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Physische Beobachtungen von Kometen. XI ( M i t t e i l u n g e n d e r H a m b u r g e r S t e r n w a r t e i n Bergedor f Nr. 109)
Von M. BEYER, Hamburg-Bergedorf Mit 7 Abbildungen. (Eingegangen 1958 Februar 24)
Der vorliegende Bericht schlieDt unmittelbar an die in Astron. Nachr. 284.1 12 veroffentlichten Ergebnisse an und en tha t die zwischen 1955 Aug. 17 und 1957 Okt. I erhaltenen Beobachtungen von weiteren g Kometen. In zwei Fallen konnten die angezeigten Entdeckungen eines helleren Kometen nicht bestatigt werden, in einem weiteren war infolge ungiinstiger Bedingungen nur eine wenig sichere Beobachtung moglich. Im iibrigen wurde das Hauptgewicht wie bisher auf die Gewinnung moglichst zuverlassiger Gesamthelligkeiten des Kometenkopfes gelegt, um die mit dem wechselnden Sonnenabstand verbundene Helligkeitsentwicklung untersuchen zu konnen. Die Beobachtungen der letzten Jahre be- statigen die auch aus photographischen Filteraufnahmen gewonnene Erfahrung, daL3 die Kometen, unabhangig von ihren GroBen, eine sehr verschiedenartige Beschaffenheit haben. Jedes Objekt hat seine individuelle Gestalt, die auch in den verschiedenen Sonnenabstanden im wesentlichen erhalten bleibt. So unterscheiden sich die spitzen, sehr staubreichen Schweifkometen, denen eine Koma oft ganz fehlt, sehr stark von den zumeist kugelrunden, gasformigen Kopfen mit einer sternartigen Verdichtung, aus der Biindel fadenformiger Strahlen des CO+ fast geradlinig in den Raum gestoBen werden. Die Helligkeitsentwicklung verlauft bei der ersten Gruppe der Staubkometen wesentlich stetiger und ruhiger, was deutlich in dem zumeist niedrigeren Wert des Exponenten n (zwischen 2 und 4) zum Ausdruck kommt, wenn man die
Intensitatskinderungen des Kometen in erster Naherung durch I k o b = 0 darstellt. Einige Objektivprismen-Spektro-
gramme, die von den sehr hellen Kometen AREND-ROLAND (1956 h) und MRKOS (1957 d) erhalten wurden, lassen in Uber- einstimmung mit den iibrigen Beobachtungen auf einen iiberwiegenden Anteil reflektierender Teilchen auch in den Schwei- fen schlieBen.
Nach mehreren Jahrzehnten vergeblichen Wartens brachte das Jahr 1957 endlich die Gelegenheit, zwei sehr helle Kometen eine langere Zeit hindurch n i t dem blol3en Auge beobachten zu konnen. Von diesen beiden Objekten konnten von mir iiber den Rahmen der visuellen Beobachtungen hinaus auch Objektivprismen-Spektrogramme erhalten werden, die Aufschliisse iiber die materielle Beschaffenheit dieser Kometen sowie ihrer Schweife liefern. Die im folgenden gegebenen Mitteilungen schlieI3en unmittel- bar an Nr. X dieser Berichte an und enthalten die Ergebnisse der zwischen 1955 Aug. 17 und 1957 Okt. I gewonnenen Beobachtungen der nachstehend verzeichneten 9 Objekte.
I rn 4 2
Komet BACHAREW-MACFARLANE-KRIENKE (1955 f) 24 Beob. 1955 Aug.17- Nov. 23 Komet HONDA (1955 g) 34 I955 Aug. 17- Nov. 23 Komet RENNER (1955 h) I ,, 1955 Aug. 24 (nicht bestatigt)
P/Komet F'ERRINE-MRKOS (1955 i) I ,, 1955 Okt. 29 P/Komet OLBERS (1956 a) 61 ,, 1956 Jan. 2- Sept. 25
Komet MRKOS (1956 b) I Z ,, 1956 Marz 28- Mai 6 Komet TCHEREPASHTSHUK (1956 d) I ,, 1956 Apr. 2 (nicht bestiitigt) Komet AREND-ROLAND (1956 h) 59 ,, 1956 Nov. 27- 1957 Sept. 24 Komet MRKOS (1957 d) 23 ,, 1957 Aug. I- Okt. I
Hinsichtlich des Beobachtungsverfahrens, der benutzten Instrumente, der Bearbeitung der Ergeb- nisse sowie der im folgenden verwendeten Abkiirzungen, Symbole usw. sei auf die fruheren Veroffent- lichungen dieser Serie [I] venviesen.
Komet BACHAREW-MACFARLANE-KRIENKE (1955f) Der am Abend des 13. Juli 1955 von A. M. BACHAREW (IAU-Circ. 1507) in Stalinabad (Sowjet-
Union) in der N5he des Sterns 51 Pegasi entdeckte Komet 8" wurde 12 Stunden spater unabhangig auch von den Liebhaberastronomen L. MACFARLANE und K. KRIENKE (IAU-Circ. 1508) in Seattle (USA) auf- gefunden. Nach visuellen Beobachtungen von G. E. D. ALCOTT [2] zeigte das Objekt 1955 Juli 17.0 eine sehr verwaschene, etwa 15' groBe Koma mit einer relativ kleinen zentralen Verdichtung. Die Gesamt- helligkeit betrug in dieser Nacht 7"; sie stieg bis Juli 23.8 auf 7m1 an (ALCOTT, HENDRIE und STERNE). Gleichzeitig erhaltene photographische Aufnahmen lieBen einen 40' langen, schlanken Schweif im PW 225' erkennen. In Bergedorf konnten die Beobachtungen erst 1955 Aug. 17 nach der Riickkehr des Verfassers vom Sommerurlaub begonnen werden. Um diese Zeit, mithin 5 Wochen nach dem Perihel, hatte der Komet eine 8' groBe, sehr matte und verwaschene Koma 8m5, mit einer schwachen, zentralen Verdichtung und einem Kern 1 2 3 . Trotz sehr giinstiger Beobachtungsbedingungen - der Komet bewegte sich langsam in hohen nordlichen Deklinationen - war die Schatzung seiner Gesamthelligkeit infolge der groDen Ausdeh- nung der recht lichtschwachen Koma oft schwierig und unsicher. Bis zum Verschwinden im 26cm- Aquatorial konnten hier zwischen 1955 Aug. 17 und Nov. 23 die in Tabelle I mitgeteilten 24 Beobachtun- gen erhalten werden.
16
242 11. BEYER: Physische Beobachtungen Ton Iiometen. XI
Elemente von A. D. DUBIAGO, Engelhardt-Sternwarte, Kasan (IAU-Circ. 1519)
= 303 53 38.8 T = 1955 Juli 11.54484 Weltz. w = 13'13'52'.'5 q = 1.428936 e = I. 002788 i = 50 7 40.4
Tabel le I Vergleichsterne
Bez. I BD-Nr.
1955 Weltzeit
Aug. 17.884 24.875
Sept. 6.852 9.842
13.903 17.910 18.815
20.871 21.878 23.809 23.990
Okt. 6.800 15.957
18.792 21.806
NOV. 11.753 13.775
16.778 17.747 20.826
19.913
17.847
14.853
23.778 Juli 23.0
phm. Gr . m
8.71 8.71 8.59 7.23 8.77 9.21 9.49
- Bez. -
8 9 I 0 I1 I2
I3 I 4
mt beob.
m 8.48
9.06
9.45 9.25 9.22 9.17 9.07 8.92 :
9.15 9.87
11.15 11.45 11.55 11.44 12.82 13.04 12.24:
8.59
9.50::
9.17:
12.44:: 12.47: 12.64: 13.09
7.1
Beobachtungen
Verg1.-Sterne Y I A mtber. B---R ' Koma ;I ' m m '
I. 2 I 1.j23 0.861 7.77 f0.71 . . I. j61
1.667 1.696 1.728 1.735 1.742 1.750 1.757 1.773 1.774 1.881 1.964 1.980 1.989
1.645
2.016 2.216 2.235
2.265 2.275 2.305 2.333 1.440
2.245
0.932 1.077
1.158 1.112
1.200 1.211 1.223 1.234 1.246 1.268 1.270 1.409 1.509 1.528 i 1.538
1.807
1.840 1.864
1.912
0.660
1,570 ~
1.827 ~
1.875
1.948 ,
8.14 S0.45 8.86 +0.20
9.03 $0.47 9.26 So.19 9.48 -0.23 9.54 -0.32 9.59 -0.42
9.69 -0.77 9.64 ~ -0.57
9.80 -0.63 9.81 -0.M
10.49 -0.62 10.98 11.07
11.27 12.32 12.41 12.46 12.56 12.61 12.76 12.89
6.75
11.12
s.0 5.7 4.8 5.5 6.9 4.8 5.8 7.7 7.3
4.9
5.5 4.3 3.6
- -
Kernhell. I Instr. 1 Bem. 1 Anm.
m I , -12. j -12.5 -12.5 -13.0 -13.0 -13.3 -13.4 -13.5 -13.2
-13.6 -13.7
-
c;1
a 0 R
sd k k, hf, d d, w
ed, w k k k sd k k
k, sw sk sk sk 6
d. 1 6 d ~7 k 1 7 ed 8 sk I 9
1 I0 sd, sw
ed I 0
Anm. : I. gro0e. runde, sehr verwaschene Iioma mit maDiger Verdichtung und sternartigem Kern - 2 . am mond- hellen Himmel sehr matt - 3. Helligkeitsschatzungen des groDen, im Gedrange der MilchstraDensterne stehenden Kometen schwierig - 4. sehr schwach verdichtet - 5. die Intensitat des bedeckten Sterns BD + 61 O 1904 (photm. 1om80) ist ab- gezogen - 6. groD, sehr matt, kaum verdichtet - 7. sehr schwach; kaum zu erkennen - 8. zwischen zwei Sternen 7m schwer zu schatzen - 9. die Intensitaten von 4 bedeckten Sternen (12m92, 13m06, 13m10 und 13m71) sind abgezogen - 10. BuDerst matt; an der Sichtgrenze- 11. visuelle Beob. von ALCOCK, HENDRIE u. STERNE (Journ. B. A. A. 65.375).
