| C/1969 Y1 (Bennett) | |
|---|---|
| Otevírací | |
| Objevitel | John Caister Bennett |
| datum otevření | 28. prosince 1969 |
| Alternativní označení | 1970II, 1969i |
| Charakteristika oběžné dráhy | |
|
Epocha 4. dubna 1970 ( JD 2440680.5) |
|
| Excentricita | 0,99619 |
| Hlavní osa ( a ) | 141,2 a.u. |
| perihélium ( q ) | 0,197 a.u. |
| Aphelios ( Q ) | 282 a.u. |
| Doba oběhu ( P ) | ~1678 let |
| Orbitální sklon | 90,0394° |
| Poslední perihélium | 20. března 1970 |
| Informace ve Wikidatech ? | |
Kometa C/1969 Y1 (Bennett) je jednou ze dvou jasných komet pozorovaných pouhým okem v 70. letech (spolu s kometou West ). Díky své jasnosti se řadí mezi velké komety . Stala se druhou kometou v historii astronomie, pozorovanou z paluby umělých družic Země .
Kometu objevil večer 28. prosince 1969 jihoafrický amatérský astronom John C. Bennett pomocí 125mm refraktoru v Pretorii . Objev přišel pouhých 15 minut po začátku programu pro hledání komet, který prováděl roky, ale během předchozích tří let nedokázal nic objevit po dobu 333 hodin. Bennett odhadl jasnost komety na 8,5 magnitudy a popsal ji jako malou, difuzní, bez patrného ohonu. Svůj objev nahlásil oficiálním organizacím a další večer mohl pozorování komety zopakovat. [jeden]
Další nezávislé objevy byly učiněny v Jižní Africe a Austrálii v následujících nocích. Během prvních dnů ledna 1970 byla kometa pozorována mnoha pozorovateli na jižní polokouli , zpočátku jen s nepatrnými změnami jasnosti. Na konci ledna dosáhla jasnost asi 7. magnitudy a poprvé byl detekován ohon dlouhý 1°. Koncem února již bylo možné kometu pozorovat pouhým okem a délka ohonu dosáhla 5°.
V březnu kometa rychle zjasnila a na ranní obloze ji mohli poprvé spatřit také pozorovatelé v jižních oblastech severní polokoule . V polovině měsíce dosáhla jasnost asi 0 m a délka ocasu dosáhla 10°. Ocas měl propletené nitkovité struktury a neobvykle velké množství prachu. [2] 22. března dosáhla kometa své minimální úhlové vzdálenosti od Slunce k pozorovatelům na Zemi a o pár dní později její viditelnost pro pozorovatele na jižní polokouli skončila a přesunula se na severní oblohu. Jasnost komety opět pomalu klesala. Vzhled a stavba ocasu se z noci na noc měnily, objevovaly se v něm vějířovité paprsky a bylo možné pozorovat i protiocas. Na konci měsíce byla kometa cirkumpolárním objektem, a proto byla viditelná celou noc, [3] jasnost byla stále 1,5 m , délka plynového ohonu byla 10° a prachový ohon byl alespoň 20°.
Přestože kometa nadále ztrácela jasnost, největší ohon o délce více než 20° byl pozorován v první polovině dubna. Plyn i prach vykazovaly rychlé změny, zkroucení a zhutnění. Poslední pozorování pouhým okem byla provedena v květnu, do konce měsíce jasnost komety klesla na 7. magnitudu a délka ohonu se zmenšila na 2,5°. [čtyři]
Od srpna nebyl ocas vidět, v polovině září byla jasnost ještě asi 11-12 m a v polovině listopadu klesla na 13 m . [5] Poslední fotografické pozorování provedla 27. února 1971 Elisabeth Roemer na stanici Catalina v Arizoně. Pokus o opětovné nalezení komety na konci června byl neúspěšný. [6] [7] [8] [9]
Maximální jasnost komety dosáhla 0,5 magnitudy [10] , což z ní činí sedmou nejjasnější kometu od roku 1935. [jedenáct]
Krátce poté, co bylo možné vypočítat první orbitální prvky, bylo navrženo, že se kometa stane „jasným objektem pro pozorování pouhým okem“. Ukázalo se, že kombinuje tři příznivé vlastnosti, které z ní dělají výjimečnou kometu pro pozorování: krátkou periheliovou vzdálenost od Slunce, malou vzdálenost od Země a vysokou jasnost. [12] Proto byly zahájeny četné výzkumné projekty, takže kometa Bennett se stala nejfotografovanější a pečlivě studovanou kometou své doby.
