| C/1969 Y1 (Bennett) | |
|---|---|
| Deschidere | |
| Descoperitor | John Caister Bennett |
| data deschiderii | 28 decembrie 1969 |
| Denumiri alternative | 1970II, 1969i |
| Caracteristicile orbitei | |
|
Epoca 4 aprilie 1970 ( JD 2440680,5) |
|
| Excentricitate | 0,99619 |
| Axa majoră ( a ) | 141,2 u.a. |
| Periheliu ( q ) | 0,197 u.a. |
| Aphelios ( Q ) | 282 a.u. |
| Perioada orbitală ( P ) | ~1678 ani |
| Înclinarea orbitală | 90,0394° |
| Ultimul periheliu | 20 martie 1970 |
| Informații în Wikidata ? | |
Cometa C/1969 Y1 (Bennett) este una dintre cele două comete strălucitoare observate cu ochiul liber în anii 1970 (împreună cu cometa West ). Datorită luminozității sale, este una dintre marile comete . A devenit a doua cometă din istoria astronomiei, observată de pe placa sateliților artificiali ai Pământului .
Cometa a fost descoperită în seara zilei de 28 decembrie 1969 de către astronomul amator sud-african John C. Bennett folosind un refractor de 125 mm în Pretoria . Descoperirea a avut loc la doar 15 minute după începerea unui program de căutare a cometei pe care el îl conducea de ani de zile, dar nu a reușit să descopere nimic timp de 333 de ore în ultimii trei ani. Bennett a estimat luminozitatea cometei la 8,5 magnitudini și a descris-o ca fiind mică, difuză, fără coadă vizibilă. El a raportat descoperirea sa organizațiilor oficiale și a putut repeta observarea cometei în seara următoare. [unu]
Alte descoperiri independente au fost făcute în Africa de Sud și Australia în nopțile următoare. În primele zile ale lui ianuarie 1970, cometa a fost observată de mulți observatori în emisfera sudică , cu doar ușoare modificări ale luminozității la început. La sfârșitul lunii ianuarie, luminozitatea a atins aproximativ a 7-a magnitudine și a fost detectată pentru prima dată o coadă lungă de 1°. Până la sfârșitul lunii februarie, cometa putea fi deja observată cu ochiul liber, iar lungimea cozii ajunsese la 5°.
În martie, cometa s-a luminat rapid, iar observatorii din regiunile sudice ale emisferei nordice au putut să o vadă și pe cerul dimineții pentru prima dată. La mijlocul lunii, luminozitatea a ajuns la aproximativ 0 m , iar lungimea cozii a ajuns la 10°. Coada prezenta structuri asemănătoare firelor care se împletesc și o cantitate neobișnuit de mare de praf. [2] Pe 22 martie, cometa și-a atins distanța unghiulară minimă de la Soare la observatorii de pe Pământ, iar câteva zile mai târziu vizibilitatea sa pentru observatorii din emisfera sudică s-a încheiat, deplasându-se pe cerul nordic. Luminozitatea cometei a scăzut din nou încet. Aspectul și structura cozii s-au schimbat de la noapte la noapte, în ea au apărut raze în formă de evantai și a putut fi observată și o anti-coadă. Până la sfârșitul lunii, cometa era un obiect circumpolar și, prin urmare, era vizibilă toată noaptea, [3] luminozitatea era încă de 1,5 m , lungimea cozii de gaz era de 10°, iar coada de praf era de cel puțin 20°.
Deși cometa a continuat să-și piardă din luminozitate, cea mai mare lungime a cozii de peste 20° a fost observată în prima jumătate a lunii aprilie. Atât cozile de gaz, cât și cele de praf au prezentat schimbări rapide, răsuciri și compactări. Ultimele observații cu ochiul liber au fost făcute în luna mai, până la sfârșitul lunii luminozitatea cometei a scăzut la magnitudinea a 7-a, iar lungimea cozii a scăzut la 2,5°. [patru]
Din august coada nu era vizibilă, la mijlocul lunii septembrie luminozitatea era încă de aproximativ 11-12 m , iar la jumătatea lunii noiembrie a scăzut la 13 m . [5] Ultima observație fotografică a fost făcută pe 27 februarie 1971 de Elisabeth Roemer la stația Catalina din Arizona. O încercare de a găsi din nou cometa la sfârșitul lunii iunie a eșuat. [6] [7] [8] [9]
Luminozitatea maximă a cometei a atins 0,5 magnitudine [10] , făcând-o a șaptea cea mai strălucitoare cometă din 1935. [unsprezece]
La scurt timp după ce a devenit posibil să se calculeze primele elemente orbitale, s-a sugerat că cometa va deveni „un obiect luminos pentru observare cu ochiul liber”. S-a demonstrat că combină trei proprietăți favorabile care o fac o cometă excepțională pentru observație: o distanță scurtă de periheliu față de Soare, o distanță mică de Pământ și luminozitate ridicată. [12] Prin urmare, au fost demarate numeroase proiecte de cercetare, astfel încât cometa Bennett a devenit cea mai fotografiată și atent studiată cometă a timpului său.
