C/2011 W3 (Lovejoy) war ein Komet, der im Dezember 2011 nur auf der Südhalbkugel mit bloßem Auge beobachtet werden konnte. Er gehörte zur Kreutz-Gruppe der sonnenstreifenden Kometen und wurde bei seinem engen Vorbeigang an der Sonne von mehreren Raumsonden beobachtet. Nachdem im Vorfeld erwartet worden war, dass der Komet die Annäherung an die Sonne nicht überstehen würde, entfernte er sich zunächst scheinbar unbeschadet wieder von ihr. Knapp zwei Tage später zerfiel er jedoch spontan, sein übriggebliebener Schweif war noch bis Mitte März 2012 zu beobachten.
Entdeckung und Beobachtung Der australische Amateurastronom Terry Lovejoy, der zuvor bereits zwei Kometen entdeckt hatte, fand am frühen Morgen des 28. November 2011 (Ortszeit) ein Objekt auf einer Serie von Aufnahmen, die er mit seinem 20-cm-Teleskop gemacht hatte. Das verwaschene Objekt hatte sich rasch weiterbewegt, aber er war nicht sicher, ob es nicht nur ein optischer Reflex wäre. Zwei Tage danach erstellte er neue Aufnahmen von der vermuteten Position des Objekts und konnte es wieder auffinden. Er informierte mehrere andere Beobachter und bat sie, seine Entdeckung zu überprüfen. Am 2. Dezember (Ortszeit) konnte sie durch eine Beobachtung am 1-m-Teleskop des Mt John University Observatory in Neuseeland bestätigt werden.J. Shanklin: The brighter comets of 2011. In: Journal of the British Astronomical Association. Band 127, Nr. 6, 2017, S. 354–364, (PDF; 928 kB). Zum Zeitpunkt seiner Entdeckung war der Komet 0,76 AE von der Sonne und 0,72 AE von der Erde entfernt. Lovejoy berichtete eine Helligkeit von 15 mag, aber die Beobachtungen in Neuseeland zeigten Helligkeiten eher bei 17 mag. Für Beobachter auf der Erde hatte der Komet bei seiner Entdeckung noch eine Elongation von 50° zur Sonne, aber er bewegte sich am Himmel schnell mit etwa 0,2°/h auf diese zu.
Bereits kurz nach seiner Entdeckung wurde bemerkt, dass die Bahn des Kometen der eines Sonnenstreifers der Kreutz-Gruppe ähnelt. Es war der erste dieser Gruppe, der seit dem Kometen C/1970 K1 (White-Ortiz-Bolelli) von einem Beobachter auf der Erde entdeckt worden war. Sein Vorbeigang an der Sonne würde nach ersten Berechnungen nur in einem Abstand von etwa 140.000 km zur Sonnenoberfläche erfolgen, und da es kein sehr massiver Komet war, wurde nicht damit gerechnet, dass er dieses überstehen würde. Obwohl der Komet in den folgenden Tagen auch von der Erde beobachtet wurde, wurden die Beobachtungen durch seine Annäherung an die Sonne schwieriger, aber er geriet ab 11./12. Dezember in das Blickfeld der Kameras des SECCHI-Experiments der beiden STEREO-Raumsonden und ab 14. Dezember in das des LASCO-Koronografen von SOHO. Außerdem konnte der Komet auch im Ultravioletten vom Sonnenforschungssatelliten SDO und dem Kleinsatelliten Proba-2 beobachtet werden.
Am 11. Dezember hatte der Komet bereits eine Helligkeit von etwa 6 mag erreicht und am 14. Dezember war diese bis auf 2 mag angestiegen. Er war zu diesem Zeitpunkt der hellste Sonnenstreifer, der von SOHO beobachtet worden war. Am 15. Dezember erreichte der Komet schließlich eine Helligkeit von −3 mag, möglicherweise war er noch etwas heller, denn die Aufnahmen von SOHO zeigten Sättigungseffekte. Der Staubschweif des Kometen zeigte in animierten Bildsequenzen deutliche Interaktionen mit dem Sonnenwind, auch ein schwacher Gasschweif konnte beobachtet werden. Eine weitere Raumsonde, die Bilder des Kometen lieferte, war dann noch das japanische Weltraumteleskop Hinode.
Für Beobachter auf der Erde ging der Komet vom 15. Dezember 23:58 Uhr UT bis 16. Dezember 00:28 Uhr UT, also um die Zeit seines Periheldurchgangs, hinter der Sonne vorbei. Auch alle Raumsonden im Erdorbit konnten daher diesen Moment der größten Annäherung an die Sonne nicht direkt beobachten, aber die STEREO-Raumsonden, die sehr weit von der Erde entfernt standen, konnten den Vorbeigang ununterbrochen verfolgen. Als große Überraschung für die Forscher erschien der Kern des Kometen nach seinem Durchgang durch die Sonnenkorona wieder auf der anderen Seite der Sonnenscheibe. Er hatte keinen Schweif mehr, bildete aber innerhalb einiger Stunden wieder einen neuen aus.
