C/1957 P1 (Mrkos)
C/1957 P1 (Mrkos) ist ein Komet, der im Jahr 1957 mit dem bloßen Auge gesehen werden konnte. Er wird von einigen zu den „Großen Kometen“ gezählt.[1]
| C/1957 P1 (Mrkos)[ i ] | |
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| Eigenschaften des Orbits (Animation) | |
| Orbittyp | langperiodisch |
| Numerische Exzentrizität | 0,99937 |
| Perihel | 0,355 AE |
| Aphel | 1118 AE |
| Große Halbachse | 559 AE |
| Siderische Umlaufzeit | ~13.000 a |
| Neigung der Bahnebene | 93,9° |
| Periheldurchgang | 1. August 1957 |
| Bahngeschwindigkeit im Perihel | 70,7 km/s |
| Geschichte | |
| Entdecker | Antonín Mrkos |
| Datum der Entdeckung | 2. August 1957 |
| Ältere Bezeichnung | 1957 V, 1957d |
| Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten von JPL Small-Body Database Browser. Bitte auch den Hinweis zu Kometenartikeln beachten. | |
Entdeckung und Beobachtung
Antonín Mrkos, ein bereits erfahrener Asteroiden- und Kometenentdecker, fand diesen Kometen mit bloßem Auge am frühen Morgen des 2. August 1957 vom Lomnický štít in der Slowakei. Er schätzte die Helligkeit auf 3 mag und beobachtete einen Schweif von 1° Länge. Die Entdeckung konnte noch am Abend desselben Tages durch einen Beobachter in Dänemark bestätigt werden. Nach der offiziellen Bekanntgabe der Entdeckung gingen noch weitere Berichte von unabhängigen Entdeckungen ein. Danach erfolgte die erste Beobachtung des Kometen bereits am Abend des 29. Juli durch S. Kuragano in Yokohama. Seine Meldung wurde aber erst nach 2 Wochen weitergeleitet. Auch am 31. Juli wurde der Komet schon vom Piloten eines Verkehrsflugzeugs über Colorado gesehen. Seine Meldung kam ebenfalls um fast eine Woche verzögert bei der offiziellen Stelle an. Auch an den folgenden Tagen gab es noch zahlreiche Entdeckungen in England, den Vereinigten Staaten und Kanada.
Der Komet hatte sich für Beobachter auf der Erde unbemerkt aus Richtung der Sonne angenähert und wurde erst entdeckt, als er sich perspektivisch genügend weit von der Sonne entfernt hatte. Dadurch hatte er zu diesem Zeitpunkt für einen neu entdeckten Kometen schon eine ungewöhnlich große Helligkeit und einen ausgebildeten Schweif.
Am 8. August erreichte der Komet seine größte nördliche Deklination und seine Helligkeit war auf 1–2 mag angewachsen. Zur Zeit seiner Entdeckung ein Objekt am Morgenhimmel, war er von nun an am Abendhimmel zu beobachten, allerdings bei ausreichender Dunkelheit immer nur nahe über dem Horizont. Der Komet wurde am 11. August mit einem sehr hellen orange-gelben Kern und einem 4° langen Schweif beschrieben.[2] Der Schweif zeigte eine außergewöhnlich komplexe und dynamische Struktur mit mehreren geraden Strahlen und einem breiten gekrümmten Anteil. Der geradlinige Ionenschweif zeigte eine turbulente Bewegung, die sein Aussehen von Stunde zu Stunde veränderte, während der kürzere gekrümmte Staubschweif das nur selten zuvor (z. B. beim Kometen C/1743 X1) beobachtete Phänomen von parallel angeordneten Streifen (Striae) zeigte.[3] Ab Mitte des Monats nahmen Helligkeit und Schweiflänge nur langsam wieder ab. Ende August lag die Helligkeit noch bei etwa 3–4 mag und die Schweiflänge bei 2°.
Etwa ab Mitte September konnte der Komet nicht mehr mit bloßem Auge gesehen werden, er wurde aber zunächst bis Anfang Oktober weiter teleskopisch und photographisch beobachtet. Am 1. Dezember ging der Komet von der Erde aus gesehen in etwa 3,5° Abstand an der Sonne vorüber. Ab Ende Januar 1958 konnten wieder photographische Aufnahmen des Kometen gewonnen werden. Die letzte Beobachtung erfolgte am 9. Juli 1958 durch Elizabeth Roemer in Flagstaff.[4]
Der Komet erreichte eine maximale Helligkeit von 1 mag.[5]
Wissenschaftliche Auswertung
In der ersten Augusthälfte 1957 fanden mehrere spektrographische Beobachtungen des Kometen am Palomar-Observatorium[6] und am Observatoire de Haute-Provence[7] statt. Zum ersten Mal wurden dabei von einem Kometen hochaufgelöste Spektren aufgenommen.[8] Die Spektrogramme zeigten kometentypische Emissionslinien, u. a. von NH2, C2 und CN, aber auch die „verbotenen“ Linien des neutralen Sauerstoffs, sowie stark ausgeprägte Natrium-D-Linien, was die Ursache für die beobachtete gelbe Färbung des Kometenkopfes war.[9]
Das Licht des Kometen wurde auch hinsichtlich seiner Polarisation untersucht, sowohl für das Gesamtlicht als auch nur für bestimmte Wellenlängenbereiche, sowie hinsichtlich seiner Farbe.[10]
Umlaufbahn
Für den Kometen konnte aus 108 Beobachtungsdaten über einen Zeitraum von 338 Tagen durch Zdenek Sekanina eine elliptische Umlaufbahn bestimmt werden, die um rund 94° gegen die Ekliptik geneigt ist.[11] Die Bahn des Kometen steht damit fast senkrecht zur Bahnebene der Planeten. Im sonnennächsten Punkt der Bahn (Perihel), den der Komet am 1. August 1957 durchlaufen hat, befand er sich mit etwa 53,1 Mio. km Sonnenabstand im Bereich der Umlaufbahn des Merkur. Am 13. August erreichte er mit etwa 1,06 AE/159,3 Mio. km die größte Annäherung an die Erde, während er am 17. August in etwa 88,6 Mio. km Abstand am Merkur und am 2. September in etwa 81,3 Mio. km Distanz an der Venus vorbeiging.