Cu câțiva ani mai devreme s-a presupus că cometele sunt înconjurate de o înveliș gazos de hidrogen, care poate fi detectat folosind observații în linia ultravioletă Lyman-α la 121,5 nm. Cu toate acestea, astfel de observații nu sunt posibile de pe Pământ, deoarece lumina ultravioletă nu trece prin atmosferă. Prima observație ultravioletă a cometei a avut loc în ianuarie 1970, când Observatorul Astronomic Orbital (OAO-2) a înregistrat spectrul cometei C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) și a confirmat învelișul de gaz prezis. Când cometa Bennett a ajuns într-o poziție favorabilă pentru observații din spațiu în luna februarie a acelui an, a fost, de asemenea, observată sistematic de OAO-2 de la mijlocul lunii martie până la mijlocul lunii aprilie, în legătură cu această descoperire, pentru a urmări schimbările temporale și spațiale ale comei cometare. . Pe lângă linia Lyman-α, au fost măsurate și liniile de emisie OH, NH și CN. [13]
Din datele fotometrice obținute de la OAO-2, a fost posibil să se determine viteza de formare a OH și H, precum și dependența acestora de distanța cometei de la Soare. Rezultatele obţinute au confirmat ipoteza că producerea de gaz de către comete la distanţe mici de Soare este determinată de evaporarea apei din nucleu. Pierderea totală de apă în timpul trecerii prin sistemul solar interior a fost estimată la aproximativ 200 de milioane de tone [14] [15]
Pe 1 și 2 aprilie, cometa a fost detectată pentru prima dată de Observatorul Geofizic Orbital ( OGO-5 ). Folosind un fotometru mai sensibil decât la OAO-2, a fost posibilă detectarea emisiilor de atomi de hidrogen la o distanță de până la câteva milioane de km de nucleul cometei. Masa acestui hidrogen poate fi estimată din măsurători la aproximativ 2 milioane de tone. [16] După aceste prime măsurători de succes, s-a decis să se continue observațiile cometei cu instrumentele de la bordul OGO-5, iar până pe 30 aprilie, au fost obținute un total de douăsprezece hărți ale intensității cometei pe linia Lyman-α. Hărțile arată evoluția învelișului de hidrogen pe parcursul unei luni. 1 aprilie, când cometa se afla la o distanță de aproximativ 0,6 UA. e. de la Soare, învelișul de hidrogen avea o lungime de 20 × 15 milioane km, după care a scăzut încet. Rata de producție derivată a atomilor de hidrogen a fost comparabilă cu valoarea obținută din observațiile OAO-2. [17] [18] În studii ulterioare, s-au făcut încercări de a fundamenta teoretic rezultatele măsurătorilor cu o mai mare consistență și de a crea modele rafinate pentru formarea învelișurilor de hidrogen. [19] [20]
La Centrul de Zbor Spațial Goddard din Maryland, între 28 martie și 18 aprilie 1970, au fost luate imagini ale cometei cu filtre de interferență la diferite lungimi de undă în intervalele spectrale violet, albastru, verde și galben. În special, liniile de emisie de CN, C2 , CO + și Na au fost estimate. Din aceste și alte imagini realizate pe 8 și 9 aprilie la Observatorul din Hamburg în lumină albă, au fost create hărți ale comei cometei cu linii de luminozitate egală (izofote) la o distanță de până la 150.000 km de nucleu. [21] Studii similare au fost efectuate și în perioada 31 martie - 27 aprilie la Observatorul Memorial Hume Cronin de la Universitatea din Western Ontario din Canada. Au existat și imagini ale cometei cu filtre de interferență la diferite lungimi de undă în regiunile violet, albastru și verde ale spectrului. În special, liniile de emisie ale CN și C 2 au fost măsurate , iar profilele lor de intensitate în direcții paralele și perpendiculare pe coada cometei au fost estimate [22] și afișate ca izofote. [23]
