C/2001 Q4 (NEAT)

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C/2001 Q4 (NEAT)
2001q4neat.JPG
Eigenschaften des Orbits (Animation)
Epoche: 16. Mai 2004 (JD 2.453.141,5)
Orbittyp hyperbolisch
Numerische Exzentrizität 1,00069
Perihel 0,962 AE
Neigung der Bahnebene 99,6°
Periheldurchgang 15. Mai 2004
Bahngeschwindigkeit im Perihel 43,0 km/s
Physikalische Eigenschaften des Kerns
Rotationsperiode 23,2 h[1]
Geschichte
Entdecker NEAT
Datum der Entdeckung 24. August 2001
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten von JPL Small-Body Database Browser. Bitte auch den Hinweis zu Kometenartikeln beachten.

C/2001 Q4 (NEAT) ist ein Komet, der im Jahr 2004 mit dem bloßen Auge gesehen werden konnte. Er war bereits fast drei Jahre zuvor im Rahmen des Projekts Near Earth Asteroid Tracking (NEAT) entdeckt worden und wurde zu einem der hellsten Kometen des Jahres 2004.

Entdeckung und Beobachtung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Das Projekt NEAT des Jet Propulsion Laboratory (JPL) hatte eigentlich zum Ziel, erdnahe Asteroiden rechtzeitig aufzuspüren, bevor sie zu einer Kollisionsgefahr für die Erde werden könnten. Als Nebeneffekt führte dieses Projekt aber auch zur Entdeckung zahlreicher Kometen.

Auf Aufnahmen des Palomar-Observatoriums vom 24. bis 27. August 2001 entdeckten S. H. Pravdo, E. F. Helin und K. J. Lawrence vom Jet Propulsion Laboratory einen runden nebelförmigen Fleck mit einer Helligkeit von etwa 20 mag.[2] Zum Zeitpunkt seiner Entdeckung befand sich der Komet noch in einer Entfernung von über 10 AE von der Sonne, weiter als der Planet Saturn, und damit in der größten Entfernung, in der jemals ein Komet entdeckt worden war.

Im Laufe des Jahres 2003 nahm die Helligkeit des Kometen langsam zu. Lange Zeit war er nur von der Südhalbkugel in der Nähe des südlichen Himmelspols zu sehen. Beobachter in Brasilien und Australien schätzten Anfang September 2003 die Helligkeit zu etwa 12 mag, Ende des Jahres zu etwa 10 mag und im Februar 2004 zu etwa 8 mag. Eine erste Sichtung mit bloßem Auge erfolgte Ende März auf den Falklandinseln bei etwa 6 mag.

Der Komet nahm weiter an Helligkeit zu, blieb aber bis in den Mai 2004 nur am Südhimmel zu beobachten, wo ihn viele Beobachter verfolgten. Ab 10. Mai konnte er dann am Abendhimmel der Nordhalbkugel aufgefunden werden, wo er zu dem Zeitpunkt auch seine größte Helligkeit von etwa 3 mag erreichte. Es wurde jetzt auch ein Kometenschweif beobachtet, die Angaben dazu waren sehr verschieden und erreichten Werte bis zu 11° Länge. Zur gleichen Zeit konnte am Morgenhimmel auch der Komet C/2002 T7 (LINEAR) beobachtet werden. Bis in die zweite Hälfte des Mai hatte die Helligkeit wieder auf unter 4 mag und die Schweiflänge auf 1,5° abgenommen.

Die Helligkeit nahm weiter ab, Anfang Juni sank sie unter die Schwelle für die Beobachtung mit bloßem Auge, und bis Mitte September war zur Beobachtung wieder ein Teleskop nötig. Die Beobachtungen des Kometen wurden noch bis Anfang des Jahres 2005 fortgesetzt.[3] Die letzte Positionsbestimmung gelang am 18. August 2006, fast exakt fünf Jahre nach seiner Entdeckung, am Observatorium von Ageo in Japan.[4]

Der Komet erreichte eine maximale Helligkeit von 2,8 mag und gehört damit zu den 25 hellsten Kometen seit 1935.[5]

C/2001 Q4 zusammen mit dem offenen Sternhaufen Messier 44 (links unten) aufgenommen

Wissenschaftliche Auswertung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Schon kurz nach seiner Entdeckung konnten für den Kometen NEAT vorläufige Bahnelemente bestimmt werden, die darauf hindeuteten, dass der Komet ein „dynamisch neuer“ Komet aus der Oortschen Wolke sein könnte, der zudem eine große Helligkeit bei seiner Annäherung an die Sonne erreichen würde. Es wurden daher frühzeitig zahlreiche Beobachtungsprogramme geplant, die den Kometen während seiner Annäherung an die Sonne und in Sonnennähe in verschiedenen Wellenlängenbereichen untersuchen sollten.

