C/1969 Y1 (Bennett)

C/1969 Y1 (Bennett) ist ein Komet, der im Jahr 1970 mit dem bloßen Auge gesehen werden konnte. Er wird aufgrund seiner außerordentlichen Helligkeit zu den „Großen Kometen“ gezählt. Er war der zweite Komet, welcher auch von erdumkreisenden Satelliten aus beobachtet wurde.

Entdeckung und Beobachtung Der Komet wurde am Abend des 28. Dezember 1969 von dem südafrikanischen Amateurastronomen John C. Bennett mit einem 125-mm-Refraktor in Pretoria entdeckt. Die Entdeckung erfolgte nur 15 Minuten nach Aufnahme seines regelmäßigen Kometen-Suchprogramms, das er seit vielen Jahren durchführte und in dessen Verlauf er während der vergangenen drei Jahre schon über 333 Stunden vergeblich gesucht hatte. Bennett schätzte die Helligkeit des Kometen zu 8,5 mag und beschrieb ihn als klein, diffus und ohne erkennbaren Schweif. Er meldete seine Entdeckung den offiziellen Stellen und konnte seine Beobachtung des Kometen am folgenden Abend wiederholen.B. G. Marsden: Comets. In: Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. Band 11, 1970, S. 221–235, . (PDF; 272 kB) Zum Zeitpunkt seiner Entdeckung war der Komet noch etwa 2,1 AE von der Sonne und 1,8 AE von der Erde entfernt.

Weitere unabhängige Entdeckungen erfolgten in Südafrika und Australien an den folgenden Tagen. In den ersten Januartagen 1970 wurde der Komet von vielen Beobachtern auf der Südhalbkugel beobachtet, während sich seine Helligkeit zunächst nur wenig änderte. Ende Januar hatte sie etwa 7 mag erreicht und erstmals konnte ein Schweif von 1° Länge festgestellt werden. Bis Ende Februar konnte der Komet auch mit bloßem Auge beobachtet werden, der Schweif hatte 5° Länge erreicht.

Im März nahm seine Helligkeit rapide zu und er konnte auch erstmals von Beobachtern in südlichen Regionen der Nordhalbkugel am Morgenhimmel gesehen werden. Bis Mitte des Monats erreichte die Helligkeit Werte um 0 mag und die Länge des Schweifs 10°, der geschwungen war mit vielen fadenförmigen Strukturen und ungewöhnlich viel Staub.Peter Grego: Blazing a Ghostly Trail: ISON and Great Comets of the Past and Future. Springer, Cham 2013, ISBN 978-3-319-01774-7, S. 135–136. Am 22. März erreichte der Komet für Beobachter auf der Erde die größte Annäherung an die Sonne und im Verlauf weniger Tage endete seine Sichtbarkeit für Beobachter auf der Südhalbkugel, während er in den Nordhimmel wechselte. Seine Helligkeit nahm nun langsam wieder ab. Die Form und Gestalt des Schweifs änderte sich dabei von Nacht zu Nacht, er zeigte fächerförmige Strahlen und auch ein Gegenschweif konnte beobachtet werden. Gegen Ende des Monats war der Komet ein zirkumpolares Objekt und damit die ganze Nacht sichtbar, die Helligkeit lag noch bei 1,5 mag, während die Länge des Gasschweifs 10° und die des Staubschweifs wenigstens 20° betrug.

Obwohl der Komet weiter an Helligkeit verlor, wurden die größten Schweiflängen von über 20° noch in der ersten Aprilhälfte beobachtet. Sowohl der Gasschweif als auch der Staubschweif zeigten rasche Veränderungen, Knicke und Verdichtungen. Die letzten Beobachtungen mit bloßem Auge erfolgten im Mai, bis zum Ende des Monats war die Helligkeit auf 7 mag gesunken und die Schweiflänge hatte sich auf 2,5° verringert.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. 252–259.

Ab August war kein Schweif mehr sichtbar und die Helligkeit lag Mitte September noch bei etwa 11–12 mag und war bis Mitte November auf etwa 13 mag gefallen.B. G. Marsden: Comets in 1970. In: Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. Band 12, 1971, S. 244–273, . (PDF; 589 kB) Die letzte photographische Beobachtung erfolgte am 27. Februar 1971 durch Elizabeth Roemer an der Catalina Station in Arizona. Ein Versuch, den Kometen Ende Juni noch einmal aufzufinden, blieb erfolglos.B. G. Marsden: Comets in 1971. In: Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. Band. 13, 1972, S. 415–435, . (PDF; 429 kB)Ch. Bertaud: Observations de la comète Bennett (1969i). In: L’Astronomie. Band 84, 1970, S. 361–374, . (PDF; 1,14 MB)M. Beyer: Physische Beobachtungen von Kometen. XVII. In: Astronomische Nachrichten. Band 293, H. 6, 1972, S. 241–257, . (PDF; 696 kB)M. J. Hendrie: Comet Bennett 1969i. In: Journal of the British Astronomical Association. Band 109, 1999, S. 14–21, . (PDF; 367 kB)

