C/2001 Q4 (NEAT)

C/2001 Q4 (NEAT) ist ein Komet, der im Jahr 2004 mit dem bloßen Auge gesehen werden konnte. Er war bereits fast drei Jahre zuvor entdeckt worden und wurde zu einem der hellsten Kometen des Jahres 2004.

Entdeckung und Beobachtung Das Projekt Near Earth Asteroid Tracking (NEAT) des Jet Propulsion Laboratory (JPL) hatte eigentlich zum Ziel, erdnahe Asteroiden rechtzeitig aufzuspüren, bevor sie zu einer Kollisionsgefahr für die Erde werden könnten. Als Nebeneffekt führte dieses Projekt aber auch zur Entdeckung zahlreicher Kometen.

Auf Aufnahmen des 1,2-m-Schmidt-Teleskops am Palomar-Observatorium vom 24. August 2001 entdeckten Steve H. Pravdo, E. F. Helin und K. J. Lawrence vom JPL einen runden nebelförmigen Fleck mit einer Helligkeit von 20 mag. Die Entdeckung konnte bereits 9 Stunden später durch ein Observatorium in Australien bestätigt werden, andere Observatorien meldeten am folgenden Tag Helligkeiten von 17–18 mag. Zum Zeitpunkt seiner Entdeckung befand sich der Komet noch in einer Entfernung von 10,1 AE von der Sonne, weiter als der Planet Saturn, und 9,6 AE von der Erde und damit in der größten Entfernung, in der bis zu diesem Zeitpunkt ein Komet entdeckt worden war.

Im Laufe der Jahre 2001 und 2002 nahm die Helligkeit des Kometen nur langsam zu, Anfang 2003 lag sie noch bei 15 mag. Lange Zeit war er nur von der Südhalbkugel in der Nähe des südlichen Himmelspols zu sehen. Beobachter in Brasilien und Australien schätzten Anfang September 2003 die Helligkeit zu etwa 12 mag, Ende des Jahres zu etwa 10 mag und im Februar 2004 zu etwa 8 mag. Eine erste Sichtung mit bloßem Auge erfolgte Ende März auf den Falklandinseln bei etwa 6 mag.

Der Komet nahm weiter an Helligkeit zu, blieb aber bis in den Mai 2004 nur am Südhimmel zu beobachten, wo ihn viele Beobachter verfolgten. Ab 10. Mai konnte er dann am Abendhimmel der Nordhalbkugel aufgefunden werden, wo er zu dem Zeitpunkt auch seine größte Helligkeit von etwa 3 mag erreichte. Es wurde jetzt auch ein Kometenschweif beobachtet, die Angaben dazu waren sehr verschieden und erreichten Werte bis zu 11° Länge. Zur gleichen Zeit konnte am Morgenhimmel auch der Komet C/2002 T7 (LINEAR) beobachtet werden. Bis in die zweite Hälfte des Mai hatte die Helligkeit wieder auf unter 4 mag und die Schweiflänge auf 1,5° abgenommen.

Die Helligkeit nahm weiter ab, Anfang Juni sank sie unter die Schwelle für die Beobachtung mit bloßem Auge, und bis Mitte September war zur Beobachtung wieder ein Teleskop nötig. Die Beobachtungen des Kometen wurden noch bis Anfang des Jahres 2005 fortgesetzt.J. Shanklin: The comets of 2001: Part 1. In: Journal of the British Astronomical Association. Band 123, Nr. 6, 2013, S. 338–352 . (PDF; 786 kB) Die letzte Positionsbestimmung gelang am 18. August 2006, fast exakt fünf Jahre nach seiner Entdeckung, am Observatorium von Ageo in Japan bei einer Helligkeit von etwa 19 mag.

Der Komet erreichte eine maximale Helligkeit von 2,8 mag und gehört damit zu den 26 hellsten Kometen seit 1935.

Wissenschaftliche Auswertung Schon kurz nach seiner Entdeckung konnten für den Kometen NEAT durch Brian Marsden vorläufige Bahnelemente bestimmt werden, die darauf hindeuteten, dass der Komet ein „dynamisch neuer“ Komet aus der Oortschen Wolke sein könnte, der zudem eine große Helligkeit bei seiner Annäherung an die Sonne erreichen würde. Es wurden daher frühzeitig zahlreiche Beobachtungsprogramme geplant, die den Kometen während seiner Annäherung an die Sonne und in Sonnennähe in verschiedenen Wellenlängenbereichen untersuchen sollten.