Bereits Mitte März 2002, als der Komet noch 8,6 AE von der Sonne entfernt war, wurden am La-Silla-Observatorium in Chile Aufnahmen gemacht und spektroskopische Untersuchungen der Kometenkoma im sichtbaren Licht vorgenommen. Die aus Staub bestehende Koma hatte in diesem Sonnenabstand bereits einen Durchmesser von über 100.000 km, es konnten aber noch keine Anzeichen einer Gasemission von CN, C2 oder C3 festgestellt werden.[6]

Die meisten anderen Beobachtungsprogramme wurden in der Zeit kurz vor und nach dem Periheldurchgang des Kometen Mitte Mai 2004 durchgeführt, als der Komet sich in günstigen Abständen von etwa 1 AE zur Sonne und deutlich unter 1 AE zur Erde befand.

Sichtbares Licht[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Vom 13. bis 19. Mai 2004 wurden am Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences in Indien spektroskopische und photometrische Untersuchungen des Kometen im sichtbaren Bereich vorgenommen. Es konnten dabei Emissionslinien von CN und C2 nachgewiesen und deren Produktionsrate abgeleitet werden.[7] Auch am Observatorium in Andruschiwka in der Ukraine wurden im Mai und Juni 2004 Untersuchungen des Kometenspektrums im sichtbaren Wellenlängenbereich vorgenommen. Am 14. Mai wurden dabei die Emissionslinien von C2, C3, CN, CH, NH2 und H2O+ entdeckt und ihre Intensitäten bestimmt.[8]

Bereits im September 2003 bei einer Entfernung des Kometen von der Sonne von etwa 3,7 AE und dann noch einmal im Mai 2004, als der Komet nur noch etwa 1 AE von der Sonne entfernt war, wurden am Very Large Telescope des Paranal-Observatoriums der Europäischen Südsternwarte in Chile spektroskopische Untersuchungen im Violetten unternommen, um das Verhältnis zwischen den stabilen Isotopen 12C/13C und 14N/15N im CN-Radikal zu bestimmen. Die gemessenen Werte veränderten sich nur wenig mit dem Sonnenabstand des Kometen und entsprachen denen, die unter ähnlichen Bedingungen auch bei den Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) und C/2003 K4 (LINEAR) gemessen wurden.[9] Um ein davon unabhängiges Messergebnis zu erhalten, wurden im Mai 2004 die beiden Kometen C/2001 Q4 (NEAT) und C/2002 T7 (LINEAR) noch einmal mit dem Very Large Telescope spektroskopisch vermessen, diesmal allerdings im Blauen, um mit einem anderen Verfahren das Verhältnis 12C/13C im C2-Molekül zu bestimmen. Die Ergebnisse waren in Übereinstimmung mit den zuvor aus der Beobachtung des CN-Radikals gewonnenen Werten.[10]

Aus Beobachtungen der konzentrischen Staubschalen um den Kometenkern am Pic-du-Midi-Observatorium in Frankreich vom 14. bis 19. Mai 2004 gelang es, eine Rotationsperiode des Kometenkerns von etwa 23,2 Stunden abzuleiten.[1] Aus weiteren Beobachtungen der morphologischen Veränderungen der Staubschalen um den Kometen, die vom 16. April bis 3. Juni u. a. am Vainu-Bappu-Observatorium in Indien und am Las-Campanas-Observatorium in Chile gemacht wurden, konnte die räumliche Orientierung der Rotationsachse des Kometenkerns sowie deren Neigung zur Bahnebene bestimmt werden. Außerdem konnten die Positionen der aktiven Zonen auf dem Kometenkern modelliert, sowie deren gesamte Fläche in der Zeit des Perihels zu etwa 40 km² abgeschätzt werden.[11]

