C/1963 A1 (Ikeya)
C/1963 A1 (Ikeya) ist ein Komet, der im Jahr 1963 mit dem bloßen Auge beobachtet werden konnte.
| C/1963 A1 (Ikeya)[ i ] | |
|---|---|
| Eigenschaften des Orbits (Animation) | |
| Orbittyp | langperiodisch |
| Numerische Exzentrizität | 0,9934 |
| Perihel | 0,632 AE |
| Aphel | 190,3 AE |
| Große Halbachse | 95,4 AE |
| Siderische Umlaufzeit | ~932 a |
| Neigung der Bahnebene | 160,6° |
| Periheldurchgang | 21. März 1963 |
| Bahngeschwindigkeit im Perihel | 52,9 km/s |
| Geschichte | |
| Entdecker | Kaoru Ikeya |
| Datum der Entdeckung | 2. Januar 1963 |
| Ältere Bezeichnung | 1963 I, 1963 a |
| 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
Der 19-jährige Amateurastronom K. Ikeya entdeckte diesen Kometen am Morgen des 3. Januar 1963 (Ortszeit) mit einem selbstgebauten 20-cm-Teleskop in Maisaka, Shizuoka. Es war seine erste Kometenentdeckung, der noch viele folgen sollten. Er schätzte die Helligkeit des Kometen auf 12 mag und konnte seine Entdeckung am folgenden Tag durch eine erneute Beobachtung bestätigen. Er informierte das Tokyo Astronomical Observatory, wo der Komet erstmals am 4. Januar bei einer Helligkeit von 10 mag fotografiert werden konnte. Zum Zeitpunkt seiner Entdeckung war der Komet noch 1,6 AE von der Sonne und 1,7 AE von der Erde entfernt.
Der Komet steigerte seine Helligkeit im Verlauf des Monats und erreichte gegen Ende Januar etwa 6 mag. Seit seiner Entdeckung war der Komet am Himmel nach Süden gewandert und konnte daher zunächst bevorzugt von der Südhalbkugel aus beobachtet werden. Die erste Beobachtung mit bloßem Auge gelang wahrscheinlich John Caister Bennett in Südafrika am 9. Februar bei einer Helligkeit von etwa 4 mag. Am 13. Februar ging der Komet in knapp 3° Abstand am südlichen Himmelspol vorbei. Obwohl er noch weiter auf die Sonne zuflog, entfernte er sich ab Mitte Februar wieder von der Erde, daher nahm seine Helligkeit nach 3 mag Mitte Februar bis zum Ende des Monats wieder auf 4 mag ab. Ein Schweif von bis zu 10° Länge konnte beobachtet werden, aber er war generell blass.
Im März konnte der Komet auch wieder auf der Nordhalbkugel beobachtet werden, bis er kurz vor seiner Konjunktion mit der Sonne am 25. März letztmals in der Abenddämmerung gesehen wurde. Durch seine stärkere Annäherung an die Sonne war seine Helligkeit noch einmal bis auf etwa 3 mag angestiegen und sank danach bis Ende März wieder unter 5 mag ab. Ein Schweif von bis zu 20° Länge konnte fotografisch festgehalten werden.
Mitte Mai konnte der Komet wieder in der Morgendämmerung aufgefunden werden. George Alcock aus England meldete am 19. Juni die Entdeckung eines „neuen Kometen“ mit einer Helligkeit von 9 mag, aber es handelte sich um den Kometen Ikeya. Mitte Juli lag die Helligkeit des Kometen noch bei etwa 10 mag und sank dann rasch ab. Die letzte Beobachtung erfolgte am 12. Oktober durch Elizabeth Roemer in Arizona bei einer Helligkeit von 19 mag.[1][2]
Wissenschaftliche Auswertung
Am 5. und 6. März 1963 konnten Spektrogramme des Kometen am Palomar-Observatorium in Kalifornien aufgenommen werden, die die Emissionslinien von CN, C2 und C3 zeigten. Aus den Intensitäten konnte das Verhältnis der Isotopen 12C/13C bestimmt werden. Der Wert lag in einem vergleichbaren Bereich wie der Wert auf der Erde, was Rückschlüsse auf die Natur der Kometen zuließ.[3]
In weiteren Spektrogrammen, die im März 1963 von dem Kometen gewonnen wurden, konnten Emissionslinien festgestellt werden, die zur damaligen Zeit noch nicht identifiziert werden konnten.[4]
Umlaufbahn
Für den Kometen konnte aus 76 Beobachtungsdaten über einen Zeitraum von 281 Tagen eine elliptische Umlaufbahn bestimmt werden, die um rund 161° gegen die Ekliptik geneigt ist.[5] Die Bahn des Kometen verläuft damit leicht schräg gestellt zur Bahnebene der Planeten und er durchläuft seine Bahn gegenläufig (retrograd) zu ihnen. Im sonnennächsten Punkt (Perihel), den der Komet am 21. März 1963 durchlaufen hat, war er etwa 94,6 Mio. km von der Sonne entfernt und befand sich damit knapp innerhalb des Bereichs der Umlaufbahn der Venus. Bereits am 30. Januar war er in 92,0 Mio. km Abstand an der Venus und am 13. Februar in 128,5 Mio. km am Mars vorbeigegangen. Der geringste Abstand zur Erde wurde mit etwa 48,9 Mio. km (0,33 AE) am 15. Februar erreicht. Am 4. April näherte der Komet sich dem Merkur bis auf 57,4 Mio. km und am 10. Mai erfolgte noch eine zweite Annäherung an die Venus bis auf 91,2 Mio. km.
