ベネット彗星

C/1969 Y1

1970年3月30日のベネット彗星
発見
発見者	ジョン・ケイスター・ベネット
発見日	1969年12月28日
指定
代替名称	ベネット彗星、1969 Y1
軌道特性
エポック	2440680.5 (1970年4月4日)
遠日点	282 オーストラリア
近日点	0.538 AU
半長軸	141オーストラリア
偏心	0.9962
軌道周期	1678年
傾斜	90.0°
最後の近日点	1970年3月20日
次の近日点	3600年代

ベネット彗星は、正式にはC/1969 Y1（旧称1970 IIおよび1969i ）と呼ばれ、ウェスト彗星とともに1970年代に観測された2つの明るい彗星の1つであり、大彗星と見なされている。^[1]この名前は、まったく別の彗星C/1974 V2にも付けられている。1969年12月28日にジョン・カイスター・ベネットによって発見されたが、当時はまだ太陽から2AU近く離れていた。この彗星は3月20日に近日点に到達し、1970年3月26日に地球に最も接近して遠ざかり、明るさは0等級に達した。^[2]この彗星が最後に観測されたのは1971年2月27日である。^[2]

この彗星は、1969年12月28日、南アフリカのプレトリアで彗星捜索中にジョン・ケイスター・ベネットによって発見された。彗星は、南赤緯65度のきょうだい座に位置し、推定等級は8.5であった。 ^[3]当時、彗星は太陽からも地球からも約1.7 AU離れていた。^[2]軌道はパース天文台のMPキャンディによって計算され、彗星が北上するにつれて、3月末までに近日点通過で0.54 AUの距離になり、明るい天体になる可能性があることが明らかになった。^{[3] [2]}

彗星は2月に肉眼で見えるようになり、その月の最初の週には5等級で尾の長さは約1度でした。2月末までに彗星は3.5等級に明るくなり、尾の長さは約2度になりました。^[4]彗星は3月の間も明るくなり続け、太陽と地球の両方に近づきました。月の中旬には1等級の天体となり、約10度の長さの目立つ湾曲した尾を持ちました。^{[2] [4]}

彗星は3月20日に近日点に到達し、3月25日に赤道を横切り、北半球の明け方の空でよく見えるようになり、^[3]離角は32度を超えた。 ^[5] 3月26日が彗星の近地点であり、地球に0.69AUまで接近した。^[2]彗星はペガスス座のスクエアにあり、北方への移動を続け、8月に北赤緯が最大83°に達し、きりん座に入った。^[3] 4月初めの彗星の明るさは1等だったが、太陽と地球の両方から遠ざかるにつれて^[2] 、 4月末には3～4等まで暗くなり、カシオペア座に位置する周極となった。4月には彗星には2つの尾があり、最長のものは20～25度の長さであった。^{[2] [4]} 5月初めまでに彗星の頭部は5等級にまで暗くなっていたが、尾はまだ10～15度の長さがあった。しかし、月末にはわずか2.5度の長さにまで減っていた。最後に肉眼で観測されたのは5月中旬頃だった。^{[2] [3] [4]}

彗星は夏、秋、冬に減光していく様子が観測された。7月初旬には明るさが10等級となり、9月には明るさが12等級となった。 ^[3] 1971年1月には明るさ18.9等級の物体として撮影された。最後に撮影されたのは1971年2月27日、エリザベス・ローマーによるもので、そのとき彗星は太陽から4.9 AU、地球から5.3 AUの距離にあった。^[2]

最初の軌道要素が計算されてすぐに、この彗星は「肉眼で観測できる明るい天体」になるだろうと示唆された。この彗星は、観測に適した例外的な彗星となる3つの好ましい特徴、すなわち、近日点距離が短い、地球からの距離が短い、固有輝度が高い、を兼ね備えていることが判明した。^[6]そのため、数多くの研究プロジェクトが開始され、ベネット彗星は出現当時、最も多く撮影され、最も徹底的に研究された彗星となった。^[5]

数年前、彗星は水素ガスの殻で囲まれていると示唆されていたが、これは紫外線で121.5 nmのライマンα線を観測することで検出できる。しかし、紫外線は大気を透過しないため、地上から観測することはできない。紫外線による彗星の最初の観測は、1970年1月に軌道上天文台2号（OAO-2）がC/1969 T1（田子・佐藤・小坂）彗星のスペクトルを取得し、予測された水素エンベロープを確認したときに行われた。同年2月、ベネット彗星は宇宙からの観測に適した観測位置に到達し、この発見に基づいて、3月中旬から4月中旬にかけて、彗星のコマの時間的および空間的変化を追跡するために、OAO-2とOGO-5で系統的に観測された。^[7]

OAO-2で得られた測光データから、OHとHの生成率と、それらが彗星の太陽からの距離に依存することを導き出すことができました。結果は、太陽から近い距離にある彗星のガス生成は核からの水の蒸発によって決まるという仮説を裏付けました。太陽系内を通過する間に失われる水の総量は2億トンと推定されています。^{[8] [9]}

この彗星は、4月1日と2日に軌道上地球物理観測衛星（OGO-5）によっても初めて観測された。OAO -2よりも感度の高い光度計により、彗星の核から数百万kmの距離まで水素原子からの放射を検出することができた。測定から、この水素の質量は約200万トンと推定された。^[10]これらの最初の測定が成功した後、OGO-5搭載の機器で彗星の観測を継続することが決定され、4月30日までに彗星のライマンα放射の強度マップが合計12枚得られた。マップは、1か月にわたる水素エンベロープの変化を示している。4月1日、彗星が太陽から約0.6AUのところにあったとき、水素エンベロープの大きさは2000万km×1500万kmであったが、その後ゆっくりと縮小し始めた。得られた水素原子生成率は、OAO-2観測から得られた値に匹敵する^{[11] [12]}さらなる調査では、測定結果を理論的に裏付け、より一致した水素殻の形成に関する洗練されたモデルを提供する試みがなされた。^{[13] [14]}