Infrarot[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) der NASA auf Hawaii wurden am 11. Mai 2004 spektroskopische Untersuchungen des Kometen im mittleren Infrarot bei 10 µm Wellenlänge vorgenommen. Die erhaltenen Spektren ähnelten in ihrem Verlauf sehr denjenigen, die bei der im Februar 1997 erfolgten Beobachtung des Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) erhalten wurden. Der Komet ähnelt in seiner Zusammensetzung aus kristallinen Silikaten in Form von Olivin und Orthopyroxen damit weitgehend dem Kometen Hale-Bopp. Es wurde daraus abgeleitet, dass die beiden Kometen entweder in der gleichen Umgebung entstanden sind, oder dass kristalline Silikate generell weit verbreitet waren in den Zonen, in denen sich Kometen bei der Entstehung des Sonnensystems bildeten.[12] Vom 4. bis 6. Juni wurden mit der IRTF weitere spektroskopische Untersuchungen des Kometen NEAT und des Kometen C/2002 T7 (LINEAR) im Wellenlängenbereich um 10 µm durchgeführt, die die zuvor erhaltenen Ergebnisse bestätigten. Die Staubkörner beim Kometen NEAT schienen dabei kleiner gewesen zu sein als die beim Kometen LINEAR.[13] Auch bei spektroskopischen Untersuchungen am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona vom 14. Mai bis 20. Juni konnten die Signaturen von kristallinem Silikat und Olivin nachgewiesen werden.[14]

Am 8-m-Subaru-Teleskop des National Astronomical Observatory of Japan auf Hawaii wurden am 28. Mai 2004 hochaufgelöste spektroskopische Untersuchungen des Kometen im nahen Infrarot vorgenommen. Aus den Messergebnissen konnte erstmals die Kernspintemperatur von Methan zu etwa 33 K ermittelt werden. Ähnliche Werte wurden bereits zuvor für die Spintemperatur von Wasser und Ammoniak in anderen Kometen bestimmt. Die Spintemperatur entspricht wahrscheinlich der Temperatur, unter der sich das Molekül ursprünglich bildete, bevor es in das Kometenmaterial eingeschlossen wurde. Zusammen mit der Bestimmung eines zahlenmäßig nur geringen Verhältnisses zwischen Deuterium und Wasserstoff (Protium) im Methan deutet dies darauf hin, dass sich das im Kometen eingeschlossene Methan aus einer präsolaren Urwolke bei Temperaturen über 30 K bildete und dass folglich auch die Sonne aus einer warmen Wolke bei etwa 30 K entstand und nicht, wie zuvor vielfach angenommen, aus einer kalten bei etwa 10 K.[15]

Ganz ähnliche Ergebnisse brachte auch die gleichzeitig durchgeführte spektroskopische Untersuchung der Emissionslinien von Wasser im Infraroten, sowie diejenige der Emissionslinie des NH2-Radikals im sichtbaren Licht vom 24. Mai. Aus den erhaltenen Spektren wurden die zahlenmäßigen Verhältnisse zwischen Ortho- und Parawasserstoff (OPR) in diesen Molekülen bestimmt, die wiederum Spintemperaturen von etwa 31 K entsprechen.[16] Mit einer verbesserten Methode konnte nachträglich ein noch genauerer Werte für das OPR im NH2-Radikal abgeleitet werden. In der Kometenkoma entsteht das NH2-Radikal im Wesentlichen durch Zerfall des Ammoniak-Moleküls (NH3) unter der ultravioletten Strahlung der Sonne. Daher ließ sich auch das OPR von Ammoniak sowie dessen Spintemperatur zu etwa 30 K bestimmen.[17]

Mit der gleichen verbesserten Berechnungsmethode wurden auch noch einmal die Messergebnisse bei insgesamt 15 Kometen revidiert, darunter auch die Ergebnisse der Beobachtung des Kometen NEAT vom 5. bis 7. Mai 2004 am Very Large Telescope (s. o.). Auch hierbei wurde für den Kometen NEAT eine Spintemperatur für das NH3-Molekül von 30 K erhalten, ebenso wie bei fast allen anderen untersuchten Kometen, die auch im CN-Radikal ein vergleichbares Isotopenverhältnis 14N/15N aufweisen.[18]

