| C/1969 Y1 (Bennett) | |
|---|---|
| Öppning | |
| Upptäckare | John Caister Bennett |
| öppningsdatum | 28 december 1969 |
| Alternativa beteckningar | 1970II, 1969i |
| Banegenskaper | |
|
Epok 4 april 1970 ( JD 2440680.5) |
|
| Excentricitet | 0,99619 |
| Huvudaxel ( a ) | 141,2 a.u. |
| Perihelion ( q ) | 0,197 a.u. |
| Aphelios ( Q ) | 282 a.u. |
| Omloppsperiod ( P ) | ~1678 år |
| Orbital lutning | 90,0394° |
| Sista perihelionen | 20 mars 1970 |
| Information i Wikidata ? | |
Kometen C/1969 Y1 (Bennett) är en av två ljusa kometer som observerades med blotta ögat på 1970 -talet (tillsammans med Comet West ). På grund av sin ljusstyrka är den en av de stora kometerna . Det blev den andra kometen i astronomins historia, observerad från styrelsen för jordens konstgjorda satelliter .
Kometen upptäcktes på kvällen den 28 december 1969 av den sydafrikanske amatörastronomen John C. Bennett med hjälp av en 125 mm refraktor i Pretoria . Upptäckten kom bara 15 minuter efter starten av ett kometsökprogram som han hade kört i flera år men som inte hade upptäckt något på 333 timmar under de senaste tre åren. Bennett uppskattade kometens ljusstyrka till 8,5 magnitud och beskrev den som liten, diffus, utan någon märkbar svans. Han rapporterade sin upptäckt till officiella organisationer och kunde upprepa observationen av kometen nästa kväll. [ett]
Ytterligare oberoende upptäckter gjordes i Sydafrika och Australien de följande nätterna. Under de tidiga dagarna av januari 1970 observerades kometen av många observatörer på södra halvklotet , med endast små förändringar i ljusstyrka till en början. I slutet av januari nådde ljusstyrkan omkring 7:e magnituden och en svans 1° lång upptäcktes för första gången. Redan i slutet av februari kunde kometen observeras med blotta ögat och svanslängden hade nått 5°.
I mars ljusnade kometen snabbt och observatörer i de södra delarna av norra halvklotet kunde också se den på morgonhimlen för första gången. I mitten av månaden nådde ljusstyrkan ca 0 m , och svanslängden nådde 10°. Svansen hade sammanflätade trådliknande strukturer och en ovanligt stor mängd damm. [2] Den 22 mars nådde kometen sitt minsta vinkelavstånd från solen till observatörer på jorden, och några dagar senare upphörde dess synlighet för observatörer på södra halvklotet och rörde sig mot den norra himlen. Kometens ljusstyrka minskade långsamt igen. Svansens utseende och struktur förändrades från natt till natt, solfjäderformade strålar dök upp i den, och en anti-svans kunde också observeras. I slutet av månaden var kometen ett cirkumpolärt föremål och var därför synlig hela natten, [3] ljusstyrkan var fortfarande 1,5 m , längden på gasstjärten var 10° och stoftsvansen var minst 20°.
Även om kometen fortsatte att tappa ljusstyrka, observerades den största svanslängden på mer än 20° under första hälften av april. Både gas- och dammstjärtarna visade snabba förändringar, vridningar och packningar. De sista observationerna med blotta ögat gjordes i maj, i slutet av månaden hade kometens ljusstyrka sjunkit till 7:e magnituden och svanslängden hade minskat till 2,5°. [fyra]
Från augusti var svansen inte synlig, i mitten av september var ljusstyrkan fortfarande cirka 11-12 m , och i mitten av november sjönk den till 13 m . [5] Den sista fotografiska observationen gjordes den 27 februari 1971 av Elisabeth Roemer vid Catalina Station i Arizona. Ett försök att hitta kometen igen i slutet av juni misslyckades. [6] [7] [8] [9]
Kometens maximala ljusstyrka nådde 0,5 magnitud [10] , vilket gör den till den sjunde ljusstarkaste kometen sedan 1935. [elva]
Kort efter att det blev möjligt att beräkna de första orbitala elementen föreslogs det att kometen skulle bli "ett ljust objekt för observation med blotta ögat". Den har visat sig kombinera tre gynnsamma egenskaper som gör den till en exceptionell komet för observation: ett kort perihelionavstånd från solen, ett kort avstånd från jorden och hög ljusstyrka. [12] Därför startades många forskningsprojekt, så att kometen Bennett blev den mest fotograferade och noggrant studerade kometen på sin tid.