Fur die Zeit vor dem Beginn der Bergedorfer Beobachtungen sind in der Literatur nur recht rohe Helligkeitswerte mitgeteilt. Am zuverlassigsten scheinen die Schatzungen von ALCOTT, HENDRIE und STERNE [2] zu sein, die fur 1955 Juli 23.0 ubereinstimmend 7'!'1 ergaben. Erganzt man die Bergedorfer Beobachtungen durch diesen Wert, so liefern die zwischen 1955 Juli 23 und Nov. 23 geschatzten Gesamt- helligkeiten bei einem Anwachsen des Sonnenabstandes des Kometen von r = 1.44 auf 2.33 a. E. die fol- genden photometrischen Parameter :
H,, = 4m79 f 0.42 (nach LEVINS Forniel : A = -5.97 & 1.32 ?8 = 7.24 f 0.60 B = 11.44 f 0.96)
Die Helligkeitsabnahme des Kometen verlauft unter erheblichen sekundaren Schwankungen mit Amplituden bis zu 1m3. Leider ist die Lichtkurve nur an wenigen Stellen so gesichert, daB die Maxima und Minima eindeutig festgelegt werden konnen. Eine Korrelation mit den Schwankungen der Sonnenflecken- Relativzahlen ist nicht nachzuweisen. Von den beiden gut bestimmbaren Maxima 1955 Sept. 22.3 und Okt. 8 fallt das erste in ein Minimum und das zweite in ein Maximum der Relativzahlen. Die Helligkeit des recht lichtschwachen Kerns hat sich unabhangig von den Lichtschwankungen der Koma wie ein reflek-
Sf. BEYER : Physische Beobachtungen von Kometen. XI 243
tierender Korper nach dem r2 A 2 -Gesetz geandert. Sie betrug auf die Einheit der Abstande 7 = I, A = I reduziert : 11m7 f om^. Der visuelle Durchmesser der Koma war infolge der geringen Flachenhelligkeit gegenuber Aufhellungen und Sichttriibungen des Himmels sehr anfallig. Dennoch treten unter Beriick- sichtigung der veranderten Beobachtungsbedingungen sehr bemerkenswerte und sicher reelle Schwan-
+ goo B! + 80
+ 70
+ 60 + 50
+ 40 + 30 +20
+ 10
0
1955 A ug Sept. Okt. Nov.
Abb. I . Komet BACHAREW-MACPARLANE-KRIENKE (1955 f ) : beobachtete Gesamthelligkeit (Punkte und obere ausgezogene Kurve) ; unten: Kurve der auf den jeweiligen Ort H , + 2.5 n log Y + 5 lod A (gerissene Kurve) ;
des Kometen bezogenen Sonnenflecken-Relativzahlen. B = heliozentrische Breite
kungen hervor, die ganz eindeutig mit der Gesamthelligkeit korreliert sind in dem Sinne, dal3 den grol3ten Helligkeiten die groI3ten Ausdehnungen der Koma entsprechen. Die auf den einheitlichen Abstand von der Erde A = I a. E. bezogenen maximalen Durchmesser der Koma nahmen von 10' im Sonnenabstand r = 1.44 a. E. zunachst kaum merklich (912 in 7 = 1.75), spater rascher auf 614 in 7 = 2.25 a. E. (von 435 ooo auf 280 ooo km) ab.
Der auf photographischen Aufnahmen abgebildete, bis zu I' lange, schmale Schweif diirfte visuell nur in den ersten Tagen nach der Entdeckung schwach erkennbar gewesen sein. Wahrend G. VAN BIES- BROECK (Obs. 75.183, 1955) 1955 Aug. 12 einen I' langen Schweif im PW 185" photographierte, war Aug. 17 hier visuell nicht die Spur einer Ausstrahlung nachzuweisen. Diese Diskrepanz ist angesichts der hohen Aktinitat der Gasschweife durchaus erklarlich.
Komet HONDA (1955 g) Am Morgen des 29. Juli 1955 entdeckte M. HONDA in Kurasiki, Japan, einen Kometen 8'" im Stern-
bild Orion, der sich rasch nach Norden bewegte und zur hellsten Erscheinung des Jahres wurde. Um den 24. Aug. konnte er sogar an einigen Abenden mit dem blol3en Auge als ein ganz mattes nebliges Wolkchen gesehen werden. In Bergedorf konnte die Beobachtung auch dieses Objektes erst nach der Riickkehr des Verfassers vom Sommerurlaub 1955 Aug. 17 begonnen werden. Im 26 cm-Aquatorial zeigte der Komet 1955 Sept. 6.83 eine runde, zentral mal3ig verdichtete, 10'8 grol3e Koma mit einem I' langen, breiten und recht matten Schweif im PW 93". Statt des Kerns war in der Verdichtung nur eine schwache, granuliert erscheinende Aufhellung vorhanden. Die Gesamthelligkeit betrug an diesem Tage 5m75. Da das Perihel bereits 1955 Aug. 4.0 durchlaufen war und der Komet sich auch von der Erde entfernte, nahm die Hellig- keit ab. Bis zu seinem Unsichtbarwerden im 26 cm-Fernrohr wurden hier zwischen 1955 Aug. 17 und Nov. 23 die in Tabelle 2 zusammengestellten 34 Beobachtungen erhalten.
Elemente von L. E. CUNNINGHAM, Berkeley, Cal. (IAU-Circ. 1513) T = 1955 Aug. 3.992 Weltz. q = 0.8846
cu = 348" 6'
i = 107 35 16*
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M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI 245
Anm.: I . gr00, rund, verwaschen und &Big verdichtet; Kern unsichtbar [ I I ~ - 2. facherfbrmiger Schweif zwi- schen PW 305 und 8 O mit groBter Helligkeit im PW 358" - 3. mit bloBem Auge sichtbar; Kern schwach; breiter und diffuser Schweif - 4. Kern und Schweif am mondhellen Himmel unsichtbar - 5. kein scharfer Kern heller als I I"' sicht- bar- 6. gut verdichtete Koma mit unscharfem Kern- 7. Beob. in Wolkenliicken- 8. sternartiger Kern; Schweif: diffus und gerade- 9. Komet erheblich heller als Sept. 17-18; Kerngebiet granuliert- 10. weiterer Lichtanstieg- 11. Kern granuliert; Schweif: matt und diffus mit zarter Ausstrahlung auch im PW 12'- 12. Kern: granuliert; Nordlicht verhin- dert Schweifbeob.- 13. Koma: wenig verdichtet; Kern: diffus- 14. Kern: granuliert; hellster Knoten = 13m5; zwei matte Schweife von 16' Lange im PW 84' und 7' im PW 30"- 15. Kern = unscharfe Verdichtung; zwei Schweife von 12' im PW 93O und 7' im PW igo - 16. heller Nachbarstern erschwert die Schatzung - 17. sehr matt und diffus - 18. am mondhellen Himmel nicht zu erkennen - 19. glimmt nur blickweise am hellen Westhimmel auf - 20. die Intensitat des bedeckten Sterns (1855.0) 1 6 ~ 4 9 ~ 2 0 ~ +28O 512 (photm. 13mg6) ist abgezogen- 21. auBerst matt und schwierig.
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1955 Aug. Sepf. Okt. Now Abb. 2. Komet HONDA (1955 g) oben: sekundare Helligkeitsschwankungen des Kometen; unten: Darstellung der auf den Kometen bezogenen Sonnenflecken-Relativzahlen. Die gerissene Kurve zeigt die heliozentrische Breite B des Kometen an.
Zwischen 1955 Aug. 17 und Nov. 20 stieg der Sonnenabstand des Kometen von r = 0.92 auf 2.00 a. E. an. Die strenge Ausgleichung der innerhalb dieses Zeitabschnitts beobachteten 29 Gesamthelligkeiten liefert die folgenden photometrischen Parameter :
H,, = 6m85 f 0.26 (oder nach LEVINS Formel: A = -0.69 f 1.31 n = 4m67 f 0.66 B = 7.74 f 1.12) ,
die jedoch d e Beobachtungen nur schlecht darstellen. Zu Beginn der uberwachung, als der Komet sich in niedrigen heliozentrischen Breiten bewegte, lag seine Helligkeit bis zu zmz unter den gerechneten GroBen. Mit seinem Anstieg in hohere Breiten setzte Anfang September ein rascher Lichtanstieg zu einem spitzen Maximum 5m7 (Sept. 6.4) ein, dem eine Reihe von sekundaren Helligkeitsschwankungen mit Ampli- tuden bis zu 1m5 folgte. Das Emporschnellen der Helligkeit am 3. und 4. September ist auch von J. SCHU- BART (IAU-Circ. 1519) in Sonneberg beobachtet worden. Nach einem tiefen Minimum Sm6 (Sept. 17.6) folgte abermals ein Steilanstieg zu einem spitzenMaximum 7mz (Sept. 21.6), der gleichfalls durch Beobach- tungen von J. FRANZ (Nbl A2 9.29) in Bautzen bestatigt ist. Das groBte Licht fallt zeitlich mit einem ahn- lichen Maximum des Kometen BACHAREW-MACFARLANE-KRIENKE (1955 f ) zusammen. In Abweichung von den anderen Phasen fallt dieses Maximum in ein spitzes Minimum der Sonnenflecken-Relativzahlen (vgl. Abb. 2).