Die Bestimmung des Verhältnisses zwischen Ortho- und Parawasserstoff in den Wassermolekülen der Kometenkoma ermöglicht auch eine neue Methode, bei der das im sichtbaren Bereich liegende Emissionsspektrum des im Wesentlichen durch Ionisation von Wasser entstehenden H2O+ ausgewertet wird. Dieses Verfahren wurde erstmals beim Kometen NEAT angewandt und führte ebenfalls zu Werten der Spintemperatur von Wasser von etwa 30 K.[19]

Ultraviolett und Röntgenstrahlung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Vom 14. September 2003 bis zum 2. November 2004 wurde der Komet NEAT mit der Solar Wind Anisotropies (SWAN)-Kamera an Bord des Satelliten Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) beobachtet, dieser Zeitraum umfasst die Bewegung des Kometen von einer Entfernung von 3 ¼ AE Abstand von der Sonne vor seinem Periheldurchgang bis zu einer Entfernung von 2 ¾ AE nach seinem Perihel. Regelmäßige Aufnahmen der Wasserstoffverteilung im interplanetaren Medium im Licht der Lyman-α-Linie bei 121,5 nm ermöglichte eine nahezu lückenlose Erfassung der Produktionsrate von Wasser für den Kometen. Es konnten daraus zahlenmäßige Werte der Wasserproduktion in Molekülen pro Sekunde in Abhängigkeit vom Abstand von der Sonne in Form von Potenzgesetzen abgeleitet werden. Vor dem Periheldurchgang war der Komet etwa zwei- bis dreimal so produktiv wie danach, was an der Orientierung seiner Rotationsachse in Bezug auf die Sonne in Verbindung mit einer länglichen Form des Kometenkerns oder an einer asymmetrischen Verteilung von aktiven Gebieten auf seiner Oberfläche gelegen haben könnte.[20]

Am 24. April 2004 wurden auch Beobachtungen des Kometen mit dem Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) im Bereich des fernen Ultraviolett begonnen. Dies war der erste Einsatz dieses Satelliten nach einem Ausfall im Jahr 2001. Es konnten zahlreiche Emissionslinien identifiziert werden, in ähnlicher Intensität wie bereits bei drei im Jahr 2001 beobachteten Kometen, darunter die Linien von CO, O und H, während rund zwei Dutzend weitere Linien unidentifiziert blieben. Die CO-Linie zeigte dabei eine regelmäßige Schwankung mit einem deutlichen Faktor von 1,6 zwischen Minimum und Maximum und einer Periode von etwa 17,0 Stunden. Aus den Messungen konnte die Produktionsrate von CO zu der von Wasser bestimmt werden.[21]

Zum ersten Mal gelang beim Kometen C/2001 Q4 (NEAT) der Nachweis einer Emissionslinie von atomarem Deuterium im Spektrum. Die entsprechende Lyman-α-Linie bei 121,534 nm wurde mit ausreichender Sicherheit nachgewiesen während Beobachtungen des Kometen vom 24. bis 28. April 2004 mit dem Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) an Bord des Hubble-Weltraumteleskops. Obwohl die Ermittlung einer exakten Produktionsrate von Deuterium problematisch war, konnte eine erste Abschätzung des Verhältnisses Deuterium zu Wasserstoff (Protium) vorgenommen werden.[22]

Vom 8. bis 15. Mai 2004 konnten mit dem Far-Ultraviolet Imaging Spectrograph (FIMS) an Bord des koreanischen Satelliten STSAT-1 weitere Beobachtungen des Kometen im fernen Ultraviolett vorgenommen werden. Es konnten daraus ein Bild des Kometen, sowie Spektren mit den Emissionslinien von S, C und CO gewonnen werden. Aus den Messungen konnten die Produktionsraten dieser Stoffe ermittelt werden.[23]

Bei der Kollision von Ionen des Sonnenwindes mit neutralen Atomen und Molekülen in der Hülle der Kometen können durch Ladungsaustausch weiche Röntgenstrahlen und kurzwellige Ultraviolettstrahlung (EUV) entstehen (wie auch in der Beobachtung mit FUSE festgestellt wurde). Die günstigen Umstände beim Periheldurchgang ermöglichten im Zeitraum vom 21. April bis 21. Mai 2004 erstmals eine gleichzeitige Beobachtung des Kometen NEAT sowohl mit dem Röntgenteleskop an Bord des Satelliten Chandra als auch mit dem EUV-Spektrographen an Bord des Satelliten CHIPSat. Durch das mit Chandra erhaltene Röntgenspektrum konnten die Emissionslinien von ionisiertem C, N, O, Mg, Fe, Si, S und Ne im Sonnenwind nachgewiesen werden. Die gemessenen EUV-Linien waren nur sehr schwach.[24]

