| C/1969 Y1 (Bennett) | |
|---|---|
| Avaaminen | |
| Löytäjä | John Caister Bennett |
| avauspäivämäärä | 28. joulukuuta 1969 |
| Vaihtoehtoiset nimitykset | 1970II, 1969i |
| Radan ominaisuudet | |
|
Epoch 4. huhtikuuta 1970 ( JD 2440680.5) |
|
| Epäkeskisyys | 0,99619 |
| Pääakseli ( a ) | 141,2 a.u. |
| Perihelion ( q ) | 0,197 a.u. |
| Aphelios ( Q ) | 282 a.u. |
| Kiertojakso ( P ) | ~1678 vuotta |
| Orbitaalinen kaltevuus | 90,0394° |
| Viimeinen periheli | 20. maaliskuuta 1970 |
| Tietoja Wikidatasta ? | |
Komeetta C/1969 Y1 (Bennett) on yksi kahdesta kirkkaasta komeettasta, jotka havaittiin paljaalla silmällä 1970- luvulla (yhdessä komeetan Westin kanssa ). Kirkkautensa ansiosta se on yksi suurimmista komeetoista . Siitä tuli tähtitieteen historian toinen komeetta, joka havaittiin maan keinotekoisten satelliittien laudalta .
Eteläafrikkalainen tähtitieteilijä John C. Bennett löysi komeetan illalla 28. joulukuuta 1969 käyttämällä 125 mm :n refraktoria Pretoriassa . Löytö tehtiin vain 15 minuuttia sen jälkeen, kun hän oli käynnistänyt komeettojen etsintäohjelman, jota hän oli ajanut vuosia, mutta joka ei ollut löytänyt mitään 333 tunnin aikana kolmen edellisen vuoden aikana. Bennett arvioi komeetan kirkkauden olevan 8,5 magnitudia ja kuvaili sitä pieneksi, hajanaiseksi, ilman havaittavaa häntää. Hän raportoi löydöstään virallisille organisaatioille ja pystyi toistamaan komeetan havainnon seuraavana iltana. [yksi]
Muita riippumattomia löytöjä tehtiin Etelä-Afrikassa ja Australiassa seuraavina iltoina. Tammikuun 1970 alkupäivinä monet tarkkailijat havaitsivat komeetan eteläisellä pallonpuoliskolla , ja kirkkaus muuttui aluksi vain vähän. Tammikuun lopussa kirkkaus saavutti noin 7:nnen magnitudin ja ensimmäistä kertaa havaittiin 1° pitkä häntä. Helmikuun lopussa komeetta voitiin havaita jo paljaalla silmällä, ja hännän pituus oli saavuttanut 5°.
Maaliskuussa komeetta kirkastui nopeasti, ja myös pohjoisen pallonpuoliskon eteläisillä alueilla havainnoitsijat näkivät sen ensimmäistä kertaa aamutaivaalla. Kuukauden puoliväliin mennessä kirkkaus saavutti noin 0 m ja hännän pituus 10°. Hännässä oli toisiinsa kietoutuvia lankamaisia rakenteita ja epätavallisen paljon pölyä. [2] Maaliskuun 22. päivänä komeetta saavutti pienimmän kulmaetäisyydensä Auringosta Maan tarkkailijoihin, ja muutamaa päivää myöhemmin sen näkyvyys eteläisen pallonpuoliskon tarkkailijoille päättyi siirtyessään pohjoiselle taivaalle. Komeetan kirkkaus väheni jälleen hitaasti. Hännän ulkonäkö ja rakenne vaihtelivat yöstä yöhön, siihen ilmestyi viuhkamaisia säteitä, ja myös anti-häntä voitiin havaita. Kuukauden loppuun mennessä komeetta oli ympyränapainen kohde ja siksi näkyvissä koko yön, [3] kirkkaus oli edelleen 1,5 m , kaasupyrstön pituus 10° ja pölypyrstö vähintään 20°.