Der auf den einheitlichen Abstand von der Erde d = I a. E. reduzierte Durchmesser der Koma stieg mit zunehmendem Sonnenabstand des Kometen von z:o in r = 0.9 a. E. uber 7:6 in r = 1.1 auf IO:O (435 ooo km) in r = 1.4 (1955 Okt. 5) an, um dann bis zum Ende der Beobachtung ganz langsam auf 7:4 in r = 2.0 a. E. zu schrumpfen.
Der Kern war im Verhaltnis zur Gesamthelligkeit des Kometen aul3ergewohnlich lichtschwach und erschien zumeist als ein verwaschenes, granuliertes Scheibchen. 1955 Sept. 21 zeigte er 2 hellere Knoten, die aber nach einigen Tagen wieder diffus wurden. Photometrische Messungen waren wegen der schlechten Definition der Kernknoten nicht moglich. Die wenigen, zumeist sehr rohen Helligkeitsschatzungen des Kerns weichen sehr stark voneinander ab. Reduziert man sie nach dem raAa-Gesetz auf die einheitlichen Abstande r = I, d = I, so ergeben sich Wertezwischen 10m4 und 14m7 mit einer Bevorzugung der Hellig- keit 12".
Der kurze Schweif hatte eine facherformige Gestalt mit einem offnungswinkel von 60-75". Die Helligkeitsachse folgte anfangs ungefahr der Richtung des verlangerten Radiusvektors. Mit zunehmendem Sonnenabstand des Kometen wurde sie in wachsendem MaDe nach der Richtung des zuletzt zuruckgelegten Bahnstucks hin abgelenkt.
246 M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI
Komet RENNER (1955 h) 1955 Aug. 16.20 fand der Liebhaberastronom Rev. C. J. RENNER, Castalia, Ohio, USA (IAU-Circ.
1515) 2 Bogenminuten sudlich des hellen Sterns 6 Draconis (3%) ein nebliges Objekt I O ~ , das eine nachSSW gerichtete tagliche Bewegung von 5:6 zeigen sollte. Infolge einer Verzogerung der Entdeckungsanzeige konnten die Nachforschungen in Bergedorf erst 8 Tage spater vorgenommen werden. 1955 Aug. 24.88 bis 24.92 konnte trotz einer sehr sargfaltigen Durchmusterung der innerhalb eines Umkreises von 2' um den extrapolierten Ort befindlichen Himmelsgegend kein unbekannter Nebel heller als 12m5 gefunden werden. Da das Objekt auch auf anderen Sternwarten (Astr. Circ. UdSSR Nr. 164.1) vergeblich gesucht worden ist, scheint dem Entdecker eine Verwechslung rnit einem Reflexbild des hellen Sterns 6 Draconis unterlaufen zu sein.
Periodischer Komet PERRINE-MRKOS (1955 i) Ein 1955 Okt. 19.96 Wzt. von A. MRKOS in Skalnate Pleso angezeigter Komet gm envies sich als iden-
tisch rnit dem 1909 entdeckten, in 6.47 Jahren umlaufenden periodischen Kometen PERRINE (1909 111), der bis dahin in keinem Perihel wiedergefunden worden war. Fur das 1955 stattfindende Perihel hatte I. HASEGAWA (IAU-Circ. 1488 und 1505) 3 Ephemeriden gerechnet, nach denen das Objekt kaum die Gro13e 14mo erreichen sollte. Infolge sehr ungunstiger Beobachtungsbedingungen konnte der Komet hier nur am Morgen des 29. Oktober nach Monduntergang im 10 cm-Kometensucher beobachtet werden. Er hatte an diesem Morgen um 4 h ~ 5 m Weltzeit das Aussehen eines 6' groDen, runden und maBig verdichteten Nebels der Gesamthelligkeit 9m85 (Ipv). Ein Kern war nicht zu sehen und muBte schwacher als 1 2 ~ ge- wesen sein. In den folgenden Vollmondnachten blieb der Komet vollig unsichtbar. Nach dem Verschwinden des Mondes bot sich erst wieder 1955 Nov. 17.16 eine Gelegenheit zur Beobachtung. Trotz bester Sichtver- haltnisse konnte das Objekt in der Umgebung des verbesserten Ephemeriden-Ortes (IAU-Circ. 1527) mit dem 10 cm-Kometensucher nicht mehr gesehen werden. Es mu13 an diesem Morgen schwacher als I I ~ O gewesen sein. Selbst wenn eine Helligkeitsabnahme rnit stattgefunden hatte, durfte das Gesamt- licht nicht schwacher als 10m6 geworden sein. Nach Aufnahmen von E. ROEMER (Lick-Sternwarte) und G. VAN BIESBROECK (Yerkes-Obs.) (M. N. I 16.225, 1956) nahm die photographische Helligkeit von I I ~ (1955 Okt. 24) uber 16" (Nov. 14) auf 18m3 (Nov. 23) ab. Ganz abgesehen davon, daB dieser Komet visuell mehrere GroBenklassen heller erschien, durfte seine Entwicklung sehr grol3en sekundaren Schwan- kungen unterworfen gewesen sein.
Oskulierende Elemente von H. HIROSE fur 1955 Sept. 30.0 (IAU-Circ. 1534)
Q = 242.5630 1950.0
P = 6!47 1 T = 1955 Sept. 27.3509 Weltz. w = 16707804
4 = 1.154032 e = 0.667499 i = 15.8799
Periodischer Komet OLBERS (1956 a) Der im Juni 1956 fallige, seit 1815 bekannte und in-rund 70 Jahren umlaufende Komet wurde 1956
Jan. 4.77 von A. MRKOS (IAU-Circ. 1536) in Lomnick? Stit (Tschechoslowakei) als ein rundlicher, ver- waschener Nebel 14" wieder aufgefunden. Nachtraglich konnte das Objekt sowohl von K. TOMITA (Tokio) (IAU-Circ. 1536) auf Platten von 1956 Jan. 2.42 in der Helligkeit 14" als auch von G. VAN BIESBROECK (Yerkes-Obs.) (IAU-Circ. 1536) auf 82"-MacDonald-Platten von 1955 Nov. 12.34 als ein nebliges Gebilde 19" identifiziert werden. Im Bergedorfer 26 cm-Aquatorial wurde der Komet erstmalig 1956 Jan. 29.75 als ein sehr mattes Nebelchen 13m6 beobachtet. Auf dem weiteren Weg zum Perihel stieg seine scheinbare Helligkeit bis auf 6m8 an, um dann wesentlich langsamer wieder abzunehmen. Im Perihel zeigte der Komet eine etwa 3' groBe, runde und gut verdichtete Koma mit einem sternartigen Kern 10" und einem etwa 12' langen, ziemlich breiten, der Sonne abgekehrten Schweif. Von Ende Mar, bis zum Verschwinden des Kometen von der nordlichen Hemisphare Ende September 1956 konnte das Objekt stets nur in geringen Hohen uber dem Westhorizont beobachtet werden. In den Monaten Mai und Juni storte dazu die Dam- merung sehr erheblich. Zwischen 1956 Juli 3 und Aug. 6 befand der Verfasser sich auf einer Urlaubsreise. Insgesamt konnten hier in der Zeit von 1956 Jan. 29 bis Sept. 25 die in Tabelle 3 wiedergegebenen 61 Beob- achtungen erhalten werden.
Elemente von H. Q. RASMUSEN, Vaerslev, Danemark (IAU-Circ. 1558) T = 1956 Juni 19.1839 Weltz. e = 0.9303273
Q = 85.41533 1950.0 n = 09014167304 1 P = 69.5692 Jahre i = 44.60994
a = 16.91523 w = 64063617
q = 1.17853 Die aus den Beobachtungen der Gesamthelligkeit mt be&, gezeichnete Lichtkurve zeigt neben vielen
kurzen, sekundaren Wellen mit Amplituden von om3 bis 1m2 einen bemerkenswert anomalen Verlauf. Re- duziert man die beobachteten Helligkeiten auf den einheitlichen Abstand des Kometen von der Erde d = I a. E., so liegt das Maximum der durch diese Werte gelegten Kurve mit 1956 Juni 30 etwa 11 Tage nach
M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI 247
i1 .0
200
dem Perihel. Dabei folgt einem ziemlich steilen Lichtanstieg ein wesentlich langsamerer Helligkeitsabfall. Eine Darstellung der Beobachtungen mit Hilfe der bisher benutzten Beziehung mt = Ho + 2.5 n . log r, die fur gleiche Sonnenabstande des Kometen auch gleiche Helligkeiten voraussetzt, muB in diesem Falle zu groBen systematischen Abweichungen zwischen den beobachteten und berechneten Werten fiihren, wie sie in der Spalte B-R und in Abb. 3 hervortreten. Den dort wiedergegebenen (B-R)-Werten fur die Ge- samthelligkeit liegen die Parameter Ho = 4mog f 0.20 und n = 7.46 f 0.38 zugrunde, die eine strenge Ausgleichung aller vorhandenen 59 Helligkeitsbeobachtungen zwischen 1956 Jan. 29 und Sept. 25 lieferte. Der Sonnenabstand des Kometen anderte sich in dieser Zeit zwischen 1.18 und 2.31 a. E.