Mikro- und Radiowellen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Mit dem Submillimeter-Teleskop an Bord des 2001 gestarteten Satelliten Odin wurden bis 2005 zwölf Kometen beobachtet, darunter auch von Anfang März bis Mitte Mai 2004 der Komet C/2001 Q4 (NEAT). Insbesondere wurde die Emissionslinie von Wasser bei 557 GHz intensiv studiert, um eine exakte Messung von dessen Produktionsrate zu erhalten. Auch die Emissionslinie von H218O bei 548 GHz konnte registriert werden und damit das Verhältnis zwischen den Isotopen 16O und 18O bestimmt werden, was mit etwa 530:1 mit dem auf der Erde gemessenen Wert nahezu übereinstimmt. Versuchsweise wurde auch nach einer Emissionslinie von Ammoniak (NH3) bei 572 GHz gesucht. Beim Kometen NEAT konnte sie Ende April 2004 schwach nachgewiesen und daraus abgeleitet werden, dass Ammoniak in einer etwa 200-fach geringeren Menge als Wasser vom Kometen ausgaste.[25] Die Ausgasungsrate von Wasser zeigte während des Beobachtungszeitraums eine regelmäßige Schwankung, die einer Variation in der Produktionsrate von etwa ±40 % entsprach, und deren Periode zu etwa 19,6 h bestimmt werden konnte.[26] Eine Schwankung mit ähnlicher Periode wurde auch bei den Beobachtungen der Emissionslinie von CO mit FUSE im fernen Ultraviolett (s. o.) festgestellt.

Mit dem 12-m-Radioteleskop des Kitt-Peak-Nationalobservatoriums in Arizona wurden vom 6. bis 18. Mai die Emissionslinien von HCN, CO und H2S entdeckt und deren Produktionsraten im Vergleich zu der von Wasser untersucht, um festzustellen, ob der Komet an einem dieser Moleküle verarmt ist.[27] Wie bereits zuvor beim Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) wurden dort auch beim Kometen NEAT am 15. und 26. Mai 2004 Beobachtungen der Emissionslinien von Formaldehyd (H2CO) bei 211 bzw. 218 GHz durchgeführt. Aus den Messungen konnte die Produktionsrate des Moleküls sowie das Verhältnis dieser Produktionsrate zu der von Wasser ermittelt werden. Das Formaldehyd wird zum Teil möglicherweise aus mit organischen Molekülen durchsetzten silikatreichen Körnern im Staub der Kometenkoma freigesetzt, so dass es trotz seines raschen Zerfalls auch noch in größerem Abstand vom Kometenkern festgestellt werden konnte.[28]

Vom 7. bis 11. Mai 2004 wurden spektroskopische Untersuchungen am Kometen NEAT mit dem Submillimeter-Teleskop am Mount Graham International Observatory (MGIO) in Arizona vorgenommen, um die Zusammensetzung des vermeintlich „dynamisch neuen“ Kometen NEAT mit derjenigen von „dynamisch alten“ Kometen zu vergleichen. Insbesondere wurde dabei nach den Emissionslinien von HCN, H2CO, CO, CS, CH3OH und HNC im Bereich von 225–270 GHz gesucht. Die Messungen ermöglichten die Bestimmung von Produktionsraten dieser Moleküle sowie deren Verhältnisse zur Produktionsrate von Wasser.[29]

Vom 8. bis 17. Mai 2004 wurde mit dem 100-m-Radioteleskop Effelsberg des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie eine Suche nach Emissionslinien von Ammoniak (NH3) bei 24 GHz in der Koma des Kometen durchgeführt. Es konnten keine solchen Emissionen festgestellt werden, während eine Kontrollmessung der Linien des OH-Radikals die korrekte Ausrichtung der Antenne bestätigte.[30]