Vaikka komeetta menetti edelleen kirkkautta, suurin hännän pituus, yli 20°, havaittiin huhtikuun alkupuoliskolla. Sekä kaasu- että pölypyrstössä näkyi nopeita muutoksia, käänteitä ja tiivistymiä. Viimeiset paljain silmin havainnot tehtiin toukokuussa, kuun loppuun mennessä komeetan kirkkaus oli pudonnut 7. magnitudiin ja hännän pituus 2,5°:een. [neljä]
Elokuusta lähtien häntä ei näkynyt, syyskuun puolivälissä kirkkaus oli vielä noin 11-12 m ja marraskuun puoliväliin mennessä se putosi 13 metriin . [5] Viimeisen valokuvahavainnon teki 27. helmikuuta 1971 Elisabeth Roemer Catalinan asemalla Arizonassa. Yritys löytää komeetta uudelleen kesäkuun lopussa epäonnistui. [6] [7] [8] [9]
Komeetan maksimikirkkaus saavutti 0,5 magnitudin [10] , mikä teki siitä seitsemänneksi kirkkain komeetta sitten vuoden 1935. [yksitoista]
Pian sen jälkeen, kun ensimmäisten kiertoradan elementtien laskeminen oli mahdollista, ehdotettiin, että komeetta tulisi "kirkas objekti paljaalla silmällä havainnointiin". Sen on osoitettu yhdistävän kolme suotuisaa ominaisuutta, jotka tekevät siitä poikkeuksellisen komeetan havainnointiin: lyhyt perihelion etäisyys Auringosta, lyhyt etäisyys Maasta ja korkea kirkkaus. [12] Siksi käynnistettiin lukuisia tutkimusprojekteja, jotta Bennettistä tuli aikansa kuvatuin ja tarkasti tutkituin komeetta.
Muutama vuosi aiemmin oletettiin, että komeettoja ympäröi kaasumainen vetyvaippa, joka voidaan havaita käyttämällä havaintoja ultravioletti Lyman-α -linjasta 121,5 nm:ssä. Tällaiset havainnot eivät kuitenkaan ole mahdollisia maasta, koska ultraviolettivalo ei kulje ilmakehän läpi. Komeetan ensimmäinen ultraviolettihavainto tapahtui tammikuussa 1970, kun Orbital Astronomical Observatory (OAO-2) rekisteröi komeetan C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) spektrin ja vahvisti ennustetun kaasuvaipan. Kun komeetta Bennett saavutti suotuisan paikan avaruushavaintoja varten saman vuoden helmikuussa, myös OAO-2 havainnoi sitä systemaattisesti maaliskuun puolivälistä huhtikuun puoliväliin tämän löydön yhteydessä seuratakseen komeetan kooman ajallisia ja spatiaalisia muutoksia. . Lyman-α-viivan lisäksi mitattiin myös OH-, NH- ja CN-päästöviivat. [13]
OAO-2:sta saaduista fotometrisistä tiedoista oli mahdollista määrittää OH:n ja H:n muodostumisnopeus sekä niiden riippuvuus komeetan etäisyydestä Auringosta. Saadut tulokset vahvistivat oletuksen, että pienillä etäisyyksillä Auringosta olevien komeettojen kaasuntuotannon määrää veden haihtuminen ytimestä. Veden kokonaishävikki sen kulkiessa sisäisen aurinkokunnan läpi arvioitiin noin 200 miljoonaksi tonniksi. [14] [15]