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Wesentlich besser wird die Darstellung, wenn die Beobachtungen vor und nach dem Perihel getrennt behandelt werden. Diese MaBnahme wiirde allerdings voraussetzen, daB wahrend des Perihels eine mog- licherweise langsame Veranderung der den Leuchtvorgang bestimmenden Faktoren eintrat oder der Komet selbst eine Anderung seiner physischen Beschaffenheit erlitt. SchlieBt man die ersten 8 Beobachtungen (1956 Jan. 29 - Febr. 16) in Sonnenabstanden grooer als 1.95 a. E. aus, da solche nach dem Perihel nicht mehr erhalten werden konnten, so ergeben sich als photometrische Parameter
vor dem Perihel (Y nahm von 1.95 auf 1.18 a. E. ab)
nach dem Perihel (Y stieg von 1.19 auf I.& a. E. an)
H , = 4m68 f 0.08; n = 6.38 f 0.19,
H, = 5m02 f 0.09; n = 3.93 f 0.19.
Die verlangsamte Helligkeitsabnahme nach dem Perihel tritt deutlich in der starken dnderung des die Reaktionsfahigkeit des Kometen anzeigenden Exponenten n hervor, dessen Wert fast auf die Halfte zuruckgegangen ist.
Besonders bemerkenswert ist das Verhalten des Kerns, fur den eine Reihe von photometrischen Messungen neben einigen Helligkeitsschatzungen erhalten wurde. Wahrend die Anderungen der Kern- helligkeiten in den meisten Fallen dem r2d2-Gesetz folgen und damit anzeigen, daB bei ihnen die Reflexion des Sonnenlichtes an festen Teilchen ausschlaggebend ist, gibt es aber auch Kometen, deren Kerne in mehr oder weniger hohem Masse an der von dem Reflexionsgesetz stark abweichenden Entwicklung der Gesamthelligkeit beteiligt sind. Vom Verfasser ist zuletzt in Astron. Nachr. 282.159 und 163 (1954) in der Diskussion der Beobachtungen des periodischen Kometen SCHAUMASSE (1951 1) und des Kometen HAR- RINGTON (1952 a) auf diese Erscheinunghingewiesen. Das Licht des relativ hellen und stets sternartig scharf definierten Kerns des OLBERSschen Kometen (1956 a), das etwa 9% der Gesamthelligkeit des Objekts aus- machte, zeigte nicht nur einen sehr ahnlichen Entwicklungsverlauf, sondern auch die gleichen sekundaren Schwankungen des Gesamtlichts der Koma. Phaseneffekte, die bei Kometenkernen erhebliche Abwei-
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250 hi. BEYER: Physische Beobachtungen yon Kometen. XI
chungen vom r2Az-Verlauf hervorrufen konnen, kommen in diesem Falle nicht in Betracht, da der Phasen- winkel wahrend der ganzen Beobachtungszeit zwischen 20 und 30' lag und somit fast konstant blieb. Gleicht man die fur den Kern erhaltenen 24 photometrischen Messungen fur sich aus, so erhalt man die Parameter HI< = 7'"2 f 0.19 und PZ = 6.07 f 0.43. Die ubrigbleibenden Abweichungen B-R sind in Abb. 3 (Mitte) als sekundare Schwankungen der Kernhelligkeit dargestellt (photometrische Messungen als Punkte, rohe Schatzungen als offene Kreise). Da die Kernhelligkeiten vollig unabhangig von den Gesamt- helligkeiten erhalten wurden, bieten sie eine Bestatigung fur die Realitat der sekundaren Wellen wie auch fur die verschiedenartige Helligkeitsentwicklung vor und nach dem Perihel.
Die Bestimmungen des Durchmessers der Koma ergeben nur geringe Unterschiede, die im wesent- lichen auf die wechselnden Beobachtungsbedingungen zuruckzufuhren sind. Reduziert man die erhaltenen Messungen auf den einheitlichen Abstand des Kometen von der Erde A = I a. E. und schlieBt man die ersten, an der Sichtgrenze des Fernrohrs erhaltenen Werte aus, so zeigt sich mit der Annaherung des Ko- meten an die Sonne zunachst ein schwaches Anwachsen der Koma von 6:8 (1956 Febr. 9) im Sonnenab- stand Y = 2.2 a. E . zum Maximum 7:2 (Apr. 4) in r = 1.63; es folgt dann ein geringes Schrumpfen bis auf 6:5 (Juni 4) in Y = 1.2 a. E. GroBte Ausdehnung ( A = I ) : 712 oder 313 ooo km.
Der Schweif wurde hier zuerst 1956 Marz 27 als eine 7' lange, sehr zarte und diffuse Ausstrahlung ge- sehen. Infolge des stets kleinen Winkels zwischen dem Radiusvektor des Kometen und unserer Blick- richtung erschien er uns stark verkurzt und verbreitert. Er blieb auch im Perihel ein nur etwa 15' langes und recht mattes Gebilde, dessen Richtung dem verlangerten Radiusvektor folgte. In grooeren Sonnen- abstanden (Y > 1.4 a. E) erschien der Schweif in Richtung des zuletzt vom Kometen durchlaufenden Bahn- stucks abgelenkt. Bei den stark abweichenden Positionswinkeln der ersten Beobachtungen handelt es sich vermutlich um die Richtungen hellerer Randstrahlen eines Schweiffachers, der selbst noch unterhalb der Sichtschwelle des Fernrohrs lag. Auf 11 Schmidtspiegel-Aufnahmen des Kometen, die Dr. K. WENSKE auf seiner Privatsternwarte in Hamburg-Rahlstedt zwischen 1956 Febr. 6 und Apr. 7 auf. Kodak 103 aO- Platten erhielt, ist nur vereinzelt eine schwache Ausstrahlung angedeutet. Danach durfte es sich kaum urn einen Gasschweif mit starkeren CO+-Emissionen gehandelt haben, da diese infolge ihrer Aktinitat auf Blauplatten kraftige Bilder erzeugen, die der visuellen Beobachtung stark uberlegen sind.
Komet MRKOS (1956b) Der 1956 Marz 12.1 von A. MRKOS in Lomnicky Stit (Tschechoslovakei) entdeckte Komet gm zeigte
infolge seiner Erdnahe und zugleich rucklaufigen Bewegung anfangs eine so rasche scheinbare Geschwin- digkeit, daB seine Auffindung vor dem Erscheinen der ersten Ephemeride (IAU-Circ. 1547) auBerst schwierig war. Da die Abstande des Kometen von der Sonne und der Erde zunachst beide abnahmen, war eine Helligkeitszunahme um etwa I'PI bis zum 28. Marz zu erwarten, der dann nach der groBten Annaherung an die Erde eine Lichtabnahme um etwa om9 bis 1956 Apr. 13 folgen sollte. Nach den Beobachtungen . stieg die Helligkeit starker an als vorauszusehen war, und lag nach der ersten Bergedorfer Schatzung im Maximum 1956 Marz 28.95 mit 7m35 umetwa o'P5 zu hoch. uberraschend setzte dann ein sehr steiler Hellig- keitsabfall ein, der das Objekt schon 1956 Apr. 12.87 mehr als anderthalb GroBenklassen schwacher er- scheinen lieB, als zu erwarten war. In den folgenden, mondhellen Nachten und spater nach dem Ver- schwinden des Mondes blieben alle 1956 Apr. 21.87, Mai 5.88 und 6.88 angestellten Versuche, den Kometen wahrzunehmen, vollig erfolglos. Seine Helligkeit muB danach Anfang Mai bereits unter 1 2 ~ gelegen haben. Im 26 cm-Aquatorial zeigte das Objekt am Abend des 31. Marz 1956 eine 6' groBe, gut verdichtete, runde Koma 8?2 mit einem etwa 15' langen, schmalen Schweif im P\V 3z0, aber ohne einen erkennbaren Kern heller als 12115. Zwischen 1956 Marz 28 und Mai 6 wurden hicr die in Tabelle 4 gegebenen 12 Beobachtun- gen angestellt. Die unregelmaBige Helligkeitsentwicklung schlieot eine analytische Behandlung der Beobachtungen aus.
Elemente von E. ROEMER und A. MOWBRAY, Berkeley, Cal. USA (IAU-Circ. 1549) T = 1956 Apr. 13.613 \\'eltz. (r) = 81" I' q = 0.8422 9 = 226 7 } 1956.0
i = 147 27 DieKoma war rund, gut verdichtet und wahrend der nur 16tagigen Beobachtungszeit (auf A = I a.E.
reduziert) von gleichbleibender GroBe. Ihr Durchmesser betrug ( A = I a.E.) 313 oder I44 000 km. Der aus der Verdichtung der Koma ausstrahlende schlanke Schweif war 1956 Marz 28.95 trotz des
Mondlichts gut zu sehen. Mit der Abnahme der Gesamthelligkeit wurde auch er rasch matter und war am 12. April kaum noch wahrzunehmen. Seine Richtung war stark von derjenigen des Strahlungsdrucks der Sonne in Richtung des zuletzt vom Kometen zuruckgelegten Bahnstuclts abgelenkt. Schmidtspiegel- Aufnahmen, die Dr. K.WENSKE in Hamburg-Rahlstedt 1956 Apr. 4.9, 6.9 und 7.9 auf Kodak 103 aO- Platten erhalten konnte, zeigen den Schweif weniger deutlich, als er visuell zu sehen war. Es durfte sich danach auch in diesem Falle um Ausstrahlungen handeln, in denen COf nur eine untergeordnete Be- deutung hatt e.
