoparon polo menos dezaseis compostos orgánicos na superficie do cometa, catro dos cales (acetamida, acetona, isocianato de metilo e propionaldehído) foron detectados por primeira vez nun cometa. [25][26][27]
A coma é a nube de po e gas que rodea o núcleo dun cometa. As correntes de po e gas así liberadas forman unha enorme e extremadamente delgada atmosfera ao redor do cometa chamada "coma". A forza exercida sobre a coma pola presión de radiación do Sol e o vento solar fai que se forme unha enorme "cola" que apunta cara ao exterior do Sol.[36]
O coma adoita estar formado por auga e po, e a auga representa ata o 90% dos volátiles que saen do núcleo cando o cometa está a menos de 3 ou 4 unidades astronómicas (450.000.000 a 600.000.000 km) do Sol.[37] A molécula nai H2O destrúese principalmente pola fotodisociación e en moito menor grao pola fotoionización, xogando o vento solar un papel menor na destrución da auga en comparación coa fotoquímica.[37]As partículas de po máis grandes permanecen ao longo da traxectoria orbital do cometa, mentres que as máis pequenas son afastadas do Sol cara á cola do cometa pola presión da luz.[38]
Aínda que o núcleo sólido dos cometas adoita ter menos de 60 km de diámetro, a coma pode ter miles ou millóns de quilómetros, chegando a ser ás veces máis grande que o Sol.[39] Por exemplo, aproximadamente un mes despois dun estalido en outubro de 2007, o cometa 17P/Holmes tivo brevemente unha tenue atmosfera de po máis grande que o Sol. [40] O gran cometa de 1811 tamén tiña unha coma de aproximadamente o diámetro do Sol.[41] Aínda que a coma pode chegar a ser bastante grande, o seu tamaño pode diminuír no momento en que cruza a órbita de Marte que esta ao redor de 1,5 unidades astronómicas do Sol. [41] A esta distancia, o vento solar vólvese o suficientemente forte como para soprar o gas e o po fóra da coma e, ao facelo, agrandar a cola.[41] Observouse que as colas de ións esténdense unha unidade astronómica (150 millóns de km) ou máis.[40]
C/2006 W3 (Chistensen) emitindo gas carbónico (imaxe IR)
Tanto a coma como a cola son iluminadas polo Sol e poden facerse visibles cando un cometa pasa polo sistema solar interior, o po reflicte a luz solar directamente mentres que os gases brillan por iónización.[42] A maioría dos cometas son demasiado débiles para ser visibles sen a axuda dun telescopio, pero uns poucos cada década vólvense o suficientemente brillantes para ser visibles a primeira ollada. [43] En ocasións, un cometa pode experimentar un enorme e repentino estalido de gas e po, durante o cal o tamaño da coma aumenta enormemente durante un período de tempo. Isto ocorreu en 2007 con cometa Holmes.[44]
En 1996 descubriuse que os cometas emiten raios X.[45] Isto sorprendeu moito aos astrónomos porque a emisión de raios X adoita estar asociada a corpos de moi alta temperatura. Os raios X xéranse pola interacción entre os cometas e o vento solar: cando os ións altamente cargados do vento solar voan a través dunha atmosfera cometaria, chocan cos átomos e moléculas do cometa, "roubando" un ou máis electróns do átomo nun proceso chamado "intercambio de carga". Este intercambio ou transferencia dun electrón ao ión do vento solar vai seguido da súa desexcitación ao estado de terra do ión mediante a emisión de raios X e fotóns ultravioleta afastado.[46]
Arco de choque
Os arcos de choque fórmanse como resultado da interacción entre o vento solar e a ionosfera do cometa, que se crea pola ionización dos gases da coma. A medida que o cometa achégase ao Sol, o aumento das taxas de desgasificación fai que a coma se expanda, e a luz solar ioniza os gases da coma. Cando o vento solar atravesa esta coma iónica, aparece o choque de proa.