Mit dem BIMA-Millimeterinterferometer am Hat-Creek-Radioobservatorium in Kalifornien wurden vom 23. zum 24. Mai 2004 spektroskopische Untersuchungen der Emissionslinien von HCN bei 88,6 GHz durchgeführt. Aus den Messergebnissen konnte die Produktionsrate von HCN sowie deren Verhältnis zu den Produktionsraten von Wasser und CN mit verschiedenen mathematischen Modellen bestimmt werden. Das Verhältnis der Produktionsrate von HCN zu der von Wasser war vergleichbar zu dem Wert, der bereits zuvor beim Kometen C/1996 B2 (Hyakutake) beobachtet worden war.[31] Vom 20. bis 24. Mai wurde an der gleichen Anlage auch nach Signalen von größeren Molekülen, wie Methanol, Acetonitril, Propionitril, Ethanol und Ameisensäuremethylester, sowie nach Signaturen von kleineren Verbindungen, wie CS, SiO, HNC, HN13C und 13CO im Frequenzbereich von 87–110 GHz gesucht. Beim Kometen NEAT konnte nur Methanol deutlich nachgewiesen und dessen Produktionsrate bestimmt werden. Auch hier war das Verhältnis dieser Produktionsrate zu der von Wasser vergleichbar zu dem Wert, der bereits zuvor beim Kometen Hyakutake beobachtet worden war.[32]

Von Anfang Mai bis Mitte Juni 2004 wurden mit dem Nançay-Radioteleskop in Frankreich Beobachtungen der 18-cm-OH-Emissionslinie beim Kometen NEAT vorgenommen.[33]

Polarisation[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Im Mai und Juni 2004 wurden am Mount-Abu-Observatorium in Indien Beobachtungen der linearen Polarisation des Lichts der Kometenkoma vorgenommen. Es wurde ein hoher Polarisationsgrad festgestellt und daraus eine typische Zusammensetzung der Staubkörner aus Silikaten und organischen Stoffen abgeleitet, ähnlich wie beim Kometen C/1996 B2 (Hyakutake).[34]

Vom 21. bis 23. Mai 2004 wurden am Krim-Observatorium mit einem Polarimeter Messungen der linearen und zirkularen Polarisation des Lichts von Kometenkoma und Staubschweif vorgenommen. Es wurde eine signifikante Korrelation zwischen der zirkularen Polarisation und den Parametern der linearen Polarisation festgestellt. Dies deutet auf nicht-sphärische und ausgerichtete Partikel im Staub des Kometen hin, die inhomogen oder anisotrop verteilt sind. Auffällig war, wie bereits bei drei anderen Kometen zuvor festgestellt, eine überwiegend linksdrehende Polarisation.[35]

Sonstiges[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Vom 24. April bis 2. Juni konnte der Komet zusammen mit den beiden Kometen C/2002 T7 (LINEAR) und C/2004 F4 (Bradfield) auch mit dem Solar Mass Ejection Imager (SMEI) an Bord des Satelliten Coriolis beobachtet werden.[36] Um den 5. Mai konnte dabei erstmals die Interaktion eines koronalen Massenauswurfs (CME) der Sonne mit dem Plasmaschweif des Kometen NEAT sowie wellenförmige Beeinflussungen der Plasmaschweife von NEAT und LINEAR durch Fluktuationen des Sonnenwinds beobachtet werden. Der Plasmaschweif des Kometen Bradfield blieb dagegen ungestört, vermutlich weil er sich zum Zeitpunkt der Beobachtung nicht mehr in der Nähe der Äquatorebene der Sonne aufhielt, wie es für die beiden anderen Kometen der Fall war.[37] Weitere Untersuchungen ergaben, dass die Beeinflussungen der Plasmaschweife durch Schwankungen in der radialen Geschwindigkeit des Sonnenwinds von typisch 50–100 km/s hervorgerufen werden, die aber ihrerseits wohl räumlich begrenzt erfolgen, da keine Korrelation mit den Messungen weiter entfernter Satelliten, wie z. B. ACE festgestellt werden konnte.[38]

Umlaufbahn[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Für den Kometen konnte aus 2630 Beobachtungsdaten über einen Zeitraum von fast 5 Jahren eine sehr genaue hyperbolische Umlaufbahn bestimmt werden, die um rund 100° gegen die Ekliptik geneigt ist.[39] Seine Bahn steht damit fast senkrecht zu den Bahnebenen der Planeten. Im sonnennächsten Punkt der Bahn (Perihel), den der Komet am 15. Mai 2004 durchlaufen hat, befand er sich mit etwa 143,9 Mio. km Sonnenabstand etwas innerhalb des Bereichs der Erdbahn. Der Erde selbst hatte er sich bereits am 6. Mai bis auf etwa 0,32 AE/48,0 Mio. km angenähert. Am 13. Mai wurde auch mit etwa 39,4 Mio. km der geringste Abstand zur Venus erreicht.