Între 30 martie și 7 mai 1970, studiile spectrografice ale cometei au fost efectuate la observatorul Universității din Toledo din Ohio. Ca parte a observațiilor, profilurile de luminozitate ale liniilor de emisie C 2 și CN au fost obținute la o distanță de până la 100.000 km de nucleul cometei. [24] Profilul de luminozitate al liniei de emisie „interzisă” a atomului de oxigen la o lungime de undă de 630 nm a fost, de asemenea, creat din imaginile din 18 aprilie. S-a presupus că acești atomi sunt rezultatul dezintegrarii CO 2 și că cometa lui Bennett conținea mai mult CO 2 decât apă. [25] Aceleași imagini au fost, de asemenea, folosite pentru a crea un profil de luminozitate al ionului H 2 O + la o distanță de aproximativ 100.000 km de nucleu și pentru a determina rata de producere a acestuia. [26] Rezultatele au fost ulterior revizuite prin îmbunătățirea procesării datelor. [27] Cu toate acestea, procesul exact de formare a radicalilor într-o comă cometă rămâne neclar. De exemplu, cantitatea de radical OH nu poate fi explicată doar prin degradarea apei care se evaporă din nucleu. [28]
Din 7 martie până în 18 martie, imaginile cometei au fost luate la Observatorul Inter-American Cerro Tololo din Chile, în care coada cometei nu a arătat nicio perturbare vizibilă. Acest lucru indică faptul că în această perioadă au existat interacțiuni relativ liniștite între vântul solar și câmpurile magnetice asociate acestuia și cometă. [29]
Imaginile realizate la Observatorul Astrofizic Asiago din Italia de la sfârșitul lunii martie până la sfârșitul lunii mai au fost evaluate pentru distribuția gazului și a prafului în coada cometei Bennett. Pe 3/4 aprilie, coada gazoasă a cometei a fost văzută eliberându-se din comă. [30] Spectrele învelișului gazos neutru au arătat liniile de emisie de CN, C 2 , C 3 , CH, NH 2 și Na. Coada gazului a prezentat fluctuații zilnice de intensitate și structură, indicând o producție foarte neregulată de CO + . [31]
În special, s-au făcut încercări de a compara îndoirea vizibilă care a fost observată în coada gazoasă a cometei pe 4 aprilie cu măsurătorile simultane ale activității solare și ale vântului solar. În acest scop, au fost utilizate măsurători care au fost efectuate simultan de navele spațiale OGO-5, Vela 5 , HEOS-1 și Pioneer 8 , precum și experimentul ALSEP instalat pe suprafața lunară de către Apollo 12 . În primul studiu, nu au fost găsite evenimente în dinamica măsurată a vântului solar care ar putea explica deformațiile cozii cometei. [32] Cu toate acestea, cercetările ulterioare au concluzionat că, în primul rând, dinamica vântului solar măsurată în apropierea Pământului ar fi probabil diferită de cea din apropierea unei comete, iar în al doilea rând, monitorizarea vântului solar a fost incompletă în ceea ce privește locația și timp, astfel încât deformațiile coada cometei, însă, poate urmări evenimentele vântului solar. [33]
Trei imagini roșii ale cometei realizate la Observatorul de Stat din Turingia din Tautenburg în perioada 5-8 mai, când Pământul era aproape în planul orbitei cometei, au arătat două structuri anormale în coadă: o structură radială și un vârf scurt ascuțit îndreptat. Soarele, probabil praf de cometă. Analizele ulterioare ale acestor observații au furnizat dovezi ale caracteristicilor „structurii gâtului” (NLS) în coada de praf a cometei, care a fost obținută doar teoretic în 1977. [34]
Observații ale dezvoltării luminozității cometei în domeniul infraroșu de la sfârșitul lunii martie până la mijlocul lui aprilie 1970 au fost efectuate la Laboratorul Lunar și Planetar din Arizona. În plus, observațiile au fost făcute la 31 martie 1970 cu un telescop în infraroșu la bordul unui Learjet . [35]
Pe 4 aprilie 1970, cometa Bennett a fost măsurată fotometric la Observatorul O'Brien de la Universitatea din Minnesota, în infraroșu apropiat și mediu, la o lungime de undă de 2-20 microni. Pe lângă un continuum de corp negru de aproximativ 500 K la lungimi de undă scurte, a fost detectată și o linie de emisie de 10 µm, care a fost atribuită granulelor de silicat din praful cometei. [36] Observația a fost confirmată printr-o altă măsurătoare pe 21 aprilie la Observatorul Național Kitt Peak din Arizona. [37]
Folosind radiotelescopul Observatorului Green Bank din Virginia de Vest timp de șase zile, la mijlocul lunii martie 1970, s-au făcut încercări de a detecta radiația de formaldehidă la o frecvență de 4,83 GHz. [38] În mod similar, radiotelescopul al Laboratorului de Cercetare Navală al Statelor Unite din Maryland a încercat să detecteze emisia de molecule de apă la o frecvență de 22,2 GHz timp de patru zile la sfârșitul lunii martie 1970. [39] În ambele cazuri, nu au fost detectate astfel de valori aberante.
