Комета Беннетта: яркое сближение с Землей в 1970 году

Введение

Ледяное небольшое тело Солнечной системы; пролетело ближе всего к Земле в 1970 году.

Комета Беннетта, официально известная как C/1969 Y1 (в старой системе обозначений 1970 II и 1969i), была одной из двух ярких комет, наблюдавшихся в 1970-х годах, наряду с кометой Уэста, и считается великой кометой. Это название также носит совершенно другая комета, C/1974 V2. Открыта Джоном Кейстером Беннеттом 28 декабря 1969 года, когда она находилась на расстоянии почти двух а.е. от Солнца. Перигелий она достигла 20 марта, а 26 марта 1970 года прошла ближе всего к Земле, удаляясь от нее и достигнув звездной величины 0. Последний раз комета была зарегистрирована 27 февраля 1971 года. В то время она находилась на расстоянии примерно 1,7 а.е. как от Солнца, так и от Земли. В течение марта комета продолжала увеличивать яркость, приближаясь к Солнцу и Земле. К середине месяца она стала объектом первой звездной величины с заметным изогнутым хвостом длиной около 10 градусов. 26 марта комета находилась в перигелии, приблизившись к Земле на расстояние 0,69 а.е. В связи с этим было инициировано множество исследовательских проектов, благодаря чему комета Беннетта стала самой фотографируемой и тщательно изученной кометой во время своего появления. На основе фотометрических данных, полученных с помощью OAO 2, удалось определить скорости образования OH и H и их зависимость от расстояния кометы до Солнца. Результаты подтвердили предположение о том, что образование газа кометами на небольших расстояниях от Солнца определяется испарением воды из ядра. Общая потеря воды во время прохождения кометы через внутреннюю Солнечную систему оценивается в 200 миллионов тонн. Комета также была впервые зафиксирована Орбитальной геофизической обсерваторией (OGO 5) 1 и 2 апреля. Благодаря более чувствительному фотометру, чем у OAO 2, удалось обнаружить излучение атомов водорода на расстоянии до нескольких миллионов километров от ядра кометы. На основе измерений масса этого водорода была оценена примерно в 2 миллиона тонн. После этих первых успешных измерений было решено продолжить наблюдение за кометой с помощью приборов на борту OGO 5, и к 30 апреля было получено в общей сложности двенадцать карт интенсивности лимановского α-излучения кометы. Эти карты демонстрируют эволюцию водородной оболочки в течение месяца. 1 апреля, когда комета находилась на расстоянии около 0,6 а.е. от Солнца, водородная оболочка имела размеры 20 млн км × 15 млн км, после чего начала медленно сжиматься. Полученная скорость образования атомов водорода оказалась сопоставимой со значением, полученным из наблюдений OAO 2. В дальнейших исследованиях предпринимались попытки теоретически обосновать результаты измерений с большей точностью и разработать усовершенствованные модели формирования водородных оболочек.

Comet Bennett, formally known as C/1969 Y1 (old style 1970 II and 1969i), was one of the two bright comets observed in the 1970s, along with Comet West and is considered a great comet. The name is also borne by an altogether different comet, C/1974 V2. Discovered by John Caister Bennett on December 28, 1969, while still almost two AUs from the Sun, it reached perihelion on March 20, passing closest to Earth on March 26, 1970, as it receded, peaking at magnitude 0. It was last observed on February 27, 1971. At that time the comet was about 1.7 AU both from the Sun and the Earth. The comet continued to brighten during March, as it approached both the Sun and Earth. By the middle of the month it was a first magnitude object with a prominent curved tail about 10 degrees long. On 26 March was the perigee of the comet, when it approached Earth at a distance of 0.69 AU. Numerous research projects were therefore initiated, so that Comet Bennett became the most photographed and most thoroughly researched comet at the time of its appearance. From the photometric data obtained with OAO 2, the production rates of OH and H and their dependence on the comet's distance from the sun could be derived. The results confirmed the assumption that the gas production of comets at small solar distances is determined by the evaporation of water from the nucleus. The total loss of water during its passage through the inner solar system has been estimated at 200 million tonnes. The comet was also observed for the first time by the Orbiting Geophysical Observatory (OGO 5) on April 1 and 2. With a more sensitive photometer than with OAO 2, emissions from hydrogen atoms could be detected up to a distance of several million km from the comet's nucleus. From the measurements, the mass of this hydrogen could be derived at about 2 million tones. After these first successful measurements, it was decided to continue observing the comet with the instruments on board OGO 5 and thus a total of twelve intensity maps of the comet's Lyman α emission were obtained by April 30. The maps show the evolution of the hydrogen envelope over the course of a month. On April 1, when the comet was about 0.6 AU from the Sun, the hydrogen envelope was 20 million km × 15 million km in size, after which it slowly began to shrink. The derived hydrogen atom production rate was comparable to the value obtained from the OAO 2 observations. In further investigations, attempts were then made to theoretically underpin the measurement results with greater agreement and to provide refined models for the formation of the hydrogen shells.