M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI 251
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Anm.: I . groBe, runde und gut verdichtete Koma mit schlanker Ausstrahlung; kein Kern < 12m5 - 2. trotz Mondscheins im 80 mm-Fernrohr auffallend - 3. fluchtige Beob. in Wolkenliicke - 4. Schweif-rlusstrahlung nur noch schwach angedeutet - 5. in geringer Hohe und Dammerung nicht mehr zu erkennen.
Komet TCHEREPASHTSHUK (1956 d) Nach einer Mitteilung des Engelhardt-Observatoriums in Kasan sollte TCHEREPASHTSHUK 1956
Marz 30.75 einen Kometen 5" am Ort (1956.0) 3h48mo +23"34' entdeckt haben. Da das Objekt nur wenige Grad von der Venus entfernt als ein venvaschener Nebelfleck beobachtet worden war und keine Hinweise uber seine Bewegung gegeben wurden, lag der Verdacht nahe, daB der Beobachter sich durch ein Reflexbild des hellen Planeten tauschen lieB. Eine 1956 Apr. 2.8 vorgenommene sehr sorgfaltige Durchmusterung lieB in weitem Umkreise des mitgeteilten Orts kein unbekanntes nebliges Objekt heller als lom erkennen. Der Komet wurde auch von Mitgliedern der British Astronomical Association (IAU- Circ. 1550) vergeblich gesucht.
Komet AREND-ROLAND (1956 h) Schon die ersten, vorlaufigen Bahnrechnungen des 1956 Nov. 19 von S. AREND und G. ROLAND in
Uccle auf Platten von 1956 Nov. 6.94 entdeckten Kometen I O ~ lieBen eine glanzvolle Entwicklung dieses zunachst recht winzigen Objekts erwarten, falls nicht eine Erschopfung seines Vorrats an Staub und Gas zu einer vorzeitigen Auflosung fuhren wurde. Zu Beginn der Beobachtung, Ende November 1956, stand der Komet mehr als 2.5 a.E. von der Sonne entfernt, der er sich im Perihel 1957 Apr. 8 bis auf 0.32 a.E. nahern sollte. Er hatte 1956 Nov. 28 in einer Gesamthelligkeit 10m8 die typische Gestalt eines ,,jungen" Kometen im OoRTschen Sinne [3] mit einem spitzen Kopf und einem 6' langen, schlanken Schweif. Diese Objekte sind reich an fester, staubformiger Materie. Sie entwickeln sich im allgemeinen etwas langsamer, bewahren die Grundformen ihrer auBeren Gestalt und erzeugen erst in groBerer Sonnennahe neben ihrem visuell sehr eindrucksvollen, zumeist leicht gekriimmten Schweif, die schmalen, geradlinigen Strahnen der Gasschweife. Sie scheinen allen auBeren Einfliissen gegeniiber widerstandsfahiger zu sein, ihre Hellig- keit entwickelt sich gesetzmaBig und zeigt nur geringe sekundare Schwankungen. Der Komet AREND- ROLAND bietet ein klassisches Beispiel dieses Typs, dem auch die Kometen 1910 a (Johannesburger), PARASKEVOPOULOS (1941 c) und PAJDUSAKOVA (1951 a) angehoren, die sich in ihrem Verhalten und Aus- sehen deutlich von der Gruppe der reinen Gaskometen, wie z. B. MOREHOUSE (1908 c) oder WHIPPLE- FEDTKE (I942 g) absetzen. Mit der raschen Annaherung an die Sonne wuchs seine Helligkeit trotz der zunachst noch zunehmenden Entfernung von der Erde stetig an und uberschritt bereits Ende Januar 1957 die 9. GroBe. Um diese Zeit wurde die Beobachtung schwierig, da der Komet auf seinem Weg zum Perihel immer mehr in die Abenddammerung des Westhorizonts geriet und schlieBlich zwischen 1957 Febr. 24 und Apr. 20 unsichtbar blieb. 13 Tage nach seinem Perihel wurde er am Abend des 21. April, 40 Min. nach Sonnenuntergang am tiefen Westhimmel in heller Dammerung mit dem 26 cm-Aquatorial wieder- gefunden. 20 Min. spater war er als ein Objekt I. GroBe leicht mit dem bloBen Auge zu sehen. Wahrend der Komet an diesem Abend noch in der Dammerung unterging, wurde er infolge seiner schnellen, nord- ostlich gerichteten Bewegung bereits z Tage spater zirkumpolar und bot Apr. 23.87 in der Helligkeit 1m6
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254 11. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI
mit seinen einander gegeniiberliegenden Schweifen ein prachtiges Bild. Mit dem bloBen Auge konnte der nach N gerichtete Hauptschweif 15", der nach S gegen die Sonne gerichtete Schweif etwa 8" weit verfolgt werden. Da der Komet sich nun ziemlich schnell sowohl von der Sonne als auch von der Erde entfernte, nahm seine Helligkeit rasch ab. Immerhin konnte er 5 Wochen lang, bis zum 24. Mai, mit dem bloBen Auge gesehen werden.
Die Helligkeitsschatzungen wurden in dieser Zeit wegen der groBen Ausdehnung des Objekts nur mit dem bloBen Auge unter Venvendung einer Nahbrille vorgenommen, wobei der hellste Teil des Schweifes miterfaBt wurde. Da das hier geiibte Beobachtungsverfahren alle Einzelheiten des Kometen zu einem runden, diffusen Lichtfleck verschmiert, kann nicht angegeben werden, wie weit der Schweif jeweils ein- bezogen ist. Es ist aber sicher, daB es sich nur um ein relativ kurzes Stuck am Kopf handeln kann. Fur den Helligkeitsvergleich standen im Lichtmaximum nur wenige ahnlich helle Sterne in zumeist sehr grol3en Abstanden (bis zu 30') zur Verfiigung. Dazu kam der sehr tiefe Stand des Kometen, der sehr sorgfaltige Messungen der differentiellen Extinktion der zu vergleichenden Objekte erforderlich machte. SchlieSlich storte in der Dammerung auch der verschieden helle Himmelsuntergrund des Kometen und der Vergleichsterne. Mit dem Schwacherwerden des Kometen und seinem Emporsteigen in grol3ere Hohen besserten sich die Bedingungen zunachst etwas, um mit der Mitte Mai in unserer Breite einsetzenden Mitternachtsdammerung wieder ungunstiger zu werden. So erschien er 1957 Juni 29.0 um Mitternacht als ein sehr matter Nebel 10. GroSe, dessen Helligkeit nur mit grol3er Miihe zu bestimmen war. Nach einer durch den Sommerurlaub des Verfassers hervorgerufenen Unterbrechung konnte der Komet zwischen 1957 Aug. 21 und Sept. 30 nur noch in sehr klaren und vollig dunklen Nachten zuletzt als ein Objekt 13. GroBe beobachtet werden. Zwischen 1956 Nov. 27 und 1957 Sept. 30 wurden hier die in Tabelle 5 zusammen- gestellten 60 Beobachtungen erhalten.
Elemente von I. HASEGAWA, Tokio (ZAU-Circ. 1580)
= 215.1336 1950.0 1 T = 1957 Apr. 8.17305 Weltz. q = 0.3170629
0) = 308:7248
i = 120.0409
1956/57 Dez. Jan. Febr: M a n April Mai Juni Juli Aug. Sept.
Abb. 4. Komet AREND-ROLAKD (1956 h) : beobachtete Gesamthelligkeiten (Kreise) und Kernhelligkeiten (Punkte)
Die in Abb. 4 gegebene graphische Darstellung der beobachteten Gesamthelligkeiten (offene Kreise) sowie diejenige der Kernhelligkeiten (Punkte) zeigen beide einen recht regelmaBigen Verlauf. Eine strenge
11. HEYER: Physische Beobachtungen \.on Kometen. XI 255
Ausgleichung samtlicher zwischen 1956 Nov. 27 und 1957 Sept. 24 beobachteten 55 Gesamthelligkeiten liefert die photometrischen Parameter :
H, = 5m15 & 0.04; n = 4.35 f 0.07. (Der Sonnenabstand r iinderte sich zwischen 2.56 und 0.51 a. E.)
Die rnit diesen \Verten gerechneten Helligkeiten (Spalte R) weichen nur wenig und im wesentlichen systematisch von den Beobachtungen ab, wie die Verteilung der Vorzeichen in der Spalte B-R deutlich erkennen la&. Berucksichtigt man diese langgestreckten Wellen geringer Amplitude, die auf eine Ver- anderlichkeit des die Reaktionsfahigkeit des Kometen anzeigenden Exponenten n von Y schlieBen laBt, so betragen die Abweichungen im Mittel nur noch &0'."09, worin sowohldie sekundaren Helligkeitsanderun- gen des Kometen als auch die zufalligen Beobachtungsfehler enthalten sind. Nach der Rechnung durfte das Helligkeitsmaximum 1957 Apr. 10.9 in der GroBe -0'!'66 stattgefunden haben.