As primeiras observacións realizáronse nos anos 80 e 90 cando varias naves espaciais pasaron polos cometas 21P/Giacobini-Zinner,[47]1P/Halley,[48] e 26P/Grigg-Skjellerup.[49] Descubriuse entón que os choques de arco nos cometas son máis amplos e graduais que os choques de arco planetarios agudos que se observan, por exemplo, na Terra. Todas estas observacións realizáronse preto do perihelio, cando os choques de proa xa estaban completamente desenvolvidos.
A nave espacial Rosetta observou a proa de choque do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko nunha etapa temperá do desenvolvemento da proa de choque, cando a desgasificación aumentou durante a viaxe do cometa cara ao Sol. Este novo choque de proa denominouse "choque de proa infantil". O choque de proa infantil é asimétrico e, en relación coa distancia ao núcleo, máis ancho que os choques de proa plenamente desenvolvidos.[50]
Cola (astronomía)
Dirección típica das colas durante a órbita dun cometa preto do Sol.
No sistema solar exterior, os cometas permanecen conxelados e inactivos e son extremadamente difíciles ou imposibles de detectar desde a Terra debido ao seu pequeno tamaño. Informouse de deteccións estatísticas de núcleos de cometas inactivos no cinto de Kuiper a partir de observacións do telescopio espacial Hubble[51][52] pero estas deteccións foron cuestionadas.[53][54] Cando un cometa aproxímase ao sistema solar interior, a radiación solar fai que os materiais volátiles do cometa se vaporicen e saian do núcleo, arrastrando po con eles.
Os fluxos de po e gas forman cada un a súa propia cola, apuntando en direccións lixeiramente diferentes. A cola de po permanece na órbita do cometa de tal xeito que a miúdo forma unha cola curva chamada tipo II ou cola de po.[42] Ao mesmo tempo, a cola de ións ou de tipo I, a cola iónica formada por gases, sempre apunta directamente lonxe do Sol porque este gas está máis fortemente afectado polo vento solar que polo po, seguindo as liñas do campo magnético en lugar dunha traxectoria orbital.[55] Ás veces, como cando a Terra atravesa o plano orbital dun cometa, pódese ver a anticola, que apunta en dirección oposta ás colas dos ións e po.[56]
Composición
Núcleo do cometa 103P/Hartley con chorros que flúen cara a fóra. Imaxe tomada pola sonda Deep Impact o 4 de novembro de 2010.
Os cometas chegan a ter diámetros dalgunhas decenas de quilómetros e están compostos de auga, xeo seco, amoníaco, metano, ferro, magnesio, sodio e silicatos. Debido ás baixas temperaturas dos lugares onde se atopan, estas substancias atópanse conxeladas. Algunhas investigacións apuntan a que os materiais que compoñen os cometas son materia orgánica e resultan determinantes para a vida, o que daría lugar a que na formación dos planetas chocasen contra a Terra e desen orixe aos seres vivos.
Cando se descobre un cometa vese aparecer como un punto luminoso, cun movemento perceptible sobre o fondo das estrelas chamadas fixas. O primeiro que se ve é o núcleo ou coma; logo, cando o astro se achega máis ao Sol, comeza a desenvolver o que se coñece como a cola do cometa, que lle confire un aspecto fantástico.
Ao achegarse ao Sol, o núcleo quéntase e o xeo sublima, pasando directamente ao estado gasoso. Os gases do cometa proxéctanse cara a atrás, o que motiva a formación da cola apuntando en dirección oposta ao Sol e estendéndose millóns de quilómetros. Usualmente, a porcentaxe de dióxido de carbono do material volatilizado dos cometas é arredor do 10 %. Aínda así, existen cometas nos que non se observa vaporización de dióxido de carbono, como o Cometa Read, de Tipo Main Belt.[57]
Os cometas presentan diferentes tipos de colas. As máis comúns son as de po e as de gas. A cola de gas diríxese sempre no sentido perfectamente contrario ao da luz do Sol, mentres que a cola de po retén parte da inercia orbital, aliñándose entre a cola principal e a traxectoria do cometa. O choque dos fotóns que recibe o cometa como unha chuvia, á parte de calor, ofrecen luz, que é visible ao exercer o cometa de pantalla, reflectindo así cada partícula de po a luz solar. No cometa Hale-Bopp descubriuse un terceiro tipo de cola composta por ións de sodio.