Видимый свет

В Годдардском космическом центре в Мэриленде с 28 марта по 18 апреля 1970 года были получены изображения кометы с использованием интерференционных фильтров на различных длинах волн в фиолетовой, синей, зеленой и желтой областях спектра. В частности, были изучены эмиссионные линии CN, C2, CO+ и Na. Карты комы кометы с линиями одинаковой яркости (изофотами) на расстоянии до 150 000 км от ядра были созданы на основе этих и других изображений, полученных 8 и 9 апреля в Гамбургской обсерватории в белом свете. Аналогичные исследования проводились с 31 марта по 27 апреля в обсерватории имени Хьюма Кронина при Университете Западной Онтарио в Канаде. Там же с помощью интерференционных фильтров были сделаны снимки кометы на различных длинах волн в фиолетовой, синей и зеленой областях спектра. В частности, были измерены эмиссионные линии CN и C2, а их профили интенсивности оценивались в направлениях, параллельных и перпендикулярных хвосту кометы, и представлены в виде изофотов. С 30 марта по 7 мая 1970 года в обсерватории Университета Толедо в Огайо проводились спектрографические исследования кометы. Таким образом, были получены профили яркости эмиссионных линий C2 и CN на расстоянии до 100 000 км от ядра кометы. Профиль яркости "запрещенной" эмиссионной линии атома кислорода на 630 нм также был создан на основе изображений от 18 апреля. Предполагается, что эти атомы образовались в результате распада и что комета Беннетта содержала избыток воды. Те же изображения также использовались для создания профиля яркости иона O+ на расстоянии около 100 000 км от ядра и для определения скорости его образования. Результаты могут быть пересмотрены в дальнейшем путем более совершенной обработки данных. С 7 по 18 марта изображения кометы были получены в Межамериканской обсерватории Серро Тололо в Чили. В хвосте кометы не наблюдалось заметных возмущений, лишь отчетливо выраженные боковые лучи. Это указывает на относительно спокойное взаимодействие солнечного ветра и связанных с ним магнитных полей с кометой в этот период. Изображения, полученные с конца марта до конца мая в Астрофизической обсерватории в Азиаго (Италия), были проанализированы для определения распределения газа и пыли в хвосте кометы Беннетта. 3 и 4 апреля было замечено, что газовый хвост кометы был оторван от комы. Спектры нейтральной газовой оболочки показали эмиссионные линии CN, C2, CH, NH2 и Na. Интенсивность и структура газового хвоста менялись в течение суток, что указывает на нестабильное образование CO+. В частности, предпринимались попытки сопоставить заметный изгиб, наблюдаемый в газовом хвосте кометы 4 апреля, с одновременными измерениями солнечной активности и солнечного ветра. Для этого использовались данные измерений, предоставленные примерно в то же время космическими аппаратами OGO 5, Vela 5, HEOS 1 и Pioneer 8, а также экспериментом ALSEP, установленным на лунной поверхности аппаратом Apollo 12. Первоначальное исследование не выявило событий в измеренной динамике солнечного ветра, которые могли бы объяснить деформации хвоста кометы. Однако дальнейшее исследование показало, что, во-первых, динамика солнечного ветра, измеренная вблизи Земли, вероятно, отличалась от динамики солнечного ветра вблизи кометы, а во-вторых, мониторинг солнечного ветра был неполным с точки зрения местоположения и времени, поэтому деформации хвоста кометы, вероятно, все еще можно связать с событиями в солнечном ветре. Три изображения кометы в красном свете, полученные 5–8 мая в Тюрингской государственной обсерватории в Таутенбурге, когда Земля находилась почти в плоскости орбиты кометы, показали две аномальные структуры в хвосте кометы: радиальную структуру и короткие лучи в направлении Солнца, вероятно, вызванные пылью кометы. Последующий анализ этих наблюдений предоставил доказательства существования особенности "структуры шейки" (NLS) в пылевом хвосте кометы, которая была теоретически предсказана только в 1977 году.