mini|links|Der Komet am 16. Mai 2004 beim offenen Sternhaufen Messier 44 Bereits Mitte März 2002, als der Komet noch 8,6 AE von der Sonne entfernt war, wurden am La-Silla-Observatorium in Chile Aufnahmen gemacht und spektroskopische Untersuchungen der Kometenkoma im sichtbaren Licht vorgenommen. Die aus Staub bestehende Koma hatte in diesem Sonnenabstand bereits einen Durchmesser von über 100.000 km, es konnten aber noch keine Anzeichen einer Gasemission von CN, C2 oder C3 festgestellt werden.G. P. Tozzi, H. Boehnhardt, G. Lo Curto: Imaging and spectroscopy of comet C/2001 Q4 (NEAT) at 8.6 AU from the Sun. In: Astronomy & Astrophysics. Band 398, Nr. 3, 2003, S. L41–L44 doi:10.1051/0004-6361:20021878 (PDF; 232 kB).

Die meisten anderen Beobachtungsprogramme wurden in der Zeit kurz vor und nach dem Periheldurchgang des Kometen Mitte Mai 2004 durchgeführt, als der Komet sich in günstigen Abständen von etwa 1 AE zur Sonne und deutlich unter 1 AE zur Erde befand.

Sichtbares Licht Bereits im September 2003 bei einer Entfernung des Kometen von der Sonne von etwa 3,7 AE und dann noch einmal im Mai 2004, als der Komet nur noch etwa 1 AE von der Sonne entfernt war, wurden am Very Large Telescope des Paranal-Observatoriums der Europäischen Südsternwarte in Chile spektroskopische Untersuchungen im Violetten unternommen, um das Verhältnis zwischen den stabilen Isotopen 12C/13C und 14N/15N im CN-Radikal zu bestimmen. Die gemessenen Werte veränderten sich nur wenig mit dem Sonnenabstand des Kometen und entsprachen denen, die unter ähnlichen Bedingungen auch bei den Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) und C/2003 K4 (LINEAR) gemessen wurden.J. Manfroid, E. Jehin, D. Hutsemékers, A. Cochran, J.-M. Zucconi, C. Arpigny, R. Schulz, J. A. Stüwe: Isotopic abundance of nitrogen and carbon in distant comets. In: Astronomy & Astrophysics. Band 432, Nr. 1, 2005, S. L5–L8 doi:10.1051/0004-6361:200500009 (PDF; 234 kB). Um ein davon unabhängiges Messergebnis zu erhalten, wurden im Mai 2004 die beiden Kometen C/2001 Q4 (NEAT) und C/2002 T7 (LINEAR) noch einmal mit dem Very Large Telescope spektroskopisch vermessen, diesmal allerdings im Blauen, um mit einem anderen Verfahren das Verhältnis 12C/13C im C2-Molekül zu bestimmen. Die Ergebnisse waren in Übereinstimmung mit den zuvor aus der Beobachtung des CN-Radikals gewonnenen Werten.P. Rousselot, E. Jehin, J. Manfroid, D. Hutsemékers: The 12C2/12C13C isotopic ratio in comets C/2001 Q4 (NEAT) and C/2002 T7 (LINEAR). In: Astronomy & Astrophysics. Band 545, A24, 2012, S. 1–7 doi:10.1051/0004-6361/201219265 (PDF; 917 kB).

Vom 13. bis 19. Mai 2004 wurden am Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences in Indien spektroskopische und photometrische Untersuchungen des Kometen im sichtbaren Bereich vorgenommen. Es konnten dabei Emissionslinien von CN und C2 nachgewiesen und deren Produktionsrate abgeleitet werden.M. Singh, B. B. Sanwal, B. Kumar: Spectrophotometric study of the comet C/2001 Q4 (NEAT). In: Bulletin of the Astronomical Society of India. Band 34, Nr. 3, 2006, S. 273–279 (PDF; 121 kB). Auch am Observatorium in Andruschiwka in der Ukraine wurden im Mai und Juni 2004 Untersuchungen des Kometenspektrums im sichtbaren Wellenlängenbereich vorgenommen. Am 14. Mai wurden dabei die Emissionslinien von C2, C3, CN, CH, NH2 und H2O+ entdeckt und ihre Intensitäten bestimmt.A. V. Ivanova, P. P. Korsun, S. A. Borisenko, Yu. N. Ivashchenko: Spectral studies of comet C/2001 Q4 (NEAT). In: Solar System Research. Band 47, 2013, S. 71–79 doi:10.1134/S0038094613010036.