Eine wesentlich groBere Streuung um ihre gerechnete Kurve zeigen die in Sonnenabstanden zwi- schen 2.08 und 0.79 a. E. beobachteten Kernhelligkeiten. Es handelt sich dabei um g photometrische Messungen und 13 Schatzungen mit Vergleichsternen. Letztere wurden vorgenommen, wenn Messungen wegen starken Dunstes, storender Wolken oder unscharfer Sternbilder infolge tiefen Standes nicht moglich waren. Schon eine oberflachliche Betrachtung der Ergebnisse zeigt, daB das Kerngebilde sich wie ein reflektierender Korper verhielt. Tragt man die mit r2d2 auf die Einheit der Abstande des Kometen von der Sonne und der Erde reduzierten Kernhelligkeiten gegen die j eweiligen Phasenwinkel des Kometen auf, so streuen die Einzelbeobachtungen um eine Gerade, die dem sehr kleinen Phasen-Koeffizienten om0038 entspricht. Korrigiert man damit die auf d = I a.E. bezogenen Kernhelligkeiten wegen Phase, so liefert die Ausgleichung der vorhandenen 22 Beobachtungen die Parameter: HI;,,,, = g'P49; n = 2.08 und die Darstellung :
Dieses Ergebnis laBt in ubereinstimmung mit dem spektralen Befund darauf schlieBen, daB der Anteil an reflektiertem Sonnenlicht zwischen den Phasen oo und 90° recht erheblich war. Die groBen Schwan- kungen des Kernlichts, die im Mittel f o't'23, im Einzelfall 09% betragen, durften groBtenteils reel1 sein, wenn auch die Schwierigkeit der Messung eine groBere Unsicherheit der Ergebnisse bedingt. Ziemlich rasch verlaufende Helligkeitsanderungen waren sicher vorhanden. Sie durften wohl auf eine stoB- oder schubweise Abgabe der Materie sowie auf ein Pendeln oder eine Rotation des selbst nicht erkennbaren, wahren Kerns zuruckzufuhren sein. Es ist kaum anzunehmen, daf.3 die obige Formel zur Berechnung der Kernhelligkeit auch in Phasen uber goo hinaus verwendet werden kann. In sehr groBen Phasenwinkeln, wie sie in der zweiten Aprilhalfte auftraten, als der Komet sich zwischen der Sonne und der Erde bewegte, kann die Beugung des Sonnenlichts an den winzigen Materie-Teilchen nicht nur den PhaseneinfluB kom- pensieren, sondern sogar zu erheblichen Aufhellungen fiihren. Eine sehr unsichere Beobachtung in der Abenddammerung des 21. April deutet mit der roh geschatzen Kernhelligkeit 3'f15 diesen Effekt an. Auf alle Falle durfte der Kern um diese Zeit heller gewesen sein als die Formel es verlangt, die fur 1957 Apr. 12.3 das Maximum 6?84 gibt. Bemerkenswert ist das individuelle Verhalten der Kerne verschiedener Kometen, deren Licht je nach ihrer Produktion von Gas und Staub mehr oder weniger der Entwicklung der Gesamt- helligkeit folgt oder dem Reflexionsgesetz entspricht.
Wie im folgenden noch naher dargelegt wird, leuchtete der Komet AREND-ROLAND vorwiegend in reflektiertem Sonnenlicht. \Venn die beobachteten Schwankungen des Gesamtlichts im wesentlichen durch einen unregelmaoigen Nachschub der staubformigen Materie aus dem Kern verursacht sein sollen, muBten sie in der unmittelbaren Umgebung des Kerns deutlicher hervortreten als weiter drauBen.
In Abb. 5 sind die sckundaren Schwankungen des Gesamtlichts den h i e rungen der auf den Kometen bezogenen Sonnenflecken-Relativzahlen gegenubergestellt. Die letzten Beobachtungen von 1957 Aug. und Sept. wurden nicht dargestellt, da der heliozentrische Langenunterschied Komet-Erde bis zu 160O betrug, was fast einer halben Sonnenrotation entspricht. AuBerdem stand der Komet in einer heliozen- trischen Breite von +60°.
Vergleicht man die beiden in Abb. 5 untereinander wiedergegebenen Kurven, so sind im ersten Abschnitt, als der Komet sich noch in groBeren Sonnenabstanden befand, vielleicht noch Andeutungen von Korrelationen zmischen seinen Helligkeitsschwankungen und der Sonnentatigkeit zu finden. Im zweiten Abschnitt (rechts), der die Abweichungen vom gerechneten Helligkeitsverlauf nach dem Perihel darstellt, sind keine klaren Beziehungen zwischen den beiden Kurven vorhanden. Diese Feststellung wider- spricht den Ergebnissen, die G. THIESSEN [4] in Bergedorf aus lichtelektrischen Beobachtungen ab- geleitet hat.
Auf Grund von 7 Messungen zwischen 1957 Apr. 24 und Mai 31 glaubt THIESSEN den Nachweis fuhren zu konnen, daB die sekundaren Helligkeitsschwankungen des Kometen AREND-ROLAND auf Ande- rungen des ultravioletten Anteils der Sonnenstrahlung zuriickzufuhren seien, weil in clbereinstimmung rnit den Folgerungen aus der Theorie des Kometenleuchtens von K. WURM [5] eine Erhohung der Sonnen- tatigkeit rnit einer Verminderung der Kometenhelligkeit verknupft gewesen ware. Nach K. WURM werden die leuchtenden Gasmolekule durch eine starkere Ultraviolettstrahlung schneller ionisiert und dissoziiert ; ihre Lebensdauer wird kurzer und die Helligkeit nimmt infolgedessen ab.
Kernhelligkeit mIi~, , , = g'f'49 + 2.08 2.5 log r + 5 log d + o'l'003S a.
256 M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI
Gelegentlich meiner jahrzehntelangen Ubenvachung der Kometen ist wiederholt das zeitliche ZU- sammenfallen eines Helligkeitsminimums mit einem Fleckenmaximum beobachtet worden. Es zeigte sich aber immer wieder, daB besonders zu den Zeiten erhohter Sonnentatigkeit oder gelegentlich starkerer Eruptionen ganz eindeutige Korrelationen im entgegengesetzten Sinne hervortraten, wenn auch nicht
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-- 1956 Oez. 1957 Jan. Febr. April Mar Juni
Abb. 5. Komet AREND-ROLAND (1956 h) oben : sekundare Schwankungen der Gesamthelligkeit (Uberlagerung von kurzen und langgestreckten Wellen) ; unten : Anderungen der auf den Kometen bezogenen Sonnenflecken-Relativzahlen. Die
gerissene Kurve gibt die heliozentrische Breite B des Kometen.
verschwiegen werden darf, daB man bei Beriicksichtigung einer Laufzeit der Korpuskularstrahlen ange- sichts der oft sehr raschen Helligkeitsanderungen schwer entscheiden kann, welche Phasen man einander zuordnen darf. Vie1 wichtiger scheint zunachst der Nachweis zu sein, daB die Sonnenphanomene uberhaupt einen EinfluB auf die Kometen haben. Ganz sicher iiberlagern sich hier Effekte von entgegengesetzter Wirkung, die eine Losung des Problems stark erschweren. Wenn Objekte, wie z. B. der in Nr. X dieser Serie behandelte periodische Komet PONS-BROOKS (1953 g) zu Zeiten einer fast voUig ruhenden Sonnen- tatigkeit und in einem Sonnenabstand von mehr als 4 a. E. Helligkeitsschwankungen von 4 bis 5 GroSen- klassen zeigt, so diirfte damit sichergestellt sein, daB hier weder die Ultraviolett- noch die Korpuskular- strahlung von EinfluB waren, zumal da die Helligkeitsschwankungen mit der Annaerung des Kometen an die Sonne stark abnahmen.
Die gleichzeitig mit den lichtelektrischen Messungen von mir erhaltenen Schatzungen der Gesamt- helligkeit des Kometen zeigen innerhalb fom03 dieselben Abweichungen von der mittleren Kurve, ver- mogen aber in Gemeinschaft mit den ubrigen in diesen Zeitabschnitt fallenden visuellen Beobachtungen nicht die von THIESSEN gezogenen Folgerungen zu bestatigen (vgl. Abb. 6) .
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21 1957April 1 1 7 Mai 21 1
Abb. 6. Komet AREND-ROLAND (1956 h) oben : Abweichungen der lichtelektrischen Messungen der Verdichtung (Kreuze) von der Darstellung m(l,)= 7m66+ 3.01 .2.5log v+5 log A sowie der visuellen Schatzungen der Gesamthelligkeit (Kreise) von m, = 4m92 + 3.52.2.5 log Y + 5 log A ; unten : Schwankungen der auf den Kometen bezogenen Sonnenflecken-Relativzahlen.
