C/2007 Q3 (Siding Spring)
C/2007 Q3 (Siding Spring) ist ein Komet, der in Europa in den Jahren 2009 und 2010 nur mit optischen Hilfsmitteln beobachtet werden konnte.
| C/2007 Q3 (Siding Spring)[ i ] | |
|---|---|
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| C/2007 Q3 am 21.2.2010 | |
| Eigenschaften des Orbits (Animation) | |
| Orbittyp | hyperbolisch s. Kap. Umlaufbahn |
| Numerische Exzentrizität | 1,00024 |
| Perihel | 2,252 AE |
| Neigung der Bahnebene | 65,7° |
| Periheldurchgang | 7. Oktober 2009 |
| Bahngeschwindigkeit im Perihel | 28,1 km/s |
| Geschichte | |
| Entdecker | Donna Burton, Siding-Spring-Observatorium |
| Datum der Entdeckung | 25. August 2007 |
| 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 Komet wurde von D. Burton am Siding-Spring-Observatorium in New South Wales im Rahmen des Siding Spring Survey entdeckt. Das Objekt war zum Zeitpunkt seiner Entdeckung noch über 7,6 AE von der Sonne entfernt und nicht eindeutig als Komet zu erkennen. Dies gelang erst nach weiteren Aufnahmen in den nächsten Tagen, weshalb der Komet nicht nach seiner Entdeckerin benannt wurde.
Bei seiner Entdeckung am Südhimmel besaß der Komet eine Helligkeit von 18 mag. Er war danach für länger als zwei Jahre nur von der Südhalbkugel aus zu beobachten. Ab Oktober 2009 konnte der Komet dann auf der Nordhalbkugel bei einer Helligkeit von etwa 9–10 mag in der Morgendämmerung aufgefunden werden. Der Komet bewegte sich weiter nach Norden und konnte bis Ende des Jahres schon ab Mitternacht beobachtet werden. Im Laufe der ersten Hälfte des Jahres 2010 sank die Helligkeit wieder bis auf etwa 14 mag ab, der Komet konnte aber noch bis September 2011 beobachtet werden.[1][2]
Am 13. März 2010 konnte auf einer Aufnahme festgestellt werden, dass sich ein größeres Bruchstück zusammen mit einem kleineren Fragment vom Hauptkörper des Kometen gelöst hatte. Weitere Aufnahmen an den folgenden Tagen konnten das größere Bruchstück B ebenfalls bestätigen, es war etwa 40-mal schwächer als die Hauptkomponente A. Bis zum 12. April konnten keine Spuren des Bruchstücks mehr festgestellt werden, offenbar hatte es sich aufgelöst.[3]
Wissenschaftliche Auswertung
Mit dem ARC Échelle-Spektrometer am Apache-Point-Observatorium in New Mexico konnte eine „verbotene“ Spektrallinie des Sauerstoffs im Licht des Kometen bei einem Sonnenabstand von etwa 3 AE beobachtet werden und daraus Produktionsraten von Kohlenstoffdioxid und Wasser bei diesem Sonnenabstand abgeleitet werden.[4]
Im Rahmen der Inbetriebnahme des Weltraumteleskops WISE im Januar 2010 wurde eine Reihe von Aufnahmen gemacht, darunter auch eine Infrarotaufnahme des Kometen C/2007 Q3 (Siding Spring).[5]
Umlaufbahn
Für den Kometen konnte aus 1335 Beobachtungsdaten über einen Zeitraum von vier Jahren eine temporär hyperbolische Umlaufbahn bestimmt werden, die um rund 66° gegen die Ekliptik geneigt ist.[6] Die Bahn des Kometen verläuft damit steil angestellt gegen die Bahnebenen der Planeten. Im sonnennächsten Punkt (Perihel), den der Komet am 7. Oktober 2009 durchlaufen hat, war er noch etwa 2,25 AE/336,9 Mio. km von der Sonne entfernt und befand sich damit im Asteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Er kam keinem der inneren Planeten besonders nahe, die größte Annäherung an die Venus erfolgte am 15. Oktober 2009 bis auf etwa 229,8 Mio. km, an den Mars am 24. Dezember 2009 bis auf etwa 302,7 Mio. km, und an die Erde am 2. Februar 2010 bis auf etwa 2,2 AE/328,1 Mio. km.