Der Komet erreichte eine maximale Helligkeit von 0,5 magP. Moore, R. Rees: Patrick Moore’s Data Book of Astronomy. Cambridge University Press, Cambridge 2011, ISBN 978-0-521-89935-2, S. 271. und war damit der siebthellste Komet seit 1935.

Wissenschaftliche Auswertung Schon bald nachdem die ersten Bahnelemente berechnet werden konnten, wurde vermutet, dass der Komet „ein helles Objekt für die Beobachtung mit dem bloßen Auge“ werden würde. Es zeigte sich, dass er drei günstige Eigenschaften in sich vereinte, die ihn zu einem außergewöhnlichen Kometen für die Beobachtung machten: Eine geringe Periheldistanz zur Sonne, eine geringe Entfernung zur Erde und eine große Helligkeit.M. Mobberley: Hunting and Imaging Comets. Springer, New York 2011, ISBN 978-1-4419-6904-0, S. 64–66, doi:10.1007/978-1-4419-6905-7. Es wurden daher zahlreiche Forschungsprojekte initiiert, so dass der Komet Bennett zum meist photographierten und gründlichst erforschten Kometen zur Zeit seiner Erscheinung wurde.

Ultraviolett Einige Jahre zuvor war vermutet worden, dass Kometen von einer Gashülle aus Wasserstoff umgeben sind, die durch Beobachtungen im ultravioletten Licht der Lyman-α-Linie bei 121,5 nm nachgewiesen werden könnte. Vom Erdboden ist diese Beobachtung allerdings nicht möglich, da das ultraviolette Licht nicht die Atmosphäre durchdringt. Die erste Beobachtung eines Kometen im Ultravioletten gelang im Januar 1970, als das Orbiting Astronomical Observatory (OAO-2) das Spektrum des Kometen C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) aufnahm und die vorhergesagte Gashülle nachwies. Als ab Februar desselben Jahres der Komet Bennett eine günstige Beobachtungsposition für eine Beobachtung aus dem All erreichte, wurde er aufgrund dieser Entdeckung von Mitte März bis Mitte April ebenfalls mit OAO-2 systematisch beobachtet, um die zeitliche und räumliche Veränderung der Kometenkoma zu verfolgen. Neben der Lyman-α-Linie konnten dabei auch die Emissionslinien von OH, NH und CN gemessen werden.A. D. Code, T. E. Houck, C. F. Lillie: Ultraviolet Observations of Comets. In: A. D. Code (Ed.): The Scientific Results from the Orbiting Astronomical Observatory (OAO-2). NASA Scientific and Technical Information Office, Washington D.C. 1972, NASA SP-310, S. 109–114. (PDF; 350 kB)

Aus den mit OAO-2 erhaltenen photometrischen Daten konnte die Produktionsrate von OH und Wasserstoff sowie deren Abhängigkeit vom Sonnenabstand des Kometen abgeleitet werden. Die Ergebnisse bestätigten die Annahme, dass die Gasproduktion von Kometen bei kleinen Sonnenabständen durch das Verdampfen von Wasser aus dem Kern bestimmt wird. Der gesamte Verlust an Wasser während seiner Passage des inneren Sonnensystems wurde zu etwa 200 Mio. t abgeschätzt.C. F. Lillie, H. U. Keller: The Gas Production Rate of Comet Bennett. In: B. D. Donn, M. Mumma, W. Jackson, M. A’Hearn, R. Harrington (Ed.): The Study of Comets. Part 1. The Proceedings of IAU Colloquium No. 25. NASA Scientific and Technical Information Office, Washington D. C. 1976, NASA SP-393, S. 323–329, . (PDF; 112 kB)H. U. Keller, C. F. Lillie: The Scale Length of OH and the Production Rates of H and OH in Comet Bennett (1970 II). In: Astronomy & Astrophysics. Band 34, 1974, S. 187–196, . (PDF; 177 kB)