Cola principal de gas (azul no esquema) e cola secundaria de po (amarelo).
As colas dos cometas chegan a estenderse de forma considerable, acadando millóns de quilómetros. No caso do cometa 1P/Halley, na súa aparición de 1910, a cola chegou a medir preto de 30 millóns de quilómetros, un quinto da distancia da Terra ao Sol. Cada vez que un cometa pasa preto do Sol desgástase, debido a que o material que vai perdendo nunca se repón. Agárdase que, de media, un cometa pase unhas dúas mil veces preto do Sol antes de sublimarse completamente. Ao longo da traxectoria dun cometa, este vai deixando grandes cantidades de pequenos fragmentos de material; cando case todo o xeo volátil foi expulsado e xa non queda suficiente para ter coma, dise que é un cometa extinto.
Cando a Terra atravesa a órbita dun cometa, estes fragmentos penetran na atmosfera en forma de estrelas fugaces ou tamén chamadas chuvia de meteoros. En maio e outubro poden observarse as chuvias de meteoros producidas polo material do cometa Halley: as Eta Acuáridas e as Oriónidas.
Os astrónomos suxiren que os cometas reteñen, en forma de xeo e po, a composición da nebulosa primitiva coa que se formou o Sistema Solar e da que se condensaron logo os planetas e as súas lúas. Por esta razón o estudo dos cometas pode dar indicios das características daquela nube primordial.
Historia do estudo dos cometas
Estudo das órbitas
Movemento dun cometa aredor do Sol. (A) Sol, (B) Plutón, (C) Cometa.
Ata o século XVI, período no que Tycho Brahe realizou estudos que revelaron que os cometas debían provir de fóra da atmosfera terrestre, non se estableceu definitivamente se eran fenómenos atmosféricos ou obxectos interplanetarios. Máis tarde, no século XVII, Edmund Halley utilizou a teoría da gravitación, desenvolvida por Isaac Newton, para intentar calcular o número de órbitas dos cometas, descubrindo que un deles volvía ás proximidades do Sol cada 76 ou 77 anos aproximadamente. Este cometa foi denominado cometa Halley e de fontes antigas sábese que foi observado por humanos dende o ano 66 a. C.
O segundo cometa ao que se lle descubriu unha órbita periódica foi o cometa Encke, en 1821. Como o cometa Halley, tivo o nome do seu calculador, o matemático e físico alemán Johann Encke, que descubriu que era un cometa periódico. O cometa de Encke ten o período máis curto dun cometa, só 3,3 anos, e en consecuencia ten o maior número de aparicións rexistradas. Foi tamén o primeiro cometa cunha órbita influída por forzas que non eran do tipo gravitacional. Agora é un cometa moi tenue para ser observado a simple vista, aínda que puido ser un cometa brillante hai algúns milleiros de anos, antes de que a súa superficie de xeo se evaporase. Porén, non se sabe se foi observado antes de 1786, mais análises melloradas da súa órbita temperá suxiren que se corresponde con observacións mencionadas en fontes antigas.
Con posterioridade foron descubertos cometas con órbitas non só elípticas, senón tamén hiperbólicas, distinguindo entre cometas de período curto e período longo entre os de órbita elíptica, e os exocometas ou de órbita hiperbólica, non periódicos.
Estudo das súas características físicas
A composición dos cometas non foi probada ata o período da era espacial. A principios do Século XIX, un matemático alemán, Friedrich Bessel orixinou a teoría de que había obxectos sólidos en estado de evaporación: do estudo do seu brillo, Bessel expuxo que os movementos non-gravitacionais do cometa Encke foran causados por forzas de chorro creadas como material evaporado da superficie do obxecto. Esta idea foi esquecida durante máis de cen anos e logo, independentemente, Fred Lawrence Whipple propuxo a mesma idea en 1950. Para Whipple un cometa é un núcleo rochoso mesturado con xeo e gases, é dicir, empregando a súa terminoloxía, unha bóla de neve sucia. O modelo proposto por ambos comezou axiña a ser aceptado poa comunidade científica e foi confirmado cando unha frota de vehículos espaciais voou a través da nube luminosa de partículas que rodeaban o núcleo conxelado do cometa Halley en 1986 para fotografar o núcleo e observáronse os chorros de material que se evaporaba. Logo, a sonda Deep Space 1 voou preto do cometa Borrelly o 21 de setembro de 2001, confirmando que as características do Halley son tamén comúns a outros cometas.