In der Nähe des aufsteigenden Knotens seiner Umlaufbahn bewegte sich der Komet C/2004 Q4 um den 16. Mai 2004 in unmittelbarer Nähe der Erdbahn, und zwar in nur etwa 0,043 AE/6,4 Mio. km Abstand dazu. Die Erde hatte diese Stelle allerdings bereits knapp einen Monat zuvor am 20. April passiert.[40]

Bereits kurz nach seiner Entdeckung hatte Brian Marsden erste vorläufige Bahnparameter des Kometen bestimmt. Aufgrund der Ergebnisse vermutete er bereits 2002, dass der Komet aus der Oortschen Wolke stammen und als „dynamisch neuer“ Komet zum ersten Mal in das innere Sonnensystem eingedrungen sein könnte. Nach Vorliegen weiterer Beobachtungen fand er 2004, dass der Komet sich vor seiner Annäherung an die Sonne noch auf einer elliptischen Bahn mit einer Großen Halbachse von 23.800 AE bewegte[41] und gab Parameter für die Einwirkung nicht-gravitativer Kräfte auf die Bewegung des Kometen an.[42]

In einer Untersuchung von 2010 ermittelten Królikowska und Dybczyński neue Werte für die Bahnelemente unter Berücksichtigung von 2661 Beobachtungsdaten über den gesamten Beobachtungszeitraum des Kometen. Außerdem bestimmten sie Werte für die ursprüngliche und zukünftige Bahnform vor bzw. nach dem Durchgang durch das innere Sonnensystem. Auch sie kamen zu dem Schluss, dass bei diesem Kometen eine Berücksichtigung nicht-gravitativer Kräfte zu wesentlich besseren Ergebnissen als eine rein gravitative Berechnung führt und dass eine rein gravitative Bahnberechnung zu falschen Bewertungen der ursprünglichen und zukünftigen Bahnform führt. Nach ihren Untersuchungen bewegte sich der Komet demnach vor seiner Annäherung an die Sonne noch auf einer elliptischen Bahn mit einer Großen Halbachse von etwa 16.400 AE und hatte damit eine Umlaufzeit von etwa 2,1 Mio. Jahren.

Außerdem fanden sie durch eine Simulation der Kometendynamik mit statistischen Verfahren unter Berücksichtigung der Anziehungskräfte der galaktischen Scheibe und des galaktischen Zentrums, sowie gravitativ störender Sterne in der Sonnenumgebung, dass der Komet C/2001 Q4 (NEAT) nicht wie zuvor allgemein angenommen ein „dynamisch neuer“ Komet war, sondern bei seinem zuvor erfolgten Umlauf um die Sonne bereits bis in den Bereich der Planeten vorgedrungen sein könnte.[43]

In einer weiteren Untersuchung aus dem Jahr 2012 fanden sie darüber hinaus, dass die Bestimmung der Bahnparameter des Kometen mit noch größerer Genauigkeit möglich ist, wenn man nur die Beobachtungen bei größeren Sonnenabständen zur Berechnung verwendet und diejenigen in der Nähe des Periheldurchgangs auslässt, weil sie unkalkulierbar durch spontane Ausgasungseffekte an der Kometenoberfläche beeinflusst sind. Unter dieser Voraussetzung erhalten sie ein von den vorigen Berechnungen leicht abweichendes Ergebnis, nach dem der Komet sich vor seiner Annäherung an die Sonne auf einer elliptischen Bahn mit einer Exzentrizität von etwa 0,999953 und einer Großen Halbachse von etwa 20.300 AE bewegte und damit eine Umlaufzeit von etwa 2,9 Mio. Jahren hatte. Allerdings bestätigt auch diese Art der Berechnung, dass der Komet definitiv nicht „dynamisch neu“ war, sondern bereits mindestens einmal zuvor in Sonnennähe gewesen und dabei die Orbits von Saturn und Jupiter nach innen überquert hatte bis auf einen Sonnenabstand von etwa 3,3 AE.