O několik let dříve se předpokládalo, že komety jsou obklopeny plynným obalem vodíku, který lze detekovat pomocí pozorování v ultrafialové linii Lyman-α při 121,5 nm. Taková pozorování však ze Země není možná, protože ultrafialové světlo atmosférou neprochází. K prvnímu ultrafialovému pozorování komety došlo v lednu 1970, kdy Orbital Astronomical Observatory (OAO-2) zaregistrovala spektrum komety C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) a potvrdila předpokládaný plynový obal. Když v únoru téhož roku kometa Bennett dosáhla příznivé polohy pro pozorování z vesmíru, byla v souvislosti s tímto objevem od poloviny března do poloviny dubna také systematicky pozorována OAO-2 za účelem sledování časových a prostorových změn kometárního koma. . Kromě čáry Lyman-α byly měřeny také emisní čáry OH, NH a CN. [13]
Z fotometrických dat získaných z OAO-2 bylo možné určit rychlost tvorby OH a H a také jejich závislost na vzdálenosti komety od Slunce. Získané výsledky potvrdily předpoklad, že produkce plynu kometami v malých vzdálenostech od Slunce je dána vypařováním vody z jádra. Celková ztráta vody při jejím průchodu vnitřní sluneční soustavou byla odhadnuta na cca 200 milionů tun. [14] [15]
1. a 2. dubna byla kometa poprvé detekována geofyzikální orbitální observatoří ( OGO-5 ). Pomocí citlivějšího fotometru než na OAO-2 bylo možné detekovat emise atomů vodíku ve vzdálenosti až několika milionů km od jádra komety. Hmotnost tohoto vodíku lze z měření odhadnout na asi 2 miliony tun. [16] Po těchto prvních úspěšných měřeních bylo rozhodnuto pokračovat v pozorování komety přístroji na palubě OGO-5 a do 30. dubna se podařilo získat celkem dvanáct map intenzity komety v linii Lyman-α. Mapy ukazují vývoj vodíkového obalu v průběhu měsíce. 1. dubna, kdy byla kometa ve vzdálenosti asi 0,6 AU. e. od Slunce měl vodíkový obal délku 20 × 15 milionů km, poté se pomalu zmenšoval. Odvozená rychlost produkce atomů vodíku byla srovnatelná s hodnotou získanou z pozorování OAO-2. [17] [18] V dalších studiích byly učiněny pokusy teoreticky doložit výsledky měření s větší důsledností a vytvořit zpřesněné modely pro vznik vodíkových obalů. [19] [20]
V Goddard Space Flight Center v Marylandu byly od 28. března do 18. dubna 1970 pořízeny snímky komety pomocí interferenčních filtrů na různých vlnových délkách ve fialovém, modrém, zeleném a žlutém spektrálním rozsahu. Zejména byly odhadnuty emisní čáry CN, C 2 , CO + a Na. Z těchto a dalších snímků pořízených 8. a 9. dubna na observatoři v Hamburku v bílém světle byly vytvořeny mapy komatu komety s čarami stejné jasnosti (izofoty) ve vzdálenosti až 150 000 km od jádra. [21] Podobné studie byly také provedeny od 31. března do 27. dubna na Hume Cronin Memorial Observatory na University of Western Ontario v Kanadě. Byly také snímky komety s interferenčními filtry na různých vlnových délkách ve fialové, modré a zelené oblasti spektra. Konkrétně byly měřeny emisní čáry CN a C 2 a byly odhadnuty profily jejich intenzity v paralelním a kolmém směru k ohonu komety [22] a zobrazeny jako izofoty. [23]
Od 30. března do 7. května 1970 probíhaly spektrografické studie komety na observatoři University of Toledo v Ohiu. V rámci pozorování byly získány profily jasnosti emisních čar C 2 a CN ve vzdálenosti až 100 000 km od jádra komety. [24] Ze snímků z 18. dubna byl také vytvořen jasový profil „zakázané“ emisní čáry atomu kyslíku o vlnové délce 630 nm. Předpokládalo se, že tyto atomy jsou výsledkem rozpadu CO 2 a že Bennettova kometa obsahuje více CO 2 než vody. [25] Stejné snímky byly také použity k vytvoření profilu jasu iontu H 2 O + ve vzdálenosti asi 100 000 km od jádra a určení rychlosti jeho produkce. [26] Výsledky byly následně revidovány zlepšením zpracování dat. [27] Přesný proces tvorby radikálů v kometárním kómatu však zůstává nejasný. Například množství OH radikálu nelze vysvětlit pouze rozpadem vody odpařující se z jádra. [28]
