C/2007 N3 (Lulin)

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Zur Navigation springen Zur Suche springen
C/2007 N3 (Lulin)[ i ]
C/2007 N3 am 5. Februar 2009
C/2007 N3 am 5. Februar 2009
Eigenschaften des Orbits (Animation)
Epoche: 6. Dezember 2008 (JD 2.454.806,5)
Orbittyp langperiodisch
Numerische Exzentrizität 0,999983
Perihel 1,21 AE
Aphel 144.800 AE
Große Halbachse 72.400 AE
Siderische Umlaufzeit 19,5 Mio. a
Neigung der Bahnebene 178,4°
Periheldurchgang 10. Januar 2009
Bahngeschwindigkeit im Perihel 38,3 km/s
Geschichte
Entdecker Qǐshēng Lín, Quánzhì Yè, Lulin-Observatorium
Datum der Entdeckung 11. Juli 2007
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten von JPL Small-Body Database Browser. Bitte auch den Hinweis zu Kometenartikeln beachten.

C/2007 N3 (Lulin) ist ein Komet, der im Jahr 2009 mit bloßem Auge beobachtet werden konnte.

Entdeckung und Beobachtung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Astronom Qǐshēng Lín (林啟生) hatte am 11. Juli 2007 mehrere Aufnahmen an einem 41-cm-Teleskop des Lulin-Observatoriums in Taiwan angefertigt. Quánzhì Yè (葉泉志) an der Sun-Yat-sen Universität in Guangzhou identifizierte auf 3 Aufnahmen ein Objekt mit einer Helligkeit von etwa 19 mag, das zunächst als Asteroid beschrieben wurde. Mehrere Beobachtungen bestätigten die Entdeckung, aber erst am 17. Juli konnte das Objekt durch J. Young am Table Mountain Observatorium in Kalifornien als Komet erkannt werden, weshalb der Komet nicht nach seinen Entdeckern benannt wurde.

Das Objekt war zum Zeitpunkt seiner Entdeckung noch über 6,4 AE von der Sonne entfernt, aber erste Bahnberechnungen durch Brian Marsden zeigten, dass der Komet der Erde relativ nahe kommen würde. Ein Jahr nach seiner Entdeckung war die Helligkeit bereits bis auf 10 mag angewachsen, im Oktober 2008 konnte er in Australien und in Spanien bei einer Helligkeit von etwa 8 mag in der Abenddämmerung beobachtet werden.

Nach seiner Konjunktion mit der Sonne wurde der Komet im Dezember wieder in Spanien am Morgenhimmel aufgefunden. Anfang Februar wurde er in Australien erstmals mit bloßem Auge beobachtet. Bis Ende Februar 2009 erreichte er seine größte Helligkeit von 4 mag. Der Komet näherte sich rasch der Erde und durch seine gegenläufige Bewegung wanderte er sehr rasch über den Himmel. Er leuchtete intensiv grün und entwickelte neben seinem Hauptschweif auch einen Gegenschweif, ein Phänomen, das beobachtet werden kann, wenn sich ein Komet nahezu in der Bahnebene der Erde bewegt. Seine Helligkeit war Anfang März wieder auf etwa 6 mag gefallen, weil er sich wieder von Sonne und Erde entfernte, und betrug Ende März noch 8 mag.[1][2] Teleskopisch konnte der Komet noch bis Ende 2010 beobachtet werden.