Några år tidigare antog man att kometer är omgivna av ett gashölje av väte, vilket kan detekteras med observationer i den ultravioletta Lyman-α- linjen vid 121,5 nm. Sådana observationer är dock inte möjliga från jorden eftersom ultraviolett ljus inte passerar genom atmosfären. Kometens första ultravioletta observation inträffade i januari 1970, när Orbital Astronomical Observatory (OAO-2) registrerade spektrumet av kometen C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) och bekräftade det förutspådda gashöljet. När kometen Bennett nådde en gynnsam position för observationer från rymden i februari samma år, observerades den också systematiskt av OAO-2 från mitten av mars till mitten av april i samband med denna upptäckt för att spåra de tidsmässiga och rumsliga förändringarna av kometkoman . Förutom Lyman-a-linjen mättes även OH-, NH- och CN-emissionslinjerna. [13]
Från fotometriska data som erhållits från OAO-2 var det möjligt att bestämma bildningshastigheten för OH och H, såväl som deras beroende av kometens avstånd från solen. De erhållna resultaten bekräftade antagandet att produktionen av gas från kometer på små avstånd från solen bestäms av avdunstning av vatten från kärnan. Den totala förlusten av vatten under dess passage genom det inre solsystemet uppskattades till cirka 200 miljoner ton [14] [15]
Den 1 och 2 april upptäcktes kometen för första gången av Geophysical Orbital Observatory ( OGO-5 ). Med hjälp av en känsligare fotometer än vid OAO-2 var det möjligt att detektera utsläpp av väteatomer på ett avstånd av upp till flera miljoner km från kometens kärna. Massan av detta väte kan från mätningar uppskattas till cirka 2 miljoner ton. [16] Efter dessa första framgångsrika mätningar beslutades det att fortsätta observationer av kometen med instrument ombord på OGO-5, och den 30 april hade totalt tolv kartor över kometens intensitet i Lyman-α-linjen erhållits. Kartorna visar utvecklingen av väteskalet under loppet av en månad. 1 april, då kometen befann sig på ett avstånd av cirka 0,6 AU. e. från solen hade väteskalet en längd på 20 × 15 miljoner km, varefter det långsamt minskade. Den härledda produktionshastigheten för väteatomer var jämförbar med värdet som erhölls från OAO-2-observationerna. [17] [18] I ytterligare studier gjordes försök att teoretiskt underbygga mätresultaten med större konsistens och skapa förfinade modeller för bildning av väteskal. [19] [20]
På Goddard Space Flight Center i Maryland togs bilder på kometen från 28 mars till 18 april 1970 med interferensfilter vid olika våglängder i de violett, blått, grönt och gult spektralområde. I synnerhet uppskattades emissionslinjerna för CN, C2 , CO + och Na. Från dessa och andra bilder tagna den 8 och 9 april vid Hamburgs observatorium i vitt ljus skapades kartor över kometens koma med linjer med lika ljusstyrka (isofoter) på ett avstånd av upp till 150 000 km från kärnan. [21] Liknande studier genomfördes också från 31 mars till 27 april vid Hume Cronin Memorial Observatory vid University of Western Ontario i Kanada. Det fanns också bilder av kometen med interferensfilter vid olika våglängder i de violetta, blåa och gröna områdena i spektrumet. I synnerhet mättes emissionslinjerna för CN och C 2 , och deras intensitetsprofiler i parallella och vinkelräta riktningar mot kometens svans uppskattades [22] och visades som isofoter. [23]