Od 7. března do 18. března byly na meziamerické observatoři Cerro Tololo v Chile pořízeny snímky komety, přičemž ohon komety nevykazoval žádné znatelné poruchy. To naznačuje, že během tohoto období docházelo k relativně tichým interakcím mezi slunečním větrem a jeho přidruženými magnetickými poli a kometou. [29]
Snímky pořízené v Asiago Astrophysical Observatory v Itálii od konce března do konce května byly vyhodnoceny na distribuci plynu a prachu v ohonu komety Bennett. 3/4 dubna bylo vidět, jak se plynný ohon komety uvolnil z kómatu. [30] Spektra neutrálního plynného obalu ukázala emisní čáry CN, C 2 , C 3 , CH, NH 2 a Na. Ocas plynu vykazoval denní výkyvy v intenzitě a struktuře, což ukazuje na velmi nepravidelnou produkci CO + . [31]
Zejména byly učiněny pokusy porovnat znatelný zlom, který byl pozorován v plynném ohonu komety 4. dubna, se současným měřením sluneční aktivity a slunečního větru. K tomuto účelu byla využita měření, která současně prováděly kosmické lodě OGO-5, Vela 5 , HEOS-1 a Pioneer 8 a také experiment ALSEP instalovaný na měsíčním povrchu Apollem 12 . V první studii nebyly v naměřené dynamice slunečního větru nalezeny žádné události, které by mohly vysvětlit deformace ohonu komety. [32] Další výzkum však dospěl k závěru, že za prvé, dynamika slunečního větru měřená v blízkosti Země by se pravděpodobně lišila od dynamiky v blízkosti komety, a za druhé, monitorování slunečního větru bylo neúplné z hlediska polohy a času. , takže deformace ohon komety však může sledovat události slunečního větru. [33]
Tři červené snímky komety pořízené na durynské státní observatoři v Tautenburgu od 5. do 8. května, kdy byla Země téměř v rovině oběžné dráhy komety, ukázaly dvě anomální struktury v ohonu: radiální strukturu a jeden krátký ostrý vrchol směřující k Slunce, pravděpodobně kometární prach. Pozdější analýzy těchto pozorování poskytly důkazy o vlastnostech „struktury hrdla“ (NLS) v prachovém ohonu komety, který byl získán pouze teoreticky v roce 1977. [34]
Pozorování vývoje jasnosti komety v infračervené oblasti od konce března do poloviny dubna 1970 byla provedena v Lunar and Planetary Laboratory v Arizoně. Kromě toho byla 31. března 1970 provedena pozorování infračerveným dalekohledem na palubě Learjetu . [35]
4. dubna 1970 byla kometa Bennett změřena fotometricky na O'Brienově observatoři na University of Minnesota v blízké a střední infračervené oblasti při vlnové délce 2-20 mikronů. Kromě kontinua černého tělesa o teplotě asi 500 K na krátkých vlnových délkách byla také detekována emisní čára 10 µm, která byla přisuzována silikátovým zrnům v prachu komety. [36] Pozorování bylo potvrzeno dalším měřením 21. dubna na Kitt Peak National Observatory v Arizoně. [37]
Pomocí radioteleskopu Green Bank Observatory v Západní Virginii po dobu šesti dnů v polovině března 1970 byly provedeny pokusy detekovat formaldehydové záření na frekvenci 4,83 GHz. [38] Podobně se radioteleskop United States Naval Research Laboratory v Marylandu pokusil koncem března 1970 po dobu čtyř dnů detekovat emisi molekul vody na frekvenci 22,2 GHz. [39] V obou případech nebyly zjištěny žádné takové odlehlé hodnoty.