Aus Beobachtungen der konzentrischen Staubschalen um den Kometenkern am Pic-du-Midi-Observatorium in Frankreich vom 14. bis 19. Mai 2004 gelang es, eine Rotationsperiode des Kometenkerns von etwa 23,2 Stunden abzuleiten. Aus weiteren Beobachtungen der morphologischen Veränderungen der Staubschalen um den Kometen, die vom 16. April bis 3. Juni u. a. am Vainu-Bappu-Observatorium in Indien und am Las-Campanas-Observatorium in Chile gemacht wurden, konnte die räumliche Orientierung der Rotationsachse des Kometenkerns sowie deren Neigung zur Bahnebene bestimmt werden. Außerdem konnten die Positionen der aktiven Zonen auf dem Kometenkern modelliert sowie deren gesamte Fläche in der Zeit des Perihels zu etwa 40 km² abgeschätzt werden.R. Vasundhara, P. Chakraborty, S. Muneer, G. Masi, S. Rondi: Investigations of the Morphology of Dust Shells of Comet C/2001 Q4 (NEAT). In: The Astronomical Journal. Band 133, Nr. 2, 2007, S. 612–621 doi:10.1086/509603 (PDF; 1,16 MB).

Infrarot Mit der Infrared Telescope Facility (IRTF) der NASA auf Hawaiʼi wurden am 11. Mai 2004 spektroskopische Untersuchungen des Kometen im mittleren Infrarot bei 10 µm Wellenlänge vorgenommen. Die erhaltenen Spektren ähnelten in ihrem Verlauf sehr denjenigen, die bei der im Februar 1997 erfolgten Beobachtung des Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) erhalten wurden. Der Komet ähnelt in seiner Zusammensetzung aus kristallinen Silicaten in Form von Olivin und Orthopyroxen damit weitgehend dem Kometen Hale-Bopp. Es wurde daraus abgeleitet, dass die beiden Kometen entweder in der gleichen Umgebung entstanden sind, oder dass kristalline Silicate generell weit verbreitet waren in den Zonen, in denen sich Kometen bei der Entstehung des Sonnensystems bildeten.D. H. Wooden, C. E. Woodward, D. E. Harker: Discovery of Crystalline Silicates in Comet C/2001 Q4 (NEAT). In: The Astrophysical Journal. Band 612, Nr. 1, 2004, S. L77–L80 doi:10.1086/424593 (PDF; 113 kB). Vom 4. bis 6. Juni wurden mit der IRTF weitere spektroskopische Untersuchungen des Kometen NEAT und des Kometen C/2002 T7 (LINEAR) im Wellenlängenbereich um 10 µm durchgeführt, die die zuvor erhaltenen Ergebnisse bestätigten. Die Staubkörner beim Kometen NEAT schienen dabei kleiner gewesen zu sein als die beim Kometen LINEAR.D. E. Harker, C. E. Woodward, D. H. Wooden, M. S. Kelley: The Dust Mineralogy of Two Long-Period Comets: C/2001 Q4 (Neat) and C/2002 T7 (Linear). In: Bulletin of the American Astronomical Society. Band 36, 2004, S. 1434 . Auch bei spektroskopischen Untersuchungen am Mount-Lemmon-Observatorium in Arizona vom 14. Mai bis 20. Juni konnten die Signaturen von kristallinem Silicat und Olivin nachgewiesen werden.

Am 8-m-Subaru-Teleskop des National Astronomical Observatory of Japan auf Hawaiʼi wurden am 28. Mai 2004 hochaufgelöste spektroskopische Untersuchungen des Kometen im nahen Infrarot vorgenommen. Aus den Messergebnissen konnte erstmals die Kernspintemperatur von Methan (CH4) zu etwa 33 K ermittelt werden. Ähnliche Werte wurden bereits zuvor für die Spintemperatur von Wasser und Ammoniak (NH3) in anderen Kometen bestimmt. Die Spintemperatur entspricht wahrscheinlich der Temperatur, unter der sich das Molekül ursprünglich bildete, bevor es in das Kometenmaterial eingeschlossen wurde. Zusammen mit der Bestimmung eines zahlenmäßig nur geringen Verhältnisses zwischen Deuterium und Wasserstoff (Protium) im Methan deutet dies darauf hin, dass sich das im Kometen eingeschlossene Methan aus einer präsolaren Urwolke bei Temperaturen über 30 K bildete und dass folglich auch die Sonne aus einer warmen Wolke bei etwa 30 K entstand und nicht, wie zuvor vielfach angenommen, aus einer kalten bei etwa 10 K.H. Kawakita, J. Watanabe, R. Furusho, T. Fuse, D. C. Boice: Nuclear Spin Temperature and Deuterium-to-Hydrogen Ratio of Methane in Comet C/2001 Q4 (NEAT). In: The Astrophysical Journal. Band 623, Nr. 1, 2005, S. L49–L52 doi:10.1086/429872 (PDF; 101 kB).