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 vor seiner Annäherung an das innere Sonnensystem noch eine elliptische Charakteristik besessen mit einer Exzentrizität von etwa 0,99994 und einer Großen Halbachse von etwa 36.000 AE, so dass seine Umlaufzeit bei etwa 7 Mio. Jahren gelegen hätte. Durch die Anziehungskraft der Planeten, insbesondere durch Vorbeigänge an den großen Planeten Jupiter am 6. Juni 2009 in etwa 7 ¼ AE Abstand, Saturn am 13. November 2009 in etwa 7 ½ AE Distanz, und noch ein weiteres Mal am Jupiter, nämlich am 7. Mai 2010 in etwa 7 AE Abstand, würde seine Bahnexzentrizität auf etwa 0,99970 und seine Große Halbachse auf etwa 7600 AE verringert, so dass die Umlaufzeit etwa 660.000 Jahre betragen würde.[7]
In einer Untersuchung aus dem Jahr 2013 konnten Królikowska und Dybczyński jedoch unter Verwendung von insgesamt 1368 Beobachtungen des Kometen über einen Zeitraum von mehr als vier Jahren zeigen, dass dieser Komet in einer besonderen Weise behandelt werden sollte. Die beste Übereinstimmung mit den beobachteten Positionen des Kometen erhielten sie durch eine rein gravitative Bahnbestimmung und durch eine getrennte Auswertung der Beobachtungsergebnisse vor und nach dem Periheldurchgang. Sie verwendeten dazu zunächst 568 Beobachtungen zur Bestimmung eines Satzes Bahnelemente zur Beschreibung der Kometenbahn bis zum Perihel. Da einige Monate nach dem Periheldurchgang des Kometen beobachtet werden konnte, wie sich ein größeres Bruchstück von ihm löste, was auch die Bahn des Hauptkörpers beeinflusste, zogen sie die Beobachtungen während dieses Zeitraums nicht in Betracht, sondern verwendeten zur Bestimmung eines Satzes Bahnelemente zur Beschreibung der Kometenbahn nach dem Perihel nur 177 Beobachtungen ab Juni 2010.[8] 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 0,99991, einer Großen Halbachse von etwa 23.900 AE (Unsicherheit ±1,3 %) und einer Umlaufzeit von etwa 3,7 Mio. Jahren bewegte. Für die zukünftige Bahn bestimmten sie eine elliptische Charakteristik mit einer Exzentrizität von etwa 0,99970, einer Großen Halbachse von etwa 7600 AE (Unsicherheit ±2,8 %) und einer Umlaufzeit von etwa 660.000 Jahren.[9]
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 näherungsweise auch hier bestätigt werden konnten. Außerdem klassifizierten sie den Kometen als „dynamisch alt“, das heißt, er kam zuvor bereits mindestens ein Mal in Sonnennähe. Dabei hatte er sich der Sonne wahrscheinlich bis auf einen Abstand von etwa 9,6 AE angenähert.[10]
Siehe auch
Weblinks
- C/2007 Q3 ( Siding Spring ) Seiichi Yoshida’s Home Page (englisch)
Einzelnachweise
- A. Hale: 441. COMET SIDING SPRING C/2007 Q3. In: Countdown to 500 Comets. Earthrise Institute, 28. Januar 2012, abgerufen am 26. Juli 2020 (englisch).
- A. Kammerer: C/2007 Q3 (Siding Spring). In: Fachgruppe Kometen in der VdS. Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS), abgerufen am 26. Juli 2020.
- D. W. E. Green: Comet C/2007 Q3 (Siding Spring). In: IAU Circular, Nr. 9135. April 2020, abgerufen am 26. Juli 2020 (englisch).
- A. J. McKay, N. J. Chanover, J. P. Morgenthaler, A. L. Cochran, W. M. Harris, N. Dello Russo: Forbidden oxygen lines in Comets C/2006 W3 Christensen and C/2007 Q3 Siding Spring at large heliocentric distance: Implications for the sublimation of volatile ices. In: Icarus. Band 220, Nr. 1, 2012, S. 277–285 doi:10.1016/j.icarus.2012.04.030.
- Multimedia Gallery – Comet Siding Spring. In: WISE Wide-field Infrared Survey Explorer. WISE at NASA/JPL, 17. Februar 2010, abgerufen am 26. Juli 2020 (englisch).
- C/2007 Q3 (Siding Spring) in der Small-Body Database des Jet Propulsion Laboratory (englisch).
- A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Abgerufen am 9. Juli 2020 (englisch).
- C/2007 Q3 Siding Spring. Solar System Dynamics & Planetology Group, 2013, abgerufen am 25. Juli 2020 (englisch).
- 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)
- 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)