Beim letzten Durchgang durch das innere Sonnensystem wurde seine Bahn allerdings signifikant verändert, indem durch die Anziehungskraft der Planeten, insbesondere durch nahe Vorbeigänge am Saturn am 7. Juni 2000 in etwa 8 ½ AE und am Jupiter am 3. Januar 2001 in etwa 9 ¾ AE und am 27. Mai 2004 in etwa 4 ¾ AE Distanz, die Bahnexzentrizität auf etwa 1,00067 vergrößert wurde, so dass der Komet sich jetzt auf einer hyperbolischen Bahn entfernt. Er wird daher nicht mehr in das innere Sonnensystem zurückkehren.[44]

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: C/2001 Q4 (NEAT) – Album mit Bildern, Videos und Audiodateien

Vom Kometen C/2001 Q4 (NEAT) existieren im Internet eine Vielfalt von photographischen Aufnahmen. Die folgenden Weblinks geben nur eine kleine Auswahl davon wieder:

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. a b D. W. E. Green: IAUC 8349: C/2001 Q4; 2004by. IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams, 31. Mai 2004, abgerufen am 6. April 2016 (englisch).
  2. D. W. E. Green: IAUC 7695: C/2001 Q4; V4739 Sgr = N Sgr 2001 No. 2. IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams, 28. August 2001, abgerufen am 12. April 2016 (englisch).
  3. J. Shanklin: The comets of 2001: Part 1. In: Journal of the British Astronomical Association. Vol. 123, 2013, S. 338–352.
  4. C/2001 Q4 (NEAT). IAU Minor Planet Center, abgerufen am 12. April 2016 (englisch).
  5. International Comet Quarterly – Brightest comets seen since 1935. Abgerufen am 12. April 2016 (englisch).
  6. G. P. Tozzi, H. Boehnhardt, G. Lo Curto: Imaging and spectroscopy of comet C/2001 Q4 (NEAT) at 8.6 AU from the Sun. In: Astronomy & Astrophysics. Vol. 398, 2003, S. L41-L44 doi:10.1051/0004-6361:20021878 (PDF; 232 KB).
  7. M. Singh, B. B. Sanwal, B. Kumar: Spectrophotometric study of the comet C/2001 Q4 (NEAT). In: Bulletin of the Astronomical Society of India. Vol. 34, 2006, S. 273–279 (bibcode:2006BASI...34..273S).
  8. A. V. Ivanova, P. P. Korsun, S. A. Borisenko, Yu. N. Ivashchenko: Spectral studies of comet C/2001 Q4 (NEAT). In: Solar System Research. Vol. 47, 2013, S. 71–79 doi:10.1134/S0038094613010036.
  9. J. Manfroid, E. Jehin, D. Hutsemékers, A. Cochran, J.-M. Zucconi, C. Arpigny, R. Schulz, J. A. Stüwe: Isotopic abundance of nitrogen and carbon in distant comets. In: Astronomy & Astrophysics. Vol. 432, 2005, S. L5–L8 doi:10.1051/0004-6361:200500009 (PDF; 219 KB).
  10. P. Rousselot, E. Jehin, J. Manfroid, D. Hutsemékers: The 12C2/12C13C isotopic ratio in comets C/2001 Q4 (NEAT) and C/2002 T7 (LINEAR). In: Astronomy & Astrophysics. Vol. 545, 2012, A24 S. 1–7 doi:10.1051/0004-6361/201219265 (PDF; 885 KB).
  11. R. Vasundhara, P. Chakraborty, S. Muneer, G. Masi, S. Rondi: Investigations of the Morphology of Dust Shells of Comet C/2001 Q4 (NEAT). In: The Astronomical Journal. Vol. 133, 2007, S. 612–621 doi:10.1086/509603 (PDF; 1,15 MB).
  12. D. H. Wooden, C. E. Woodward, D. E. Harker: Discovery of Crystalline Silicates in Comet C/2001 Q4 (NEAT). In: The Astrophysical Journal. Vol. 612, 2004, S. L77–L80 doi:10.1086/424593 (PDF; 110 KB).
  13. D. E. Harker, C. E. Woodward, D. H. Wooden, M. S. Kelley: The Dust Mineralogy of Two Long-Period Comets: C/2001 Q4 (Neat) and C/2002 T7 (Linear). In: Bulletin of the American Astronomical Society. Vol. 36, 2004, S. 1434.
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