Wissenschaftliche Auswertung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die physikalischen Eigenschaften des Kometenstaubs konnten durch optische Beobachtungen mit dem 2,3-m-Bok-Teleskop des Kitt-Peak-Nationalobservatoriums und polarimetrische Messungen am Mount-Lemmon-Observatorium im Februar/März 2008, sowie Beobachtungen im Infraroten mit dem Infrared Spectrograph (IRS) auf dem Spitzer-Weltraumteleskop im Oktober 2008 untersucht werden.[3]

Die ungewöhnliche Erscheinung des Kometen gab Anlass zu besonders ausgedehnten Beobachtungen mit dem 1,1-m-Teleskop am Lowell-Observatorium in Arizona vom Juli 2008 bis Mai 2009. Dabei wurden die Produktionsraten von OH, NH, CN, C3, C2 und H2O abgeleitet. Die Aufnahmen der Kometenkoma zeigten eine längliche Ausdehnung und zwei korkenzieherförmige Strahlen, verursacht durch zwei aktive, Gas und teilweise Staub ausstoßende Zonen in Polnähe des Kometen. Daraus konnte die Orientierung der Rotationsachse und eine Rotationsperiode des Kometen von etwa 41,5 Stunden abgeleitet werden. Aus der Produktionsrate von Wasser wurde ein Radius des Kometenkerns von bis zu 8 km abgeleitet. Das frühe Entdeckungsdatum des Kometen, die isolierten Gasquellen und die Eigenschaften des Staubes wurden eher als Anzeichen für einen „dynamisch alten“ Kometen gedeutet.[4]

Mit dem Near Infra-Red Spektrograph (NIRSPEC) am Keck-Observatorium auf dem Mauna Kea wurde im Januar/Februar 2009 die chemische Zusammensetzung des Kometen untersucht. Dabei wurden 9 flüchtige Substanzen (H2O, C2H6, CH3OH, H2CO, CH4, HCN, C2H2, NH3 und CO), sowie OH* and NH2 nachgewiesen. Im Verhältnis zu Wasser hatten insbesondere C2H2 und H2CO ein unterduchschnittliches Vorkommen, während CH3OH überdurchschnittlich angereichert war.[5]

Von Januar bis März 2009 wurde der Komet mehrmals mit dem Ultraviolet and Optical Telescope (UVOT) auf dem Swift-Satelliten beobachtet. Bei zwei Beobachtungen im Ultravioletten Ende Januar konnten die Produktionsraten von OH, CS, NH, CN, C3, C2 und Staub ermittelt werden. Auch die Produktionsrate von Wasser konnte bestimmt werden.[6] Bei drei weiteren Beobachtungen wurde die Morphologie des Kometen gleichzeitig im Röntgenbereich und im Ultravioletten gemessen und miteinander verglichen.[7]

Im Februar 2009 wurde der Komet mit dem 22-m-Radioteleskop des Krim-Observatoriums bei einer Wellenlänge von 18 cm beobachtet und die Produktionsrate von OH abgeschätzt.[8]

Der Komet wurde Ende März 2009 auch mit dem Infrarot-Weltraumteleskop Akari beobachtet. Das Verhältnis von CO und CO2 zu Wasser wurde ermittelt und lag bei diesem Kometen bei relativ niedrigen Werten.[9]

Umlaufbahn[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Für den Kometen konnte aus 3855 Beobachtungsdaten über einen Zeitraum von dreieinhalb Jahren eine langperiodische elliptische Umlaufbahn bestimmt werden, die um rund 178° gegen die Ekliptik geneigt ist.[10] Die Bahn des Kometen verläuft damit nahezu in der gleichen Ebene wie die der Planeten, aber er durchläuft seine Bahn gegenläufig (retrograd) zu ihnen. Im sonnennächsten Punkt (Perihel), den der Komet am 10. Januar 2009 durchlaufen hat, war er noch etwa 181,4 Mio. km von der Sonne entfernt und befand sich damit zwischen den Umlaufbahnen von Erde und Mars. Bereits am 22. November 2008 war der Komet dem Mars sehr nahe gekommen bis auf etwa 14,8 Mio. km. Am 2. Februar 2009 erfolgte eine Annäherung an den Merkur bis auf etwa 130,9 Mio. km und am 24. Februar wurde der geringste Abstand zur Erde mit etwa 61,5 Mio. km (0,41 AE) erreicht. Am 2. März erfolgte noch ein Vorbeigang an der Venus im Abstand von etwa 111,0 Mio. km.