Cometa Bennett a fost inclusă și în programul de observare a astronauților de la bordul Apollo 13 . După ce cometa a fost fotografiată pe 13 aprilie 1970, urma să fie reluată pe 14 aprilie după încheierea difuzării zilnice de televiziune. În timpul unei manevre în care nava spațială urma să fie reorientată pentru aceste sondaje, unul dintre rezervoarele de oxigen a explodat, iar eforturile ulterioare de salvare a echipajului au anulat toate programele științifice ulterioare. [40]
În 1973, Delsemm și Roode au încercat pentru prima dată să determine raza și albedo-ul mai multor comete, inclusiv cometa Bennett, din măsurători de luminozitate la distanțe mari de Soare și au observat producția de gaz la distanțe mici de Soare. Presupunând că nucleul cometei este compus în principal din gheață de apă și că întreaga suprafață este complet acoperită de zăpadă, care se sublimează pe măsură ce se apropie de Soare, se poate obține un albedo de aproximativ 0,66 pentru nucleul cometei. Această valoare este semnificativ mai mare decât valorile găsite mai târziu pentru suprafața cometelor, ceea ce s-a datorat probabil unor presupuneri incorecte și măsurători incorecte ale luminozității cometei. Cu toate acestea, metoda lor de calcul a fost inovatoare pentru cercetări ulterioare. [41]
Datorită poziției relativ convenabile a cometei și a Pământului (alungirea este întotdeauna mai mare de 32°), a fost observată continuu din momentul descoperirii pe cerul sudic până la mijlocul lunii septembrie 1970 în apropierea polului nord al cerului. Din 391 de observații pe o perioadă de aproximativ 10 luni, Marsden a reușit să determine o orbită eliptică pentru cometă, care este înclinată cu aproximativ 90° față de ecliptică . [42] Astfel, orbita sa este perpendiculară pe orbitele planetelor. În cel mai apropiat punct orbital ( periheliu ) de Soare, pe care cometa a trecut ultima dată pe 20 martie 1970, era puțin mai departe de Soare decât cea mai interioară planetă Mercur , la o distanță de aproximativ 80,4 milioane km. Pe 26 martie, s-a apropiat de Pământ la 0,69 UA. e. / 103,0 milioane km.
Încă din 1973, Marsden, Sekanina și Yeomans au arătat că orbita unei comete este cel mai bine descrisă luând în considerare forțele negravitaționale în plus față de cele gravitaționale [43] . Pentru orbita inițială a cometei înainte de a se apropia de sistemul solar interior, au determinat o elipsă cu o valoare a semi-axei majore de aproximativ 135 UA. e., care corespunde unei perioade de circa 1570 de ani. [44] Într-un studiu ulterior din 1978, Marsden, Sekanina și Everhart au dat noi valori pentru semi-axa inițială și viitoare. Cu toate acestea, în acest calcul, doar forțele gravitaționale au fost din nou luate în considerare. [45]
Conform ultimelor cercetări ale lui Krulikovsky, care a luat în considerare 548 de observații pe o perioadă de aproximativ 10 luni, precum și forțele negravitaționale, este adevărat: cometa se mișcă pe o orbită eliptică extrem de alungită în jurul Soarelui. Având în vedere incertitudinea elementelor orbitale și a forțelor negravitaționale, orbita sa a avut o excentricitate de aproximativ 0,9960 și o semi-axă majoră de aproximativ 135,5 UA. e. cu ceva timp înainte de trecerea sistemului solar interior în 1970, astfel încât perioada sa orbitală a fost de aproximativ 1575 de ani. Prin urmare, cometa ar fi putut apărea în antichitate în jurul anului 395. Ca urmare a perturbațiilor planetelor, și anume în timpul trecerilor de 5 UA. e. de la Saturn la 24 august 1968 si la 6 a. e. 2 noiembrie 1971, și tot la 5 a. e. de la Jupiter pe 23 martie 1970, excentricitatea orbitală a crescut ușor până la 0,9962, iar semi-axa majoră la 140 UA. e., astfel încât perioada de circulație a crescut la 1660 de ani. Când cometa va atinge punctul cel mai exterior (afeliu) în jurul anului 2800, se va afla la 41,8 miliarde de kilometri de Soare, de aproape 280 de ori mai departe decât Pământul și de 9 ori mai departe decât Neptun. Viteza sa orbitală la afeliu este de numai aproximativ 0,11 km/s. Următoarea întoarcere a cometei la periheliu este de așteptat să aibă loc în jurul anului 3630. [46]
Într-un studiu realizat de Hasegawa, cometa Bennett a fost propusă ca candidat pentru o posibilă identificare cu o cometă observată în China și Europa în septembrie 363, dar această presupunere nu a fost confirmată [47] .