Nachdem sich der Komet wieder etwas von der Sonne entfernt hatte, wurde er auch für Beobachter auf der Erde wieder sichtbar. Erste Beobachtungen gelangen noch am 16. November, einen Tag später konnte ihn auch T. Lovejoy am Taghimmel fotografieren, in Brasilien gelang eine Beobachtung bei einer Helligkeit von etwa −3 mag.
mini|links|Komet Lovejoy über Santiago de Chile am 22. Dezember 2011 Am 18. Dezember war die Helligkeit auf −1 mag zurückgegangen. Die Raumsonde STEREO zeichnete im Laufe dieses und des folgenden Tages ein merkwürdiges Phänomen auf: Der Kopf des Kometen schien kleiner zu werden und ein intensiver Staubschweif begann sich immer länger und breiter auszudehnen. Ab 20. Dezember wurden insbesondere auf der Südhalbkugel die Beobachtungsbedingungen immer besser, wo der Komet in der Morgendämmerung mit einem 15° langen Schweif gesehen werden konnte. Verglichen mit seiner eingehenden Bahn war er jetzt auch bei vergleichbarem Sonnenabstand sogar noch deutlich heller. Sein Erscheinungsbild erinnerte stark an den Kometen C/1965 S1 (Ikeya-Seki), ebenfalls ein Sonnenstreifer der Kreutz-Gruppe. Die Schweiflänge entwickelte sich in den folgenden Tagen noch bis über 30°, aber der Komet schien keinen Kopf mehr zu besitzen. Bis Ende des Jahres nahm die Helligkeit wieder ab, so dass er danach kaum mehr mit bloßem Auge gesehen werden konnte. Der Schweif des Kometen konnte noch bis etwa drei Monate nach dem Periheldurchgang verfolgt werden.
T. Lovejoy erhielt gemeinsam mit fünf Entdeckern anderer Kometen im Jahr 2012 den Edgar Wilson Award.
Wissenschaftliche Auswertung mini|rechts|Komet Lovejoy vom 12.–14. Dezember 2011 von der Raumsonde STEREO-A beobachtet, die Interaktion des Sonnenwindes mit dem Schweif ist erkennbar. Während sich der Komet noch auf die Sonne zubewegte, konnten bei Abständen von zehn bis zwei Sonnenradien von deren Mittelpunkt mit dem Ultraviolet Coronagraph Spectrometer von SOHO Messwerte gewonnen werden. Deren Auswertung ermöglichte Aussagen sowohl über die physikalischen Eigenschaften des Sonnenwinds in der Kometenumgebung als auch über die Ausgasungsraten des Kometen, die Häufigkeit verschiedener Elemente wie Stickstoff, Sauerstoff und Silizium im Verhältnis zu Wasserstoff und die Zusammensetzung der Staubkörner im Schweif. Für die Größe des Kometenkerns vor der größten Annäherung an die Sonne wurde ein Radius von 170–270 m abgeschätzt.J. C. Raymond, C. Downs, M. M. Knight, K. Battams, S. Giordano, R. Rosati: Comet C/2011 W3 (Lovejoy) between 2 and 10 Solar Radii: Physical Parameters of the Comet and the Corona. In: The Astrophysical Journal. Band 858, Nr. 1, 2018, S. 1–13, doi:10.3847/1538-4357/aabade (PDF; 1,07 MB).
Der Komet Lovejoy war der zweite Komet, der unmittelbar vor seinem Periheldurchgang durch das Atmospheric Imaging Assembly (AIA) an Bord des Solar Dynamics Observatory (SDO) im extremen Ultraviolett beobachtet werden konnte. Die beobachteten Emissionen wurden auf die Emissionslinien von drei- bis fünffach ionisiertem Sauerstoff zurückgeführt, der im Wesentlichen durch Photodissoziation von ausgasendem Wasser und anschließende schrittweise Ionisation durch den Sonnenwind entstanden war. Auch die Linien von sieben- bis achtfach ionisiertem Eisen konnten für die Emissionen mit verantwortlich gewesen sein.P. Bryans, W. D. Pesnell: The Extreme-Ultraviolet Emission from Sun-Grazing Comets. In: The Astrophysical Journal. Band 760, Nr. 1, 2012, S. 1–8, doi:10.1088/0004-637X/760/1/18 (PDF; 852 kB). Auch nach dem Austritt hinter der Sonnenscheibe konnte AIA noch weitere Aufnahmen von dem Kometen und dem von ihm zurückbleibenden Material machen.W. D. Pesnell, P. Bryans: The Time-Dependent Chemistry of Cometary Debris in the Solar Corona. In: The Astrophysical Journal. Band 785, Nr. 1, 2014, S. 1–10, doi:10.1088/0004-637X/785/1/50 (PDF; 0,98 MB).