Notas
↑Harper, Douglas. Comet (n.). Online Etymology Dictionary. Consultado o 30 de marzo do 2023.
↑Callahan, M. P.; Smith, K. E.; Cleaves, H. J.; Ruzicka, J.; Stern, J. C.; Glavin, D. P.; House, C. H.; Dworkin, J. P. (2011). "Carbonaceous meteorites contain a wide range of extraterrestrial nucleobases". Proceedings of the National Academy of Sciences108 (34). pp. 13995–8. Bibcode:2011PNAS..10813995C. PMC3161613. PMID21836052. doi:10.1073/pnas.1106493108.
↑ 12,012,1Weaver, H. A.; Feldman, P. D.; a'Hearn, M. F.; Arpigny, C.; Brandt, J. C.; Festou, M. C.; Haken, M.; McPhate, J. B.; Stern, S. A.; Tozzi, G. P. (1997). "The Activity and Size of the Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1)". Science275 (5308). pp. 1900–1904. Bibcode:1997Sci...275.1900W. PMID9072959. doi:10.1126/science.275.5308.1900.
↑
Halley: Utilizando as fórmulas de volume, o volume dun elipsoide de 15×8×8 km * cunha densidade de 0,6 g/cm3 obtense unha masa (m=d*v) de 3,02E+14 kg.
Tempel 1: Utilizando un diámetro esférico de 6,25 km; volume dunha esfera x unha densidade de 0,62 g/cm3 da unha masa de 7,9E+13 kg.
19P/Borrelly: Utilizando as fórmulas de volume, o volume dun elipsoide de 8x4x4km x unha densidade de 0,3 g/cm3 obtense unha masa de 2,0E+13 kg.
81P/Wild: Utilizando as fórmulas de volume, o volume dun elipsoide de 5,5x4,0x3,3 km x unha densidade de 0,6 g/cm3 obtense unha masa de 2,28E+13 kg.
↑Morris, Charles S. "Comet Definitions". Michael Gallagher. Consultado o 5 de xuño do 2023.
↑Lallement, Rosine; Bertaux, Jean-Loup; Szegö, Karöly; Nemeth, Szilvia (2002). "The Shadow of Comet Hale–Bopp in Lyman-Alpha". Earth, Moon, and Planets90 (1). pp. 67–76. Bibcode:2002EM&P...90...67L. doi:10.1023/A:1021512317744.
↑Jones, D. E.; et al. (marzo de 1986). "The Bow wave of Comet Giacobini-Zinner – ICE magnetic field observations". Geophysical Research Letters13 (3). pp. 243–246. Bibcode:1986GeoRL..13..243J. doi:10.1029/GL013i003p00243.
↑Neubauer, F. M.; et al. (February 1993). "First results from the Giotto magnetometer experiment during the P/Grigg-Skjellerup encounter". Astronomy & Astrophysics268 (2). pp. L5–L8. Bibcode:1993A&A...268L...5N.
↑Cochran, Anita L.; et al. (1995). "The Discovery of Halley-sized Kuiper Belt Objects Using the Hubble Space Telescope". The Astrophysical Journal455. p. 342. Bibcode:1995ApJ...455..342C. doi:10.1086/176581.
↑Brown, Michael E.; et al. (1997). "An Analysis of the Statistics of the \ITAL Hubble Space Telescope\/ITAL] Kuiper Belt Object Search". The Astrophysical Journal490 (1). pp. L119–L122. Bibcode:1997ApJ...490L.119B. doi:10.1086/311009.
↑Jewitt, David; et al. (1996). "The Mauna Kea-Cerro-Tololo (MKCT) Kuiper Belt and Centaur Survey". The Astronomical Journal112. p. 1225. Bibcode:1996AJ....112.1225J. doi:10.1086/118093.
.jpg)
.svg){kind=small}