1. ja 2. huhtikuuta Geophysical Orbital Observatory ( OGO-5 ) havaitsi komeetan ensimmäisen kerran. OAO-2:ta herkemmällä fotometrillä pystyttiin havaitsemaan vetyatomien päästöt jopa useiden miljoonien kilometrien etäisyydeltä komeetan ytimestä. Tämän vedyn massaksi voidaan arvioida mittausten perusteella noin 2 miljoonaa tonnia. [16] Näiden ensimmäisten onnistuneiden mittausten jälkeen päätettiin jatkaa komeetan havaintoja instrumenteilla OGO-5:llä, ja huhtikuun 30. päivään mennessä oli saatu yhteensä kaksitoista karttaa komeetan intensiteetistä Lyman-α-linjalla. Kartat näyttävät vetykuoren kehityksen kuukauden aikana. huhtikuuta, jolloin komeetta oli noin 0,6 AU:n etäisyydellä. esim. Auringosta vetykuoren pituus oli 20 × 15 miljoonaa km, minkä jälkeen se pieneni hitaasti. Vetyatomien johdettu tuotantonopeus oli verrattavissa OAO-2-havainnoista saatuun arvoon. [17] [18] Jatkotutkimuksissa yritettiin teoreettisesti perustella mittaustuloksia johdonmukaisemmin ja luoda jalostettuja malleja vetykuorten muodostumiselle. [19] [20]
Goddard Space Flight Centerissä Marylandissa 28. maaliskuuta - 18. huhtikuuta 1970 komeetta otettiin kuvia interferenssisuodattimilla eri aallonpituuksilla violetilla, sinisellä, vihreällä ja keltaisella spektrialueella. Erityisesti arvioitiin CN:n, C 2 :n , CO + :n ja Na: n päästöviivat . Näistä ja muista kuvista, jotka otettiin 8. ja 9. huhtikuuta Hampurin observatoriossa valkoisessa valossa, luotiin komeetan kooman kartat, joissa oli yhtä kirkkaat viivat (isofotit) jopa 150 000 km:n etäisyydellä ytimestä. [21] Samanlaisia tutkimuksia suoritettiin myös 31. maaliskuuta - 27. huhtikuuta Hume Cronin Memorial Observatoryssa Länsi-Ontarion yliopistossa Kanadassa. Komeetta oli myös kuvia interferenssisuodattimilla eri aallonpituuksilla spektrin violetilla, sinisellä ja vihreällä alueella. Erityisesti mitattiin CN:n ja C 2 :n emissioviivat ja arvioitiin niiden intensiteettiprofiilit yhdensuuntaisissa ja kohtisuorassa suunnassa komeetan hännän suhteen [22] ja esitettiin isofootteina. [23]
30. maaliskuuta - 7. toukokuuta 1970 komeetan spektrografisia tutkimuksia suoritettiin Toledon yliopiston observatoriossa Ohiossa. Osana havaintoja saatiin C 2- ja CN-emissiolinjojen kirkkausprofiilit jopa 100 000 km:n etäisyydeltä komeetan ytimestä. [24] Happiatomin "kielletyn" emissiolinjan kirkkausprofiili aallonpituudella 630 nm luotiin myös huhtikuun 18. päivän kuvista. Oletettiin, että nämä atomit ovat seurausta CO 2 :n hajoamisesta ja että Bennettin komeetta sisälsi enemmän CO 2 :ta kuin vettä. [25] Samoja kuvia käytettiin myös H 2 O + -ionin kirkkausprofiilin luomiseen noin 100 000 km:n etäisyydellä ytimestä ja sen tuotantonopeuden määrittämiseen. [26] Tuloksia tarkistettiin myöhemmin parantamalla tietojenkäsittelyä. [27] Kuitenkin tarkka radikaalien muodostumisprosessi komeettakoomassa on edelleen epäselvä. Esimerkiksi OH-radikaalin määrää ei voida selittää pelkästään ytimestä haihtuvan veden hajoamisella. [28]
Maaliskuun 7. ja maaliskuun 18. välisenä aikana komeetta otettiin kuvia Cerro Tololo Inter-American Observatoryssa Chilessä, jossa komeetan pyrstö ei osoittanut havaittavia häiriöitä. Tämä osoittaa, että tänä aikana aurinkotuulen ja siihen liittyvien magneettikenttien ja komeetan välillä oli suhteellisen hiljaista vuorovaikutusta. [29]