At the Goddard Space Flight Center in Maryland, images of the comet were taken from March 28 to April 18, 1970, with interference filters at different wavelengths in the violet, blue, green, and yellow regions of the spectrum. In particular, the emission lines of CN, C2, CO+ and Na were evaluated. Maps of the comet's coma with lines of the same brightness (isophotes) up to a distance of 150,000 km from the nucleus were created from these and other images taken on April 8 and 9 at the Hamburg Observatory in white light. Similar surveys were also conducted from March 31 to April 27 at the University of Western Ontario's Hume Cronyn Memorial Observatory in Canada. There, too, images of the comet were taken with interference filters at different wavelengths in the violet, blue and green regions of the spectrum. In particular, the emission lines of CN and C2 were measured and their intensity profiles evaluated in parallel and perpendicular directions to the comet's tail and presented in the form of isophotes. From March 30 to May 7, 1970, spectrographic studies of the comet were made at the Observatory of the University of Toledo in Ohio. In this way, brightness profiles of the emission lines of C2 and CN were obtained up to a distance of 100,000 km from the comet's nucleus. A brightness profile of the "forbidden" emission line of the oxygen atom at 630 nm was also created from images from April 18. It has been suggested that these atoms result from the decay of and that comet Bennett contained in excess of water. The same images were also used to create a brightness profile of the + ion up to a distance of about 100,000 km from the nucleus and to determine its production rate. The results could later be revised through improved processing of the data. From March 7 to 18, images of the comet were taken at the Cerro Tololo Inter American Observatory in Chile. The comet's tail showed no noticeable disturbances, only pronounced side rays could be observed. This indicates that relatively quiet interactions between the solar wind and associated magnetic fields and the comet were occurring during this period. Images taken from late March to late May at the Osservatorio Astrofisico di Asiago in Italy were evaluated for the distribution of gas and dust in Comet Bennett's tail. On the 3/4 April, it was observed that the comet's gas tail had been torn off the coma. Spectra of the neutral gas envelope showed the emission lines of CN, C2, , CH, |NH2 and Na. The gas tail showed a diurnal variation in intensity and structure, indicating a very erratic production of CO+. In particular, attempts were also made to correlate a prominent kink observed in the comet's gas tail on April 4 with simultaneous measurements of solar activity and solar wind. This was done using measurement data provided around the same time by the OGO 5, Vela 5, HEOS 1 and Pioneer 8 spacecraft, as well as by the ALSEP experiment installed on the lunar surface by Apollo 12. In a first investigation, no events were found in the measured dynamics of the solar wind that could explain the deformations of the comet's tail. However, further investigation concluded that, first, the dynamics of the solar wind measured near Earth were probably different from those near the comet, and second, the monitoring of the solar wind was patchy in terms of location and time, so that the deformations of the comet's tail can probably still be traced back to events in the solar wind. Three images of the comet in red light, taken May 5–8 at the Thuringian State Observatory in Tautenburg, when the Earth was almost in the comet's orbital plane, showed two anomalous structures in the comet's tail: a radial structure and a short sunward spikes, probably caused by the comet's dust. The later evaluation of these observations provided evidence for the peculiarity of a "neckline structure" (NLS) in the dust tail of a comet, which was only theoretically derived in 1977.

Инфракрасная

Наблюдения за эволюцией яркости кометы в инфракрасном диапазоне проводились с конца марта по середину апреля 1970 года в Лунной и Планетной Лаборатории в Аризоне. Дополнительно, 31 марта 1970 года наблюдения выполнялись с инфракрасным телескопом, установленным на борту самолета Learjet. 4 апреля 1970 года комета Беннетта была фотометрически измерена в обсерватории О’Брайена Университета Миннесоты в ближнем и среднем инфракрасном диапазоне на длине волны 2,20 мкм. Помимо континуума, соответствующего излучению черного тела с температурой около 500 К на коротких волнах, была также обнаружена эмиссионная линия на 10 мкм, которая была отнесена к силикатным зернам в пыли кометы. Результат измерения был подтвержден повторным измерением 21 апреля в Национальной обсерватории Китт-Пик в Аризоне.

Микроволновые печи

С помощью радиотелескопа обсерватории Грин-Бэнк в Западной Вирджинии в течение шести дней в середине марта 1970 года была предпринята попытка обнаружить излучение формальдегида на частоте 4,83 ГГц. Аналогичным образом, радиотелескоп в Научно-исследовательской лаборатории ВМС США в Мэриленде в течение четырех дней в конце марта 1970 года пытался обнаружить излучение молекул воды на частоте 22,2 ГГц. В обоих случаях обнаружить какое-либо излучение не удалось.

Попытка Аполлона 13 сфотографировать

Комета Беннетта должна была быть сфотографирована экипажем «Аполлона-13» во время их полёта к Луне. Их первая попытка, предпринятая 13 апреля 1970 года, оказалась неудачной. 14 апреля 1970 года, после завершения манёвра по ориентации космического корабля для повторной попытки, произошла разгерметизация сервисного модуля «Одиссея», что привело к отмене научных целей миссии и посадки на лунную поверхность.