mini|links|Komet Lovejoy nach dem Periheldurchgang, Aufnahme des Solar Dynamics Observatory am 16. Dezember 2011 Als der Komet am 15./16. Dezember tief in die Sonnenkorona eintauchte, bot dies durch die intensive Beobachtung der Veränderungen in Richtung, Intensität, Helligkeit und Beständigkeit des Kometenschweifs im extremen Ultraviolett aus verschiedenen Perspektiven auch eine nie zuvor gegebene Gelegenheit, das inhomogene Magnetfeld in der Korona zu studieren.C. Downs, J. A. Linker, Z. Mikić, P. Riley, C. J. Schrijver, P. Saint-Hilaire: Probing the Solar Magnetic Field with a Sun-Grazing Comet. In: Science. Band 340, Nr. 6137, 2013, S. 1196–1199, doi:10.1126/science.1236550.J. C. Raymond, P. I. McCauley, S. R. Cranmer, C. Downs: The Solar Corona as Probed by Comet Lovejoy (C/2011 W3). In: The Astrophysical Journal. Band 788, Nr. 2, 2014, S. 1–8, doi:10.1088/0004-637X/788/2/152 (PDF; 469 kB). Neben den Messergebnissen im extremen Ultraviolett, die vom SDO geliefert wurden, konnten auch Messungen mit einem Röntgenteleskop an Bord von Hinode ausgewertet werden. Auch hier konnten die Emissionen auf zwei- bis sechsfach ionisierten Sauerstoff zurückgeführt werden. Auch die Signatur von dreifach ionisiertem Kohlenstoff konnte festgestellt werden. Aus der Menge des Sauerstoffs konnte eine Massenverlustrate des Kometenkerns von etwa 9500 t/s und ein gesamter Massenverlust von etwa 10 Mio. t während der Beobachtungen abgeleitet werden. Für die Größe des Kerns vor dem Periheldurchgang wurde ein Radius von 300 m abgeschätzt.P. I. McCauley, S. H. Saar, J. C. Raymond, Y.-K. Ko, P. Saint-Hilaire: Extreme-Ultraviolet and X-Ray Observations of Comet Lovejoy (C/2011 W3) in the Lower Corona. In: The Astrophysical Journal. Band 768, Nr. 2, 2013, S. 1–12, doi:10.1088/0004-637X/768/2/161 (PDF; 782 kB).
Die Kombination der zwei unterschiedlichen Perspektiven, unter denen der Komet bei seinem Periheldurchgang von den beiden STEREO-Raumsonden beobachtet werden konnte, bot die Möglichkeit, polarimetrische Messungen über einen weiten Bereich von Phasenwinkeln anzustellen. Es konnten dabei extreme Werte für die Polarisation gemessen werden. Auch eine Bänderung im Schweif, verbunden mit einer mit dem Abstand vom Kern zunehmenden Polarisation, konnte beobachtet werden, die vermutlich durch Magnesium-reiche Silicat-Partikel verursacht wurde, die sich größenabhängig verteilten.W. T. Thompson: Linear polarization measurements of Comet C/2011 W3 (Lovejoy) from STEREO. In: Icarus. Band 261, 2015, S. 122–132, doi:10.1016/j.icarus.2015.08.018.
Auswertung der Messergebnisse Das im ersten Moment unbeschadete Durchlaufen des Kometen durch die innere Sonnenkorona bei einem Abstand von nur etwa 1,2 Sonnenradien von deren Mittelpunkt warf ein Problem auf, da der Komet (unter Ansatz einiger plausibler Randbedingungen für seinen inneren Aufbau) sich bereits weit innerhalb der Roche-Grenze bewegte, wo er eigentlich durch die Gezeitenkräfte hätte zerrissen werden müssen, die dort größer als der innere Zusammenhalt durch seine eigene Gravitation und seine Zugfestigkeit wurden. Es wurde daher vorausgesetzt, dass das Kernmaterial wesentlich fester war oder dass zusätzliche Kräfte auf den Kometen diesen stabilisierten und es wurde angenommen, dass dies durch den starken Rückstoß der sublimierenden Eismassen des Kometenkerns in Sonnennähe erfolgt sein könnte. Unter dieser Voraussetzung wurde ein maximaler Radius des Kometenkerns von etwa 11 km und ein minimaler Radius von 200 m abgeleitet. Die Helligkeit des Kometen bei noch größerem Sonnenabstand wies auf einen Radius von etwa 600 m bis 1 km hin, was gut im Rahmen dieser Abschätzung liegt.B. Gundlach, J. Blum, Yu. V. Skorov, H. U. Keller: A note on the survival of the sungrazing comet C/2011 W3 (Lovejoy) within the Roche limit. Preprint 2012, S. 1–15, (PDF; 3,27 MB).