M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI 254
Die erstaunlich gute Ubereinstimmung zwischen den lichtelektrischen Messungen und den visueilen Schatzungen ist bemerkenswert, da in den verglichenen Reihen ganz verschiedene Gebiete des Kometen beobachtet worden sind. THIESSEN maB am 60 cm-Refraktor unserer Sternwarte mit Hilfe verschiedener Photometerblenden die Helligkeit einer konzentrisch um den Kern liegenden Kreisflache, deren Durch- messer nach einer Reduktion auf den einheitlichen Erdabstand A = I a.E. immer gleich war und eine Bogenminute betrug. Angesichts der groBen Dimensionen des Kometen (der Kopf hatte 10' hinter dem Kern schon eine Breite von 10') und der nicht unbetrachtlichen Helligkeit des Kerns durfte eine Flache von einer Bogenminute reichlich klein gewahlt sein. Das zeigt sich denn auch in den photometrischen Parametern, die aus den in Spalte 2 der folgenden Tabelle zusammengestellten lichtelektrischen Beobach- tungen rnit Hilfe der Methode der kleinsten Quadrate zu m(lt) = 71'66 und 12 = 3.01 bestimmt wurden. Da der Beobachtungsabschnitt 1957 Apr. 21 bis Mai 31 rnit dem ansteigenden Ast einer in Abb. 5 deutlich erkennbaren, langgestreckten sekundaren Welle zusammenfallt, wurden zur Ermoglichung eines Vergleichs mit THIESSENS Messungen auch meine eigenen, in diesen Abschnitt fallenden 26 visuellen Beobachtungen fur sich allein ausgeglichen. Sie liefern die photometrischen Parameter m, = 4'"2 und n = 3.52. Der groBe Unterschied in den Werten fur den Exponenten n ist nicht verwunderlich, wenn man bedenkt, daB der Anteil des Kernlichts in den lichtelektrischen Messungen von 7 auf 35% ansteigt, wahrend er am Gesamt- licht nur mit 0.4 bis 2% beteiligt ist. Da die Helligkeit des Kerns imQuadrat des Sonnenabstands abnahm, muB der Exponent n fur den winzigen, um den Kern liegenden Flachenausschnitt kleiner ausfallen als fur das Gesamtlicht. Zieht man den j eweils uberschieBenden Teil des Kernlichts von den lichtelektrischen Beobachtungen ab, so steigt der Exponent n bereits von 3.01 auf 3.30 an. Man sieht jedenfalls, dalj die Messung eines relativ kleinen, um den Kern gelegenen Gebiets zu stark abweichenden Ergebnissen fuhren kann.
Differenzen zwischen den lichtelektrischen Messungen von G. THIESSEN und den visuellen Helligkeits- schatzungen von M. BEYER:
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Spalten: I. Beobachtungszeit - 2 . lichtelektrische photovisuelle Helligkeit eines Gebiets von I' Durchmesser im Erdabstand d = I a. E. - 3. Anteil dieser Intensitat am Gesamtlicht des Kometen - 4. beobachteter Anteil des Kern- lichts im lichtelektrisch gemessenen Gebiet (gerechnete und nicht direkt beobachtete Werte in Klammern) - 5. Ab- weichungen ( L R , ) der lichtelektr. Messungen von m,,,, = 71166 + 3.01 . 2 . j log Y- 6. in ZAp 43.260 dargestellte B-RTII- Werte von G. THIESSEN, die sich jedoch nicht mit dem dort gegebenen n = 3.48 reproduzieren lassen - 7. Abweichungen (B- R.J der visuellen Helligkeitsschatzungen von mo = 41192 + 3.52 . 2.5 log Y - 8. auf die gleiche Helligkeitsamplitude 01147 reduzierte Werte der 5. Spalte. - 9. Differenzen der Ergebnisse.
I n ubereinstimmung mit der Tatsache, daB eine stoljweise Absonderung staubforniiger Materie aus dem Kern in dessen Nahe deutlicher hervortritt als in den auBeren Gebieten des Kometenkopfes, zeigen die lichtelektrischen Messungen rnit einer Amplitude om70 (Spalte 5) groBere Helligkeitsschwankunigen, als sie im Gesamtlicht auftreten, wo nur eine Amplitude von o'p47 (Spalte 7) beobachtet ist. Multi- pliziert man die Intensitaten der lichtelektrischen (B-R,)-Werte mit dem Faktor 0.705, der dem Inten- sitats-Verhaltnis der beiden Halbamplituden entspricht, so entstehen die (B-R,)-Werte der Spalte 8. Die durchschnittlichen Abweichungen der Beobachtungen beider Reihen betragen dann nur fomo3.
Die Abb. 6 gibt eine graphische Darstellung aller (B-R)-Werte, wobei die auf die gleiche Amplitude reduzierten lichtelektrischen Messungen als liegende Kreuze und die Helligkeitsschatzungen als Kreise eingetragen sind. Da keine der verglichenen 7 visuellen Beobachtungen um mehr als om08 von den licht- elektrischen Messungen abweicht, darf man wohl auch den iibrigen Beobachtungen ein gewisses Vertrauen entgegenbringen. Ein Vergleich der in Abb. 6 einander gegenubergestellten Kurven laBt j edoch erhebliche Zweifel an dem Vorhandensein einer eindeutigen Korrelation bestehen. Der Komet durfte uberdies schon wegen seiner vonviegend staubformigen Beschaffenheit vollig ungeeignet gewesen sein, um an ihm die nach der Theorie von K. WURM zu erwartende Korrelation zwischen seiner Helligkeit und der Ultraviolett- Strahlung der Sonne zu prufen.
Schon zu Beginn der Beobachtung, 1956 Nov. 27, schien der Komet in einem Sonnenabstand von 2.5 a.E. nur aus einem schlanken Schweif zu bestehen, in dessen Spitze ein relativ heller, sternartiger Kern stand. Eine Koma war wahrend der ganzen Obenvachungszeit visuell nicht zu erkennen. Sie wurde stets vom hellen Schweif uberlagert und trat nur auf Ultraviolett- und in geringerem MaBe auch auf Blau-Auf- nahmen als ein kleines, zentral verdichtetes Gebilde hervor. Zur Zeit seiner besten Sichtbarkeit, 1957 Apr. 21-25 zeigte der Schweif eine komplexe Struktur. Der Hauptschweif hatte in seinem helleren Gebiet
17
258 11. BEYER: Physische Beobaclitungen von l<onieten. X I
die Gestalt einer langgestreckten Parabel, die nach auBen sehr scharf begrenzt war. Von dem im Brenn- punkt stehenden Kern fiihrte ein breiter, dunkler Kanal in der Schweifachse von der Sonne fort. Der dem diffusen Kern vorgelagerte, mondsichelformige und hell leuchtende Scheitel des Schweifs schien von mehreren zarten Hullen uberlagert. Schon in den letzten Apriltagen anderte sich das visuelle Bild insofern, als die Begrenzung des Kopfes nach auBen erheblich an Scharfe verlor und der dunkle Kanal in der Schweifachse verschwand. Als der Komet im April zwischen der Erde und der Sonne stand, blickten wir einige Tage von hinten gegen den flachen Schweiffacher, dessen Offnungswinkel durch die Projektion immer stumpfer wurde und beim Durchgang der Erde durch die Bahnebene des Kometen 180' betrug. Dieser Umstand brachte uns fur einige Tage das Phanomen, zwei einander gegenuberliegende Schweife zu sehen, wobei deutlich ein schwaches Leuchten des von beiden Schweifen eingeschlossenen Gebiets zu erkennen war. Im Laufe des Mai wurde der Kopf spitzer und der Schweif erheblich breiter. Seine sudliche Begrenzung war gut definiert, schnurgerade und raumlich konstant gerichtet ; die nordliche erschien da- gegen gekrummt und hatte ein gefiedertes Aussehen. Die in der Zusammenstellung der Beobachtungen gegebenen Positionswinkel der Schweifrichtung beziehen sich auf die Helligkeitsachse am Kopf. Weitere Einzelheiten, sofern sie von Interesse sein konnten, sind in den Anmerkungen mitgeteilt. Sehr zarte, fadenformige Strahlen eines Gasschweifs wurden zuerst 1957 Apr. 27.9 photographiert. Sie sind auch auf den hier erhaltenen Objektivprismen-Spektrogrammen nachzuweisen. Im ubrigen zeigten die Schweife ein rein kontinuierliches Spektrum. Auch \V. LILLER [6], der in 8 Nachten zwischen 1957 Jan. 23 und Juni 3 lichtelektrische Registrierungen des Schweifspektrums am CURTIS-SCHMIDT-Teleskop in Ann Arbor (Univ. Michigan) durchfuhrte, konnte in ubereinstimmung mit den Ergebnissen von T. P. STRECKER und D. B. MCLAUGHLIN [6] keine Emissionen in den Schweifen feststellen.
Bereits das erste Objektivprismen-Spektrogramm, das H. WENZEL [7] 1957 Jan. 29.75 in Sonneberg erhielt, zeigt einen kraftigen kontinuierlichen Untergrund, von dem sich Emissionen rnit Ausnahme der dem C, angehorenden Linie 4737 A kaum abheben. Ganz im Gegensatz zu den leuchtenden Gasen tritt in den Kometenspektren groBerer Dispersion das von fester Materie reflektierte Sonnenlicht zumeist nur schwach hervor, da es sich uber den ganzen Wellenlangenbereich verteilt. Das Vorhandensein von leuch- tenden Gasen, deren Licht nur wenigen Linien des Spektrums angehort, ist schon nachzuweisen, wenn nur wenige Prozent der Gesamtintensitat von Emissionen herruhren. Ein kraftiges Kontinuum in einem Kometenspektrum hoher Dispersion 1aBt daher darauf schlieBen, daB der Himmelskorper vorwiegend aus fester Materie (Staub) aufgebaut ist.