メリーランド州のゴダード宇宙飛行センターでは、1970年3月28日から4月18日にかけて、干渉フィルターを使って紫、青、緑、黄色のスペクトル領域の異なる波長で彗星の画像が撮影された。特に、CN、C ₂、CO+、Naの輝線が評価された。これらの画像と、4月8日と9日にハンブルク天文台で白色光で撮影された他の画像から、核から15万kmの距離まで同じ明るさの線（等輝度線）がある彗星のコマの地図が作成された。^{[15]同様の調査は、カナダのウェスタンオンタリオ大学}ヒューム・クロニン記念天文台でも3月31日から4月27日にかけて行われた。そこでも、干渉フィルターを使って紫、青、緑のスペクトル領域の異なる波長で彗星の画像が撮影された。特に、CNと_C2の輝線が測定され、その強度プロファイルが彗星の尾に平行方向と垂直方向で評価され^[16]、等輝度線の形で提示されました^{[17] 。}

1970 年 3 月 30 日から 5 月 7 日まで、オハイオ州トレド大学の天文台で彗星の分光研究が行われました。この方法で、彗星の核から 100,000 km の距離までのC ₂と CNの輝線の輝度プロファイルが得られました。 ^{[18] 4 月 18 日の画像から、630 nm の酸素原子の}「禁制」輝線の輝度プロファイルも作成されました。これらの原子は CO ₂の崩壊によって生成され、ベネット彗星には水よりも過剰なCO _{2 が}含まれていたと示唆されています。 ^[19]同じ画像を使用して、核から約 100,000 km の距離までのH ₂ O + イオンの輝度プロファイルを作成し、その生成率を決定しました。 ^[20]この結果は、後にデータ処理の改善によって修正される可能性があります。^[21]

3月7日から18日まで、チリのセロ・トロロ米州天文台で彗星の画像が撮影された。彗星の尾には目立った乱れはなく、目立つ横線のみが観測された。これは、この期間中、太陽風とそれに伴う磁場と彗星との間で比較的静かな相互作用が起こっていたことを示している。 ^[22]

イタリアのアジアーゴ天体物理観測所で3月下旬から5月下旬にかけて撮影された画像から、ベネット彗星の尾のガスと塵の分布が評価された。4月3日と4日には、彗星のガス尾がコマから剥がれているのが観測された。^{[23]中性ガス層のスペクトルには、CN、C} ₂、C ₃、CH、NH ₂ 、Naの輝線が示された。ガス尾は強度と構造に日周変動が見られ、CO+の生成が非常に不規則であることを示している。^[24]特に、4月4日に彗星のガス尾で観測された顕著なキンクと、同時測定された太陽活動と太陽風との相関関係を調べる試みも行われた。これは、OGO-5、Vela 5、HEOS-1、パイオニア8の各宇宙船と、アポロ12号によって月面に設置されたALSEP実験によってほぼ同時期に提供された測定データを使用して行われました。最初の調査では、測定された太陽風のダイナミクスの中に、彗星の尾の変形を説明できるようなイベントは見つかりませんでした。^[25]しかし、さらなる調査により、第一に、地球近くで測定された太陽風のダイナミクスは彗星近くのものとはおそらく異なっており、第二に、太陽風の監視は場所と時間の点で不完全であったため、彗星の尾の変形はおそらく太陽風のイベントにまでさかのぼることができるという結論に達しました。^[26]

5月5日から8日にかけて、地球がほぼ彗星の軌道面にあったときに、タウテンブルクのテューリンゲン州立天文台で赤色光で撮影された彗星の3枚の画像には、彗星の尾に2つの異常な構造が見られました。放射状構造と、おそらく彗星の塵によって生じた太陽に向かう短いスパイクです。これらの観測の後の検討により、1977年に理論的に初めて導き出された、彗星の塵の尾にある「ネックライン構造」（NLS）の特異性の証拠が得られました。^[27]

1970年3月下旬から4月中旬にかけて、アリゾナ州の月惑星研究所で赤外線による彗星の明るさの変化の観測が行われた。さらに、1970年3月31日にはリアジェット機に搭載された赤外線望遠鏡で観測が行われた。^[28]

1970年4月4日、ミネソタ大学のオブライエン天文台で、ベネット彗星の近赤外線と中赤外線の波長2～20μmで測光測定が行われた。短波長で約500Kの黒体連続光に加えて、10μmの輝線も検出され、これは彗星の塵に含まれるケイ酸塩粒子に起因することが判明した。 ^{[29]この測定結果は、4月21日にアリゾナ州}キットピーク国立天文台で行われた別の測定によって確認された。^[30]

ウェストバージニア州グリーンバンク天文台の電波望遠鏡では、1970年3月中旬に6日間にわたり、4.83GHzのホルムアルデヒドの放射を検出する試みがなされた。 ^{[31]同様に、メリーランド州にある}米国海軍研究所の電波望遠鏡は、1970年3月末に4日間にわたり、22.2GHzの水分子の放射を検出する試みがなされた。^[32]どちらの場合も、そのような放射は検出されなかった。

ベネット彗星は、アポロ13号の乗組員が月への旅の途中で撮影する予定だった。1970年4月13日の最初の試みは失敗に終わった。1970年4月14日、2度目の試みのために宇宙船の方向を定める操作を完了した後、オデッセイの機械船が破裂し、ミッションの科学的目的と月面着陸は中止を余儀なくされた。^{[33] [34]}

• コメトグラフィー
• JPL (Java) / Ephemeris からの軌道シミュレーション