Am 1. und 2. April wurde der Komet auch erstmals durch das Orbiting Geophysical Observatory (OGO-5) beobachtet. Dabei konnten mit einem empfindlicheren Photometer als bei OAO-2 die Emissionen von Wasserstoffatomen bis zu einem Abstand von mehreren Mio. km vom Kometenkern nachgewiesen werden. Aus den Messungen konnte die Masse dieses Wasserstoffs zu etwa 2 Mio. t abgeleitet werden.J.-L. Bertaux, J. Blamont: Observation de l’émission d’hydrogène atomique de la comète Bennett. In: Comptes rendus hebdomadaires des séances de l'Académie des sciences. Band 270, Serie B, 1970, S. 1580–1584. (Link zu Archiv) Nach diesen ersten erfolgreichen Messungen wurde entschieden, den Kometen weiter mit den Instrumenten an Bord von OGO-5 zu beobachten und so wurden bis zum 30. April insgesamt zwölf Intensitätskarten der Lyman-α-Emission des Kometen erhalten. Die Karten zeigen die Entwicklung der Wasserstoffhülle im Verlaufe eines Monats. Am 1. April, als der Komet einen Abstand von etwa 0,6 AE zur Sonne hatte, hatte die Wasserstoffhülle eine Ausdehnung von 20 Mio. km × 15 Mio. km, danach wurde sie langsam kleiner. Die abgeleitete Produktionsrate von Wasserstoffatomen war vergleichbar mit dem Wert, der aus den OAO-2-Beobachtungen erhalten wurde.J.-L. Bertaux, J. E. Blamont, M. Festou: Interpretation of Hydrogen Lyman-Alpha Observations of Comets Bennett and Encke. In: Astronomy & Astrophysics. Band 25, 1973, S. 415–430, . (PDF; 321 kB)H. U. Keller: Hydrogen Production Rates of Comet Bennett (1969i) in the First Half of April 1970. In: Astronomy & Astrophysics. Band 27, 1973, S. 51–57, . (PDF; 129 kB) In weiteren Untersuchungen wurde dann noch versucht, die Messergebnisse mit größerer Übereinstimmung theoretisch zu unterlegen und verfeinerte Modelle für die Entstehung der Wasserstoffhüllen zu geben.H. U. Keller, G. E. Thomas: A Cometary Hydrogen Model: Comparison with OGO-5 Measurements of Comet Bennett (1970 II). In: Astronomy & Astrophysics. Band 39, 1975, S. 7–19, . (PDF; 241 kB)H. U. Keller, G. E. Thomas: A High-Velocity Component of Atomic Hydrogen in Comet Bennett (1970 II). In: B. D. Donn, M. Mumma, W. Jackson, M. A’Hearn, R. Harrington (Ed.): The Study of Comets. Part 1. The Proceedings of IAU Colloquium No. 25. NASA Scientific and Technical Information Office, Washington D. C. 1976, NASA SP-393, S. 316–321, . (PDF; 113 kB)

Sichtbares Licht Am Goddard Space Flight Center in Maryland wurden vom 28. März bis 18. April 1970 Aufnahmen des Kometen mit Interferenzfiltern bei verschiedenen Wellenlängen im violetten, blauen, grünen und gelben Bereich des Spektrums gemacht. Es wurden damit insbesondere die Emissionslinien von CN, C2, CO+ und Na ausgewertet. Aus diesen und weiteren Aufnahmen, die am 8. und 9. April an der Hamburger Sternwarte im weißen Licht gemacht worden waren, wurden Karten der Koma des Kometen mit Linien gleicher Helligkeit (Isophoten) bis zu einer Entfernung von 150.000 km vom Kern erstellt.J. Rahe, C. W. McCracken, B. D. Donn: Monochromatic and White-Light Observations of Comet Bennett 1969i (1970 II). In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 23, 1976, S. 13–35, . (PDF; 410 kB) Ähnliche Untersuchungen wurden auch vom 31. März bis zum 27. April am Hume Cronyn Memorial Observatory der University of Western Ontario in Kanada durchgeführt. Auch dort wurden Aufnahmen des Kometen mit Interferenzfiltern bei verschiedenen Wellenlängen im violetten, blauen und grünen Bereich des Spektrums gemacht. Es wurden damit insbesondere die Emissionslinien von CN und C2 gemessen und deren Intensitätsverläufe in paralleler und rechtwinkliger Richtung zum Kometenschweif ausgewertetE. F. Borra, W. H. Wehlau: Narrow-Band Photometry of Comet Bennett (1969i). In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 83, Nr. 492, 1971, S. 184–191, doi:10.1086/129098. (PDF; 208 kB) und in Form von Isophoten dargestellt.E. F. Borra, W. H. Wehlau: Narrow-Band Isophotes of Comets Tago-Sato-Kosaka and Bennett. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 85, Nr. 507, 1973, S. 670–673, doi:10.1086/129525. (PDF; 139 kB)