Kometa Bennett byla také zařazena do programu pozorování astronautů na palubě Apolla 13 . Poté, co byla kometa 13. dubna 1970 vyfotografována, měla být 14. dubna po skončení denního televizního vysílání znovu pořízena. Během manévru, při kterém měla být kosmická loď přeorientována pro tyto průzkumy, explodovala jedna z kyslíkových nádrží a následné záchranné práce posádky zrušily všechny další vědecké programy. [40]
V roce 1973 se Delsemm a Roode poprvé pokusili určit poloměr a albedo několika komet, včetně komety Bennett, z měření jasu ve velkých vzdálenostech od Slunce a pozorování produkce plynu v malých vzdálenostech od Slunce. Za předpokladu, že jádro komety je složeno především z vodního ledu a že celý povrch je zcela pokryt sněhem, který při přibližování ke Slunci sublimuje, lze pro jádro komety získat albedo přibližně 0,66. Tato hodnota je výrazně vyšší než hodnoty později zjištěné pro povrch komet, což bylo pravděpodobně způsobeno nesprávnými předpoklady a nesprávným měřením jasnosti komety. Jejich výpočetní metoda však byla průlomová pro další výzkum. [41]
Díky výhodné vzájemné poloze komety a Země (prodloužení je vždy větší než 32°) byla nepřetržitě pozorována od okamžiku objevení na jižní obloze až do poloviny září 1970 v blízkosti severního pólu oblohy. Z 391 pozorování po dobu asi 10 měsíců byl Marsden schopen určit eliptickou dráhu komety, která je nakloněna asi 90° k ekliptice . [42] Jeho dráha je tedy kolmá k drahám planet. Na svém nejbližším orbitálním bodě ( perihéliu ) ke Slunci, kterým kometa naposledy minula 20. března 1970, byla o něco dále od Slunce než nejvnitřnější planeta Merkur ve vzdálenosti asi 80,4 milionů km. 26. března se přiblížila k Zemi na 0,69 AU. e. / 103,0 milionů km.
Marsden, Sekanina a Yeomans již v roce 1973 ukázali, že dráhu komety lze nejlépe popsat tak, že kromě gravitačních sil zohledníme i negravitační síly [43] . Pro počáteční oběžnou dráhu komety před přiblížením se k vnitřní sluneční soustavě určili elipsu s hodnotou polohlavní osy přibližně 135 AU. e., což odpovídá období asi 1570 let. [44] V následné studii v roce 1978 dali Marsden, Sekanina a Everhart nové hodnoty pro původní a budoucí hlavní poloosu. V tomto výpočtu však byly opět brány v úvahu pouze gravitační síly. [45]
Podle nejnovějšího výzkumu Krulikovského, který vzal v úvahu 548 pozorování za období asi 10 měsíců, a také negravitační síly, platí následující: kometa se pohybuje po extrémně protáhlé eliptické dráze kolem Slunce. Vzhledem k nejistotě orbitálních prvků a negravitačních sil měla jeho dráha excentricitu asi 0,9960 a hlavní poloosu asi 135,5 AU. e. nějaký čas před průchodem vnitřní sluneční soustavy v roce 1970, takže její oběžná doba byla asi 1575 let. Kometa se proto mohla objevit již ve starověku kolem roku 395. V důsledku poruch z planet, zejména při průchodech 5 AU. e. ze Saturnu 24. srpna 1968 a v 6 hodin ráno. e. 2. listopadu 1971 a také v 5 hodin ráno. e. z Jupiteru 23. března 1970 se excentricita oběžné dráhy mírně zvýšila na 0,9962 a hlavní poloosa na 140 AU. e., takže doba oběhu se zvýšila na 1660 let. Když kometa dosáhne svého nejvzdálenějšího bodu (afélia) kolem roku 2800, bude 41,8 miliardy kilometrů od Slunce, tedy téměř 280krát dále než Země a 9krát dále než Neptun. Jeho oběžná rychlost v aféliu je jen asi 0,11 km/s. Příští návrat komety do perihélia se očekává kolem roku 3630. [46]
Ve studii Hasegawy byla kometa Bennett navržena jako kandidát na možnou identifikaci s kometou pozorovanou v Číně a Evropě v září 363, ale tento předpoklad se nepotvrdil [47] .