Asiagon astrofysikaalisessa observatoriossa Italiassa maaliskuun lopusta toukokuun loppuun otetut kuvat arvioitiin kaasun ja pölyn jakautumisen suhteen Bennettin komeetan pyrstössä. Huhtikuun 3. ja 4. päivänä komeetan kaasumaisen hännän nähtiin vapautuvan koomasta. [30] Neutraalin kaasuverhokäyrän spektrit osoittivat CN:n, C 2 :n , C3 : n , CH:n, NH2: n ja Na:n emissioviivat. Kaasun pyrstö osoitti päivittäisiä vaihteluita intensiteetissä ja rakenteessa, mikä osoitti erittäin epäsäännöllistä CO + -tuotantoa . [31]
Erityisesti komeetan kaasumaisessa pyrstössä huhtikuun 4. päivänä havaittua huomattavaa mutkaa yritettiin verrata samanaikaisiin auringon aktiivisuuden ja aurinkotuulen mittauksiin. Tätä tarkoitusta varten käytettiin mittauksia, jotka suorittivat samanaikaisesti OGO-5, Vela 5 , HEOS-1 ja Pioneer 8 , sekä Apollo 12 :n kuun pinnalle asentamaa ALSEP-koetta . Ensimmäisessä tutkimuksessa mitatusta aurinkotuulen dynamiikasta ei löytynyt tapahtumia, jotka voisivat selittää komeetan hännän muodonmuutoksia. [32] Lisätutkimukset kuitenkin päättelivät, että ensinnäkin lähellä Maata mitattu aurinkotuulen dynamiikka olisi todennäköisesti erilainen kuin lähellä komeetta, ja toiseksi aurinkotuulen seuranta oli puutteellista sijainnin ja ajan suhteen. komeetan häntä voi kuitenkin jäljittää aurinkotuulen tapahtumia. [33]
Kolme punaista komeetta kuvaa, jotka otettiin Thüringenin osavaltion observatoriossa Tautenburgissa 5.-8. toukokuuta, kun Maa oli melkein komeetan kiertoradan tasossa, osoitti kaksi poikkeavaa rakennetta pyrstössä: säteittäinen rakenne ja yksi lyhyt terävä huippu, joka oli suunnattu. Aurinko, luultavasti komeetta. Näiden havaintojen myöhemmät analyysit antoivat todisteita "kurkun rakenteen" (NLS) piirteistä komeetan pölypyrstössä, joka saatiin vasta teoreettisesti vuonna 1977. [34]
Havaintoja komeetan kirkkauden kehityksestä infrapuna-alueella maaliskuun lopusta huhtikuun puoliväliin 1970 suoritettiin Lunar and Planetary Laboratoryssa Arizonassa. Lisäksi havaintoja tehtiin 31. maaliskuuta 1970 infrapunateleskoopilla Learjetissa . [35]
Huhtikuun 4. 1970 komeetta Bennett mitattiin fotometrisesti O'Brienin observatoriossa Minnesotan yliopistossa lähi- ja keski-infrapunasäteilyllä aallonpituudella 2-20 mikronia. Lyhyillä aallonpituuksilla olevan noin 500 K:n mustan kappaleen jatkumon lisäksi havaittiin myös 10 µm:n emissioviiva, joka johtui komeetan pölyn silikaattirakeista. [36] Havainto vahvistettiin toisella mittauksella 21. huhtikuuta Kitt Peak National Observatoryssa Arizonassa. [37]
Länsi-Virginiassa sijaitsevan Green Bankin observatorion radioteleskooppia käyttäen yritettiin havaita formaldehydisäteilyä 4,83 GHz:n taajuudella kuuden päivän ajan maaliskuun puolivälissä 1970. [38] Vastaavasti Yhdysvaltain laivaston tutkimuslaboratorion Marylandissa sijaitseva radioteleskooppi yritti havaita vesimolekyylien emission 22,2 GHz:n taajuudella neljän päivän ajan maaliskuun lopussa 1970. [39] Kummassakaan tapauksessa tällaisia poikkeamia ei löytynyt.