Från 30 mars till 7 maj 1970 genomfördes spektrografiska studier av kometen vid observatoriet vid University of Toledo i Ohio. Som en del av observationerna erhölls ljushetsprofilerna för C 2- och CN-emissionslinjerna på ett avstånd av upp till 100 000 km från kometens kärna. [24] Ljusstyrkan för den "förbjudna" emissionslinjen för syreatomen vid en våglängd på 630 nm skapades också från bilderna den 18 april. Man antog att dessa atomer är resultatet av sönderfallet av CO 2 och att Bennetts komet innehöll mer CO 2 än vatten. [25] Samma bilder användes också för att skapa en ljushetsprofil för H 2 O + -jonen på ett avstånd av cirka 100 000 km från kärnan och bestämma hastigheten för dess produktion. [26] Resultaten reviderades därefter genom att förbättra databehandlingen. [27] Den exakta processen för radikalbildning i en kometkoma är dock oklart. Till exempel kan mängden OH-radikal inte förklaras enbart av sönderfallet av vatten som avdunstar från kärnan. [28]
Från 7 mars till 18 mars togs bilder av kometen vid Cerro Tololo Inter-American Observatory i Chile, där kometens svans inte visade några märkbara störningar. Detta tyder på att det under denna period förekom relativt tysta interaktioner mellan solvinden och dess tillhörande magnetfält och kometen. [29]
Bilder tagna vid Asiago Astrophysical Observatory i Italien från slutet av mars till slutet av maj utvärderades för distribution av gas och damm i kometen Bennetts svans. Den 3/4 april sågs kometens gasformiga svans bryta sig loss från koman. [30] Spektrana för det neutrala gashöljet visade emissionslinjerna för CN, C 2 , C 3 , CH, NH 2 och Na. Gassvansen uppvisade dagliga fluktuationer i intensitet och struktur, vilket tyder på mycket oregelbunden CO + -produktion . [31]
Särskilt försök gjordes att jämföra den märkbara kinken som observerades i kometens gasformiga svans den 4 april med samtidiga mätningar av solaktivitet och solvind. För detta ändamål användes mätningar som samtidigt utfördes av rymdfarkosterna OGO-5, Vela 5 , HEOS-1 och Pioneer 8 , samt ALSEP-experimentet installerat på månens yta av Apollo 12 . I den första studien hittades inga händelser i den uppmätta solvinddynamiken som kunde förklara deformationerna av kometens svans. [32] Men ytterligare forskning drog slutsatsen att för det första skulle solvinddynamiken uppmätt nära jorden sannolikt skilja sig från den nära en komet, och för det andra var solvindsövervakningen ofullständig när det gäller plats och tid. , så att deformationerna av kometens svans kan dock spåra händelserna i solvinden. [33]
Tre röda bilder av kometen tagna vid Thüringens statsobservatorium i Tautenburg från den 5 till 8 maj, när jorden nästan befann sig i planet för kometens bana, visade två avvikande strukturer i svansen: en radiell struktur och en kort skarp topp vänd mot svansen. solen, förmodligen kometdamm. Senare analyser av dessa observationer gav bevis på "halsstruktur" (NLS) egenskaper i kometens stoftsvans, som endast teoretiskt erhölls 1977. [34]
Observationer av utvecklingen av kometens ljusstyrka i det infraröda området från slutet av mars till mitten av april 1970 utfördes vid Lunar and Planetary Laboratory i Arizona. Dessutom gjordes observationer den 31 mars 1970 med ett infrarött teleskop ombord på en Learjet . [35]
Den 4 april 1970 mättes kometen Bennett fotometriskt vid O'Brien-observatoriet vid University of Minnesota i när- och mittinfrarött vid en våglängd på 2-20 mikron. Förutom en svartkroppskontinuum på cirka 500 K vid korta våglängder, upptäcktes också en emissionslinje på 10 µm, som tillskrevs silikatkorn i kometens stoft. [36] Observationen bekräftades av en annan mätning den 21 april vid Kitt Peak National Observatory i Arizona. [37]
Med hjälp av radioteleskopet från Green Bank Observatory i West Virginia under sex dagar i mitten av mars 1970 gjordes försök att detektera formaldehydstrålning med en frekvens på 4,83 GHz. [38] På liknande sätt försökte radioteleskopet vid United States Naval Research Laboratory i Maryland detektera utsläpp av vattenmolekyler vid en frekvens på 22,2 GHz under fyra dagar i slutet av mars 1970. [39] I båda fallen hittades inga sådana extremvärden.