Der Komet bewegt sich auf einer extrem langgestreckten elliptischen Bahn um die Sonne. Nach den mit einer gewissen Unsicherheit behafteten Bahnelementen, wie sie in der JPL Small-Body Database angegeben sind und die keine nicht-gravitativen Kräfte auf den Kometen berücksichtigen, hätte seine Bahn lange vor seiner Passage des inneren Sonnensystems noch eine Exzentrizität von etwa 0,99996 und eine Große Halbachse von etwa 34.000 AE gehabt, so dass seine Umlaufzeit bei etwa 6,3 Mio. Jahren gelegen hätte. Durch die Anziehungskraft der Planeten, insbesondere durch relativ nahe Vorbeigänge am Jupiter am 23. Juni 2008 in etwa 2 ½ AE Abstand, am Saturn am 13. März 2009 in etwa 8 AE Distanz und ein weiteres Mal am Jupiter am 13. November 2011 in etwa 6 AE Abstand würde seine Bahnexzentrizität auf etwa 0,99900 und seine Große Halbachse auf etwa 1200 AE verringert, so dass sich seine Umlaufzeit auf etwa 42.000 Jahre verkürzen würde.[11]

In einer Untersuchung aus dem Jahr 2013 konnten Królikowska und Dybczyński dann unter Verwendung von insgesamt 3951 Beobachtungen des Kometen über einen Zeitraum von dreieinhalb Jahren zeigen, dass man die beste Übereinstimmung mit den beobachteten Positionen des Kometen durch eine rein gravitative Bahnbestimmung und durch eine getrennte Auswertung der Beobachtungsergebnisse vor und nach dem Periheldurchgang erhält. Sie verwendeten dazu 1594 Beobachtungen zur Bestimmung eines Satzes Bahnelemente zur Beschreibung der Kometenbahn bis zum Perihel, sowie 515 Beobachtungen zur Bestimmung eines Satzes Bahnelemente zur Beschreibung der Kometenbahn nach dem Perihel.[12] Außerdem bestimmten sie Werte für die ursprüngliche und zukünftige Bahnform lange vor bzw. nach dem Durchgang durch das innere Sonnensystem. Sie erhielten als Ergebnis, dass der Komet sich vor seiner Annäherung an die Sonne auf einer elliptischen Bahn mit einer Exzentrizität von etwa 0,99996, einer Großen Halbachse von etwa 34.000 AE (Unsicherheit ±2,0 %) und einer Umlaufzeit von etwa 6,3 Mio. Jahren bewegte. Für die zukünftige Bahn bestimmten sie eine elliptische Charakteristik mit einer Exzentrizität von etwa 0,99900, einer Großen Halbachse von etwa 1214 AE (Unsicherheit ±0,3 %) und einer Umlaufzeit von etwa 42.300 Jahren.[13]

In einer weiteren Untersuchung von 2015 konnten sie durch eine Simulation der Kometendynamik mit statistischen Verfahren unter zusätzlicher Berücksichtigung der Anziehungskräfte der galaktischen Scheibe und des galaktischen Zentrums, sowie gravitativ störender Sterne in der Sonnenumgebung, die Daten noch etwas optimieren, allerdings hatten diese zusätzlichen Effekte nur einen sehr geringen Einfluss, so dass die zuvor genannten Zahlenwerte nahezu identisch auch hier bestätigt werden konnten. Außerdem klassifizierten sie den Kometen als „dynamisch neu“, da er bei seinem früheren Umlauf nicht in Sonnennähe kam.[14]

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Commons: C/2007 N3 (Lulin) – Sammlung von Bildern