Die Bahnelemente, wie sie in der JPL Small-Body Database angegeben sind und die keine nicht-gravitativen Kräfte auf den Kometen berücksichtigen, stammen noch von Marsden aus 1971.[6] Marsden, Sekanina und Everhart nutzten sie später als Grundlage für die Berechnung der ursprünglichen und zukünftigen Bahn des Kometen.[7] Demnach hatte seine Bahn lange vor seiner Passage des inneren Sonnensystems im Jahr 1963 noch eine Exzentrizität von etwa 0,99276 und eine Große Halbachse von etwa 87,8 AE, so dass seine Umlaufzeit bei etwa 822 Jahren lag. Somit könnte der vorangegangene Periheldurchgang Anfang des Jahres 1141 (Unsicherheit ±0,4 a) erfolgt sein. Pingré erwähnte in seiner Cométographie einen Kometen für das Jahr 1141 ohne weitere Angaben.[8]
Durch die Anziehungskraft der Planeten, insbesondere durch Annäherungen an Jupiter am 8. Juni 1963 bis auf 3 ¾ AE, an Saturn am 21. März 1964 bis auf etwa 6 ½ AE, und an Neptun am 29. November 1979 bis auf etwa 8 ¾ AE Abstand, wurde seine Bahnexzentrizität auf etwa 0,99339 und seine Große Halbachse auf etwa 95,3 AE vergrößert, so dass sich seine Umlaufzeit auf etwa 930 Jahre erhöht. Wenn der Himmelskörper um das Jahr 2428 den sonnenfernsten Punkt (Aphel) seiner Bahn erreicht, wird er etwa 28,4 Mrd. km von der Sonne entfernt sein, 190-mal so weit wie die Erde und über 6-mal so weit wie Neptun. Seine Bahngeschwindigkeit im Aphel beträgt dann nur etwa 0,18 km/s. Der nächste Periheldurchgang des Kometen wird möglicherweise in der ersten Hälfte des Jahres 2893 (Unsicherheit ±0,5 a) stattfinden.[9]
Meteorstrom
Mit einer Modellierung wurde versucht, mögliche Meteorströme vorherzusagen, die vom Kometen C/1963 A1 (Ikeya) verursacht werden. Es wurde anschließend die Liste der bekannten Meteorströme mit Ergebnissen der Modellierung verglichen. Dabei konnten die zwei Meteorströme der π-Hydriden und δ-Corviden mit hoher Wahrscheinlichkeit dem Kometen Ikeya zugeordnet werden. Die November α-Sextantiden gehören vielleicht auch dazu. Ein weiterer modellierter Meteorstrom wurde auch in der Realität nachgewiesen, ist aber bisher nicht gelistet und wurde ϑ-Leoniden genannt.[10]
Siehe auch
Einzelnachweise
- J. G. Porter: Reports on the Progress of Astronomy – Comets (1963). In: Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. Band 5, Nr. 3, 1964, S. 228–239 bibcode:1964QJRAS...5..228P. (PDF; 1,01 MB)
- G. W. Kronk, M. Meyer: Cometography – A Catalog of Comets. Volume 5: 1960–1982. Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0-521-87226-3, S. 83–88.
- A. Stawikowski, J. L. Greenstein: The Isotope Ratio C12/C13 in a Comet. In: The Astrophysical Journal. Band 140, 1964, S. 1280–1291 doi:10.1086/148023. (PDF; 1,18 MB)
- F. D. Miller: Note on the Spectrum of Comet Ikeya (1963 a). In: The Astrophysical Journal. Band 139, 1964, S. 766–767 doi:10.1086/147807. (PDF; 120 kB)
- C/1963 A1 (Ikeya) in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
- B. G. Marsden: Reports on Progress in Astronomy – Comets in 1970. In: Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. Band 12, Nr. 3, 1971, S. 244–273 bibcode:1971QJRAS..12..244M. (PDF; 598 kB)
- 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. Band 83, Nr. 1, 1978, S. 64–71 doi:10.1086/112177. (PDF; 890 kB)
- A. G. Pingré: Cométographie ou Traité historique et théorique des comètes. Band I, Paris 1783, S. 393. (PDF; 56,5 MB)
- A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
- L. Neslušan, M. Hajduková: Long-period comet C/1963 A1 (Ikeya), the probable parent body of π-Hydrids, δ-Corvids, November α-Sextantids, and ϑ-Leonids. In: Astronomy & Astrophysics. Band 631, A112, 2019, S. 1–10 doi:10.1051/0004-6361/201936407. (PDF; 2,53 MB)