Kometen Bennett ingick också i astronautobservationsprogrammet ombord på Apollo 13 . Efter att kometen fotograferades den 13 april 1970 skulle den tas igen den 14 april efter den dagliga tv-sändningens slut. Under en manöver där rymdfarkosten skulle omorienteras för dessa undersökningar, exploderade en av syrgastankarna, och efterföljande räddningsinsatser av besättningen avbröt alla ytterligare vetenskapsprogram. [40]
År 1973 försökte Delsemm och Roode först bestämma radien och albedon för flera kometer, inklusive kometen Bennett, från ljusstyrkemätningar på stora avstånd från solen och observerade gasproduktion på små avstånd från solen. Om man antar att kometens kärna huvudsakligen består av vattenis och att hela ytan är helt täckt av snö, som sublimeras när den närmar sig solen, kan en albedo på ungefär 0,66 erhållas för kometens kärna. Detta värde är betydligt högre än de värden som senare hittades för kometernas yta, vilket troligen berodde på felaktiga antaganden och felaktiga mätningar av kometens ljusstyrka. Deras beräkningsmetod var dock banbrytande för vidare forskning. [41]
På grund av kometens och jordens bekväma relativa position (förlängningen är alltid större än 32°), observerades den kontinuerligt från upptäcktsögonblicket på den södra himlen fram till mitten av september 1970 nära himlens nordpol. Från 391 observationer under en period av cirka 10 månader, kunde Marsden bestämma en elliptisk bana för kometen, som lutar cirka 90° mot ekliptikan . [42] Således är dess omloppsbana vinkelrät mot planeternas banor. Vid dess närmaste omloppspunkt ( perihelion ) till solen, som kometen senast passerade den 20 mars 1970, var den något längre från solen än den innersta planeten Merkurius , på ett avstånd av cirka 80,4 miljoner km. Den 26 mars närmade den sig jorden till 0,69 AU. e. / 103,0 miljoner km.
Redan 1973 visade Marsden, Sekanina och Yeomans att en komets omloppsbana bäst beskrivs genom att ta hänsyn till icke-gravitationskrafter förutom gravitationella [43] . För kometens initiala omloppsbana innan de närmade sig det inre solsystemet bestämde de en ellips med ett halvstoraxelvärde på cirka 135 AU. e., vilket motsvarar en period av ca 1570 år. [44] I en efterföljande studie 1978 gav Marsden, Sekanina och Everhart nya värden för den ursprungliga och framtida halvstora axeln. Men i denna beräkning togs återigen bara gravitationskrafter i beaktande. [45]
Enligt den senaste forskningen av Krulikovsky, som tog hänsyn till 548 observationer under en period av cirka 10 månader, samt icke-gravitationskrafter, är följande sant: kometen rör sig i en extremt långsträckt elliptisk bana runt solen. Med tanke på osäkerheten hos orbitala element och icke-gravitationskrafter hade dess bana en excentricitet på cirka 0,9960 och en halvstor axel på cirka 135,5 AU. e. en tid innan det inre solsystemets passage 1970, så att dess omloppstid var omkring 1575 år. Därför kunde kometen ha dykt upp i antiken runt 395. Som ett resultat av störningar från planeterna, nämligen under passager av 5 AU. e. från Saturnus den 24 augusti 1968 och klockan 6 a. e. den 2 november 1971 och även klockan 5 a. e. från Jupiter den 23 mars 1970 ökade orbitalexcentriciteten något till 0,9962, och halvstoraxeln till 140 AU. e. så att cirkulationstiden ökade till 1660 år. När kometen når sin yttersta punkt (aphelion) runt år 2800 kommer den att vara 41,8 miljarder kilometer från solen, nästan 280 gånger längre än jorden och 9 gånger längre än Neptunus. Dess omloppshastighet vid aphelion är bara cirka 0,11 km/s. Kometens nästa återkomst till perihelium förväntas äga rum omkring 3630. [46]
I en studie av Hasegawa föreslogs kometen Bennett som en kandidat för en möjlig identifiering med en komet som observerades i Kina och Europa i september 363, men detta antagande bekräftades inte [47] .