C/1947 X1 (Südkomet)

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C/1947 X1 (Südkomet)
Eigenschaften des Orbits (Animation)
Epoche: 1. Dezember 1947 (JD 2.432.520,5)
Orbittyp langperiodisch
Numerische Exzentrizität 0,99955
Perihel 0,110 AE
Aphel 486,8 AE
Große Halbachse 243,4 AE
Siderische Umlaufzeit ~3800 a
Neigung der Bahnebene 138,5°
Periheldurchgang 2. Dezember 1947
Bahngeschwindigkeit im Perihel 127,0 km/s
Geschichte
Entdecker
Datum der Entdeckung 7. Dezember 1947
Ältere Bezeichnung 1947 XII, 1947n
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten von JPL Small-Body Database Browser. Bitte auch den Hinweis zu Kometenartikeln beachten.

C/1947 X1 (Südkomet) ist ein Komet, der im Jahr 1947 nur auf der Südhalbkugel auch am Tage mit dem bloßen Auge gesehen werden konnte. Er wird von einigen zu den „Großen Kometen“ gezählt.[1]

Entdeckung und Beobachtung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Komet war am 3. Dezember 1947 in weniger als 6° Abstand an der Sonne vorbeigegangen und erschien kurz danach ziemlich überraschend für Beobachter auf der Südhalbkugel mit bereits großer Helligkeit und in geringem Abstand zur Sonne in der Abenddämmerung. Erste allerdings unbestätigte Sichtungsmeldungen aus Südafrika liegen bereits vom Abend des 7. Dezember vor, als der Komet nur 14° östlich der Sonne stand. Am 8. Dezember wurde der Komet in Australien sogar am Taghimmel gesehen. Harold S. Pallot, ein Astronomielehrer, wurde eine Stunde vor Sonnenuntergang von zwei Teenagern über ein auffälliges helles Objekt am westlichen Himmel informiert und beschrieb es nach eigener Beobachtung als viel heller als Venus zum selben Zeitpunkt und trotz des strahlenden Sonnenscheins als „hell und strahlend von einem Ende zum anderen“.[2] Pallot beschrieb den Kometenschweif als 30° lang und 25° breit und schätzte die Helligkeit des Kometen zu –5 mag.

Am 8. Dezember gingen während des ganzen Abends in Südafrika beim Royal Observatory am Kap der Guten Hoffnung und an der Sternwarte in Bloemfontein ununterbrochen Telefonanrufe aus dem ganzen Land ein und zahllose Beobachter meldeten die Sichtung des hellen Kometen. John Stefanos Paraskevopoulos berichtete zu diesem Zeitpunkt von einem über 25° langen Schweif. Am 9. Dezember wurde der Komet auch von einem Schiff vor Neuseeland, in Australien und in Südafrika beobachtet und von den Beobachtern als heller als der Große Januarkomet von 1910 und der Halleysche Komet bei seiner Erscheinung 1911 beurteilt.

Am 10. Dezember wurde die Helligkeit des Kometen von einem Astronomen in Córdoba (Argentinien) zu 2 mag geschätzt. An diesem Tag wurde auch erstmals festgestellt, dass der Komet zwei Kerne besaß, die in einen Abstand von etwa 6 Winkelsekunden zueinander standen. Die Schweiflänge wurde mit 30° angegeben. Kurz darauf erreichte der Komet seine größte südliche Deklination und begann danach rasch in seiner Helligkeit abzunehmen. Mitte des Monats betrug sie noch 4 mag und die Schweiflänge lag bei nur noch 1–2°. Die beiden Kerne des Kometen wurden währenddessen beobachtet, wie sie sich langsam voneinander entfernten. Um die Weihnachtstage war die Helligkeit des Kometen unter die Erkennbarkeit mit bloßem Auge gefallen.

Anfang Januar 1948 konnte noch eine Helligkeit von etwa 8–9 mag festgestellt werden. Die beiden Kernbruchstücke waren inzwischen bis zu einem Abstand von etwa 20 Winkelsekunden auseinandergedriftet. Die letzte Beobachtung erfolgte am 20. Januar 1948.[3]

Der Komet erreichte eine maximale Helligkeit von –1 mag.[4]

Wissenschaftliche Auswertung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Von dem Kometen wurden zahlreiche Spektrogramme von Mitte Dezember 1947 bis Anfang Januar 1948 aufgenommen. Die Spektrallinien konnten zahlreichen chemischen Verbindungen zugeordnet werden.[3]

Zdenek Sekanina analysierte die Bewegung der beiden Kerne des Kometen und beschrieb in einer wissenschaftlichen Arbeit von 1978, dass der Kern des Kometen C/1947 X1 wahrscheinlich am 30. November, also etwa zwei Tage vor seiner größten Annäherung an die Sonne, in zwei Teile zerbrochen war. Danach entfernten sich die Bruchstücke nur mit einer geringen Geschwindigkeit von 1–2 m/s voneinander.[5] Der Zerfall war dabei nicht durch Gezeitenkräfte verursacht (nontidal splitting).[6] Die mit diesem Zerfallsprozess einhergehenden Staubfreisetzungen waren wahrscheinlich verantwortlich für den extremen Helligkeitsausbruch des Kometen bei seinem Vorbeigang an der Sonne.[7]