Komeetta Bennett oli myös mukana astronautien havainnointiohjelmassa Apollo 13 :lla . Sen jälkeen kun komeetta oli kuvattu 13. huhtikuuta 1970, se oli tarkoitus ottaa uudelleen 14. huhtikuuta päivittäisen televisiolähetyksen päätyttyä. Manööverin aikana, jossa avaruusalus oli suunnattava uudelleen näitä tutkimuksia varten, yksi happisäiliöistä räjähti, ja myöhemmät miehistön pelastustoimet peruuttivat kaikki muut tiedeohjelmat. [40]
Vuonna 1973 Delsemm ja Roode yrittivät ensin määrittää useiden komeettojen, mukaan lukien Bennettin, säteen ja albedon kirkkausmittauksista suurilla etäisyyksillä Auringosta ja havainnoimalla kaasuntuotantoa pienillä etäisyyksillä Auringosta. Olettaen, että komeetan ydin koostuu pääasiassa vesijäästä ja että koko pinta on kokonaan lumen peitossa, joka sublimoituu lähestyttäessä Aurinkoa, komeetan ytimelle voidaan saada noin 0,66 albedo. Tämä arvo on huomattavasti korkeampi kuin myöhemmin komeettojen pinnalle löydetyt arvot, mikä johtui todennäköisesti virheellisistä oletuksista ja virheellisistä komeetan kirkkauden mittauksista. Niiden laskentamenetelmä oli kuitenkin uraauurtava jatkotutkimukselle. [41]
Komeetan ja Maan sopivan suhteellisen sijainnin vuoksi (venymä on aina suurempi kuin 32°) sitä tarkkailtiin jatkuvasti löytöhetkestä etelätaivaalla vuoden 1970 syyskuun puoliväliin saakka lähellä taivaan pohjoisnapaa. Marsden pystyi määrittämään 391 havainnosta noin 10 kuukauden aikana elliptisen kiertoradan komeetalle, joka on noin 90° kalteva ekliptiikkaan nähden . [42] Siten sen kiertorata on kohtisuorassa planeettojen kiertoradoihin nähden. Aurinkoa lähinnä olevassa kiertoradassa ( perihelionissa ), jonka komeetta ohitti viimeksi 20. maaliskuuta 1970, se oli hieman kauempana Auringosta kuin sisin planeetta Merkurius , noin 80,4 miljoonan kilometrin etäisyydellä. Maaliskuun 26. päivänä se lähestyi Maata 0,69 AU:iin. e. / 103,0 miljoonaa km.
Jo vuonna 1973 Marsden, Sekanina ja Yeomans osoittivat, että komeetan kiertorataa kuvataan parhaiten ottamalla huomioon painovoiman lisäksi ei-gravitaatiovoimat [43] . Komeetan alkuperäiselle kiertoradalle ennen sisäistä aurinkokuntaa he määrittelivät ellipsin, jonka puolipääakselin arvo oli noin 135 AU. e., joka vastaa noin 1570 vuoden ajanjaksoa. [44] Myöhemmässä tutkimuksessa vuonna 1978 Marsden, Sekanina ja Everhart antoivat uusia arvoja alkuperäiselle ja tulevalle semi-suurakselille. Tässä laskelmassa otettiin kuitenkin jälleen huomioon vain gravitaatiovoimat. [45]
Krulikovskyn viimeisimmän tutkimuksen mukaan, jossa otettiin huomioon 548 havaintoa noin 10 kuukauden aikana, sekä ei-gravitaatiovoimat, seuraava on totta: komeetta liikkuu erittäin pitkänomaisella elliptisellä kiertoradalla Auringon ympäri. Kun otetaan huomioon kiertoradan elementtien ja ei-gravitaatiovoimien epävarmuus, sen kiertoradan epäkeskisyys oli noin 0,9960 ja puolipääakseli noin 135,5 AU. e. jonkin aikaa ennen sisäisen aurinkokunnan läpikulkua vuonna 1970, joten sen kiertoaika oli noin 1575 vuotta. Siksi komeetta olisi voinut ilmestyä antiikissa noin vuonna 395. Planeetoilta peräisin olevien häiriöiden seurauksena, nimittäin 5 AU:n kulkien aikana. e. Saturnuksesta 24. elokuuta 1968 ja klo 6.00. e. 2. marraskuuta 1971 ja myös klo 5. eli Jupiterista 23. maaliskuuta 1970 kiertoradan epäkeskisyys nousi hieman arvoon 0,9962 ja puolipääakseli 140 AU:een. e., niin että kiertoaika kasvoi 1660 vuoteen. Kun komeetta saavuttaa uloimman pisteensä (afelion) noin vuonna 2800, se on 41,8 miljardin kilometrin päässä Auringosta, lähes 280 kertaa kauempana kuin Maa ja 9 kertaa kauempana kuin Neptunus. Sen kiertonopeus aphelionissa on vain noin 0,11 km/s. Komeetan seuraavan paluu perihelioon odotetaan tapahtuvan noin vuonna 3630. [46]
Hasegawan tutkimuksessa komeetta Bennett ehdotettiin ehdokkaaksi mahdolliseen tunnistamiseen Kiinassa ja Euroopassa syyskuussa 363 havaittuun komeettaan, mutta tätä oletusta ei vahvistettu [47] .