Der Komet bewegt sich auf einer extrem langgestreckten elliptischen Bahn um die Sonne. Nach den mit einer gewissen Unsicherheit behafteten Bahnelementen hatte seine Bahn vor seiner Passage des inneren Sonnensystems im Jahr 1957 noch eine Exzentrizität von etwa 0,9993 und eine Große Halbachse von etwa 500 AE, so dass seine Umlaufzeit bei etwa 11.200 Jahren lag. Durch die Anziehungskraft der Planeten, insbesondere durch zwei relativ nahe Vorbeigänge am Jupiter am 13. Juni 1957 in etwa 5 ⅔ AE und am 2. Dezember 1958 in knapp 3 AE Abstand, sowie am Saturn am 17. Januar 1959 in etwa 5 AE Distanz, wurde die Bahnexzentrizität auf etwa 0,9989 und die Große Halbachse auf etwa 325 AE verringert, so dass sich seine Umlaufzeit auf etwa 5845 Jahre verkürzte.[12] Wenn er um das Jahr 4880 den sonnenfernsten Punkt (Aphel) seiner Bahn erreicht, wird er etwa 97 Mrd. km von der Sonne entfernt sein, fast 650-mal so weit wie die Erde und fast 22-mal so weit wie Neptun. Seine Bahngeschwindigkeit im Aphel beträgt nur etwa 0,04 km/s. Der nächste Periheldurchgang des Kometen wird möglicherweise um das Jahr 7800 stattfinden.[13]
Siehe auch
Weblinks
Einzelnachweise
- John E. Bortle: International Comet Quarterly – The Bright-Comet Chronicles. Abgerufen am 25. September 2015 (englisch).
- M. J. Hendrie: The two bright comets of 1957. In: Journal of the British Astronomical Association. Vol. 106, No. 6, 1996, S. 315–330, bibcode:1996JBAA..106..315H.
- Ch. Bertaud: Les comètes brillantes apparues depuis 1956. In: L’Astronomie. Vol. 89, 1975, S. 75–83, bibcode:1975LAstr..89...75B.
- Gary W. Kronk: Cometography - A Catalog of Comets. Volume 4: 1933–1959. Cambridge University Press, Cambridge 2009, ISBN 978-0-521-58507-1, S. 536–541.
- P. Moore, R. Rees: Patrick Moore’s Data Book of Astronomy. Cambridge University Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-89935-2, S. 271.
- J. L. Greenstein: High-Resolution Spectra of Comet Mrkos (1957d). In: Astrophysical Journal. Vol. 128, 1958, S. 106, doi:10.1086/146521, bibcode:1958ApJ...128..106G.
- Nguyen-Huu-Doan: Le spectre de la Comète 1957 d. In: Journal des Observateurs. Vol. 43, 1960, S. 61–68, bibcode:1960JO.....43...61N.
- P. Swings: Cometary Spectra. In: Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. Vol. 6, 1965, S. 28–69, bibcode:1965QJRAS...6...28S.
- J. L. Greenstein, C. Arpigny: The Visual Region of the Spectrum of Comet Mrkos (1957d) at High Resolution. In: Astrophysical Journal. Vol. 135, 1962, S. 892–905, doi:10.1086/147333, bibcode:1962ApJ...135..892G.
- M. K. Vainu Bappu, S. D. Sindvhal: Polarization Measures of Comet Arend-Roland (1956h) and Comet Mrkos (1957d). In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Vol. 120, 1960, S. 152–162, bibcode:1960MNRAS.120..152V.
- NASA JPL Small-Body Database Browser: C/1957 P1. Abgerufen am 28. September 2015 (englisch).
- B. G. Marsden, Z. Sekanina, E. Everhart: New Osculating Orbits for 110 Comets and Analysis of Original Orbits for 200 Comets. In: The Astronomical Journal. Vol. 83, No. 1, 1978, S. 64–71 doi:10.1086/112177.
- SOLEX 11.0 von A. Vitagliano. Archiviert vom Original am 18. September 2015; abgerufen am 2. Mai 2014 (englisch).