Umlaufbahn[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Für das Kometenbruchstück A konnte aus 44 Beobachtungsdaten über einen Zeitraum von 41 Tagen eine eingeschränkt genaue langgestreckte elliptische Umlaufbahn bestimmt werden, die um rund 139° gegen die Ekliptik geneigt ist.[8] Der Komet läuft damit im gegenläufigen Sinn (retrograd) wie die Planeten durch seine Bahn. Die Bahnelemente von Bruchstück A sind exemplarisch in der Infobox angegeben. Das Bruchstück B entfernte sich initial nur relativ langsam vom Bruchstück A und dafür konnten aus 29 Beobachtungsdaten über einen Zeitraum von 38 Tagen ebenfalls Elemente einer Umlaufbahn bestimmt werden.[9]

Im sonnennächsten Punkt der Bahn (Perihel), den die Kometenbruchstücke am 2. Dezember 1947 durchlaufen haben, befanden sie sich mit etwa 16,5 Mio. km Sonnenabstand weit innerhalb der Umlaufbahn des Merkur. Bereits am 15. November war der Komet in etwa 68,0 Mio. km Abstand an der Venus und am 30. November in etwa 39,3 Mio. km Distanz am Merkur vorbeigegangen. Nach dem Periheldurchgang erreichten die Bruchstücke am 7. Dezember mit etwa 0,85 AE/127,1 Mio. km die größte Annäherung an die Erde. Am 29. Dezember erfolgte ein zweiter naher Vorbeigang an der Venus in etwa 40,9 Mio. km Abstand.

Da nur Bahnelemente für die beiden Kometenbruchstücke A und B ermittelt wurden, können keine definitiven Aussagen über die Bahn des Kometen vor seinem Zerfall gemacht werden, insbesondere da beim Zerfall und beim nahen Vorbeigang an der Sonne auch nicht-gravitative Effekte eine Rolle gespielt haben dürften. Aus der Bahn des helleren und wahrscheinlich größeren Bruchstücks A kann angenommen werden, dass sich der Komet auch vor seiner Passage des inneren Sonnensystems im Jahr 1947 bereits auf einer extrem langgestreckten elliptischen Bahn um die Sonne bewegte. Seine Umlaufzeit lag wahrscheinlich bei einigen tausend Jahren. Durch die Anziehungskraft der Planeten, insbesondere durch zwei relativ nahe Vorbeigänge am Jupiter am 6. Oktober 1947 und am 14. Oktober 1949 in jeweils etwa 4 ¾ AE Abstand, wurde die Bahnexzentrizität des Bruchstücks A auf etwa 0,99941 und die Große Halbachse auf etwa 190 AE verringert, so dass sich seine Umlaufzeit auf etwa 2650 Jahre verkürzte. Bei Bruchstück B, für das das zweite Rendezvous mit Jupiter bereits knapp neun Stunden später und in einem etwa 850.000 km größerem Abstand als für Bruchstück A stattfand, wurde die Bahnexzentrizität auf etwa 0,99949 und die Große Halbachse auf etwa 223 AE verringert, so dass seine Umlaufzeit jetzt bei noch etwa 3300 Jahren liegt.[10]

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. John E. Bortle: International Comet Quarterly – The Bright-Comet Chronicles. Abgerufen am 25. September 2015 (englisch).
  2. D. A. J. Seargent: The Greatest Comets in History: Broom Stars and Celestial Scimitars. Springer, New York, 2009, ISBN 978-0-387-09512-7, S. 236–237.
  3. a b Gary W. Kronk: Cometography - A Catalog of Comets. Volume 4: 1933–1959. Cambridge University Press, Cambridge 2009, ISBN 978-0-521-58507-1, S. 276–282.
  4. P. Moore, R. Rees: Patrick Moore’s Data Book of Astronomy. Cambridge University Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-89935-2, S. 271.
  5. Z. Sekanina: Relative motions of fragments of the split comets. II – Separation velocities and differential decelerations for extensively observed comets. In: Icarus. Band 33, 1978, S. 173–185 doi:10.1016/0019-1035(78)90031-3.
  6. Z. Sekanina: The problem of split comets revisited. In: Astronomy and Astrophysics. Band 318, 1997, S. L5–L8, bibcode:1997A&A...318L...5S.
  7. H. Boehnhardt: Split Comets. In: M. C. Festou, H. U. Keller, H. A. Weaver (Hrsg.): Comets II. University of Arizona Press, Tucson, 2004, S. 301–316 (lpi.usra.edu PDF; 1,95 MB).
  8. NASA JPL Small-Body Database Browser: C/1947 X1-A. Abgerufen am 25. September 2015 (englisch).
  9. NASA JPL Small-Body Database Browser: C/1947 X1-B. Abgerufen am 25. September 2015 (englisch).
  10. SOLEX 11.0 von A. Vitagliano. Archiviert vom Original am 18. September 2015, abgerufen am 2. Mai 2014 (englisch).