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. G. W. Kronk: C/2007 N3 (Lulin). In: Gary W. Kronk’s Cometography. Abgerufen am 27. Juli 2020 (englisch).
  2. Komet Lulin (C/2007 N3). In: kometen.info. 29. März 2009, abgerufen am 27. Juli 2020.
  3. C. E. Woodward, T. J. Jones, B. Brown, E. L. Ryan, M. Krejny, L. Kolokolova, M. S. Kelley, D. E. Harker, M. L. Sitko: Dust in Comet C/2007 N3 (Lulin). In: The Astronomical Journal. Band 141, Nr. 6, 2011, S. 1–9 doi:10.1088/0004-6256/141/6/181. (PDF; 1,11 MB)
  4. A. N. Bair, D. G. Schleicher, M. M. Knight: Coma Morphology, Numerical Modeling, and Production Rates for Comet C/Lulin (2007 N3). In: The Astronomical Journal. Band 156, Nr. 4, 2018, S. 1–22 doi:10.3847/1538-3881/aad549. (PDF; 4,05 MB)
  5. E. L. Gibb, B. P. Bonev, G. Villanueva, M. A. DiSanti, M. J. Mumma, E. Sudholt, Y. Radeva: Chemical Composition of Comet C/2007 N3 (Lulin): Another Atypical Comet. In: The Astrophysical Journal. Band 750, Nr. 2, 2012, S. 1–14 doi:10.1088/0004-637X/750/2/102. (PDF; 1,71 MB)
  6. D. Bodewits, G. L. Villanueva, M. J. Mumma, W. B. Landsman, J. A. Carter, A. M. Read: Swift-UVOT grism spectroscopy of comets: A first application to C/2007 N3 (Lulin). In: The Astronomical Journal. Band 141, Nr. 1, 2011, S. 1–13 doi:10.1088/0004-6256/141/1/12. (PDF; 1,70 MB)
  7. J. A. Carter, D. Bodewits, A. M. Read, S. Immler: Simultaneous Swift X-ray and UV views of comet C/2007 N3 (Lulin). In: Astronomy & Astrophysics. Band 541, A70, 2012, S. 1–10 doi:10.1051/0004-6361/201117950. (PDF; 1,53 MB)
  8. А. Е. Вольвач, А. А. Бережной, Л. Н. Вольвач, И. Д. Стрепка, Е. А. Вольвач: Наблюдения на РТ-22 КрАО мазерных линий ОН на длине волны 18 см в кометах 9P/Tempel 1 и Lulin C/2007 N3. In: Известия Крымской астрофизической обсерватории. Band 107, Nr. 1, 2011, S. 178–182 doi:10.3103/S0190271711010165. (PDF; 186 kB)
  9. T. Ootsubo, F. Usui, H. Kawakita, M. Ishiguro, R. Furusho, S. Hasegawa, M. Ueno, J. Watanabe, T. Sekiguchi, T. Wada: Detection of parent H2O and CO2 molecules in the 2.5–5 μm spectrum of comet C/2007 N3 (Lulin) observed with AKARI. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 717, Nr. 1, 2010, S. L66–L70 doi:10.1088/2041-8205/717/1/L66. (PDF; 254 kB)
  10. C/2007 N3 (Lulin) in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).Vorlage:JPL Small-Body Database Browser/Wartung/Alt
  11. A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
  12. C/2007 N3 Lulin. Solar System Dynamics & Planetology Group, 2013, abgerufen am 27. Juli 2020 (englisch).
  13. M. Królikowska, P. A. Dybczyński: Near-parabolic comets observed in 2006–2010. The individualized approach to 1/a-determination and the new distribution of original and future orbits. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 435, Nr. 1, 2013, S. 440–459 doi:10.1093/mnras/stt1313. (PDF; 1,77 MB)
  14. P. A. Dybczyński, M. Królikowska: Near-parabolic comets observed in 2006–2010 – II. Their past and future motion under the influence of the Galaxy field and known nearby stars. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 448, Nr. 1, 2015, S. 588–600 doi:10.1093/mnras/stv013. (PDF; 967 kB)