Mit der Annaherung des Kometen AREND-ROLAND an die Sonne anderte sich der Charakter seines Spektrums nicht wesentlich. Die eindrucksvollsten spektralen Veranderungen spielten sich innerhalb der um den Kern liegenden Verdichtung ab, in der uber dem kontinuierlichen Band zahlreiche Emissionslinien leuchteten. Wenn man aber berucksichtigt, daB der Anteil des Lichts der Verdichtung hochstens 10% der Gesamtintensitat betrug, dieser Anteil aber mindestens zur Halfte kontinuierliches Licht enthielt, so erkennt man sofort, daB die Veranderungen der Emissionen kaum einen EinfluB auf die Gesamthellig- keit hatten.
Zwischen 1957 Apr. 23 und Mai 20 konnten hier rnit der am 26 cm-Aquatorial befindlichen Objektiv- prismen-Kamera in 6 Nachten g Spektrogramme groBerer Dispersion erhalten werden. Die rnit einem ~o"-Flintglasprisma nD = 1.616 versehene Kamera von 75 mm Offnung und 375 mm Brennweite liefert auf den benutzten Kodak 103 aE-Platten zwischen 6700 und 3860 A etwa 19 mm lange Spektra, in denen I' an der Sphare 6.56 mm groB abgebildet wird. Die Dispersion betragt bei Hy: I mm = 95 A.
Aufnahmedaten : Weltzeit Bel. mt(vis.) Y Beni.
a) 1957 Apr. 23.855 ~ 2 ' " ~ ~ 11'58 0.552 k, sh, eD 23.877 17 1.58 0.552 ed, sh, eD 27.881 15 2.26 0.638 ed, sw, sh l ) 27.925 18 2.26 0.639 d, sw, sh l) 30.916 -30 2.68 0.661 k-d, sw l)
b)
c) 30.960 40 2.68 0.662 k Mai 13.919 14 5.02 0.976 k, sw l) 2,
17.926 40 5.69 1.056 d3) d) 20.951 60 5.83 1.115 k
Das kontinuierliche Spektrum der Verdichtung uni den Kern ist auf allen Aufnahmen sehr kraftig und bezieht sich auf ein 115 groBes Gebiet. In diesem schmalen Band konnten 65 Absorptionen des Sonnen- spektrums identifiziert werden. Die uberlagernden Emissionen entstammen einem etwa oi5 bis zlo groBen Kerngebiet. Nur die sehr kraftigen CN-Emissionen bei 3862-83 reichen uber 3' hinaus. Die besten 4 Auf- nahmen von 1957 Apr. 23.855 (a), 27.925 (b), 30.960 (c) und Mai 20.951 (d) wurden auf 5fachen Papier- vergroBerungen mit Hilfe einer aus Sternspektrogrammen abgeleiteten Wellenlangenskala im AnschluB an
1) wegen Wolkenstorung abgebrochen. 2, wahrend der totalen Mondfinsternis. 3, heller Nachthimmel.
M. BEYER: Physische Ekobachtungen von Kometen. XI 259
5466 5430 ! - 2 - - i 5430 5391 I - 2 - 3 ~ 5394
2 - 5366 5370 2 -
5340 1 I - 2 2 ~ 5336 5246
: 5186 5245 5190 5165 4 4 4 4 ! 51% 5145 - 3 3 3 ~ 5145 5130 2 3 3 - 5130 5095 - 1 2 - 5097
5005 - 2 z - 5006
5461 ' - 2 2 2
I _ - - 2 _ _ _
5082 I 3 - 3 5082
die sehr kraftige und punktformige C,-Emission 5165 A ausgemessen. Bei dieser Gelegenheit wurden die Intensitaten in einer von I bis 6 ansteigenden, willkurlichen Skala geschatzt. Es ist nicht ausgeschlos- sen, daB gelegentlich helle, von benachbarten Sonnenlinien begrenzte Stellen des kontinuierlichen Spek- trums falschlicherweise als Emissionen angesprochen wurden. Die Ergebnisse sind in der Tabelle 6 mit den fur die verschiedenen Aufnahmen getrennt gegebenen Intensitaten zusammengestellt. In der ersten Spalte sind die Mittelwerte der auf den einzelnen Bildern gemessenen Wellenlangen aufgefuhrt. Ihre Genauigkeit liegt bei 6500 A innerhalb f 15 A, bei 4000 A innerhalb f 2 A. Ein Strich in den Spalten der Intensitaten zeigt an, daB die Linie auf der betr. Aufnahme nicht nachzuweisen ist. Die in den letzten Spalten gegebenen Identifizierungen wurden nach LANDOLT-BORNSTEIN ([8] S. 97) bzw. N. RICHTER ([9] S. 124) vorgenommen.
T a b e l l e 6. E m i s s i o n e n i m S p e k t r u m d e r urn d e n K e r n l iegenden V e r d i c h t u n g
/ / 4158 ' - I 2 - i 4158 CN $Ot ' I 4148 2 2 I ? ? ' ,, 3 2 1 4074 c3
NH,I j l 4020 1 - 1 I 2 4020 c3
c, I ! 3862 j 5 4 3 3862 CN
~ ' - 2 - 2 ~ 4068 c3 NH3? 4049 ~ I I 2 - , 40.52 c3
NH,? 4035 1 I I I 2 4033 c3
c2 I, 4014 - - I 2 ~ 4014 c3
C , 1 3884 ~ 3 4 6 6 , 3883 CN c, , ! 3872 6 6 , 3871 CN
c, ~
NH,?
Identitat 1 ' beob. Intensitat Identitat I Intensitat auf Platte , I
Das Spektrum des Hauptschweifs ist auf allen Aufnahmen als ein breites kontinuierliches Band wiedergegeben. Es ist auf den Platten von Apr. 23.9 uber 4' lang abgebildet, sehr kraftig und zeigt dort wie auf allen spateren Aufnahmen eine Helligkeitsverteilung, die etwa einem KO-Stern entspricht. Den gleichen Charakter hat das Spektrum des sekundaren, gegen die Sonne gerichteten Schweifs. Es ist Apr. 23.9 kraftig geschwarzt, dagegen auf den infolge Storung durch Dunst und Wolken unterbelichteten Auf- nahmen von Apr. 27.9 nur noch soweit vorhanden, daD der kontinuierliche Charakter mit Sicherheit nachzuweisen ist. Diese Platten lassen trotz der Unterbelichtung einen ganz matten Anflug von Emissio- nen im Schweifspektrum ahnen, die sicherlich den an diesem Abend hier zuerst beobachteten fadenformigen und geknickt verlaufenden, sehr zarten Strahlcn entstammen. Das unter sehr gunstigen Bedingungen aufgenommene Spektrogramm von Apr. 30.96 zeigt die Schweifemissionen in einer Lange bis zu 105 und so deutlich, daB man ihre genaherten Wellenlangen auf den VergroSerungen messen kann. In dieser Nacht traten in dem gekriimmten Schweif zwei eng benachbarte, schnurgerade und fadenformige Strahlen auf,
17 *
260 hf. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI
die mit ihren Richtungen in den Positionswinkeln 24' und 28' (Richtung des Strahlungsdrucks der Sonne: 28') erheblich aus der Symmetrieachse des Hauptschweifs (PW 36") herausfielen. I n ihrem Ursprung am Kern bildeten diese beiden, visuell kaum sichtbaren Lichtfaden zusammen einen 7 Bogenminuten langen, recht hellen und scharfen Strahl, der sich dann erst gabelte. Im Gegensatz zur ubrigen Schweifmaterie treten diese Strahlen auf den Blauplatten vie1 deutlicher hervor als auf den Rotaufnahmen. Sie allein er- zeugten das Emissionsspektrum des Schweifs, das sich wegen der Scharfe des Strahlenbundels trotz des geringen Anteils am Gesamtlicht gut nachweisen la&. Das Ausmessen der Aufnahme ist wegen der Nei- gung der monochromatischen Schweifbilder schwierig. Die Ergebnisse sind daher weniger genau. Neben den in einer willkurlichen, 7-teiligen Skala geschatzten Intensitaten sind auch die Langen der Strahlen in den einzelnen Emissionen in Bogenminuten wiedergegeben. Der Kopf hatte senkrecht zur Schweifachse einen Durchmesser von 6'. Wenn daher am Kopfende des Schweifs Emissionen rnit Langen von 3 bis 10' von Stoffen beobachtet wurden, die sonst nur in der Koma nachzuweisen sind, so gehoren diese eben nicht dem eigentlichen Schweif an.
E m i s s i o n e n i m S p e k t r u m d e s S c h w e i f s d e s K o m e t e n A R E N D - R O L A N D (1956h) n a c h e i n e r A u f n a h m e v o n 1957 Apr . 30.96
A 1 Intens. 1 Lange ~ Scharfe Identif.
ed ? ed ?
6115 7 S 6122 C,
6555 6445
5990 I 3 d 5995 CN 5805 2 5 ed ? 5700 4 I2 S 5699 co+ 5608 4 I 0 S 5611 ? 5465 I 5 S 5467 CO+ 5105 2 ' I 0 S 5101 C, 4920 2 5 d 4928 NH, 4908 5 18 d 4914 co+ 4830 4 4840 CO+
6 ~ 80 4668 CO+ 4699 4665 4545
z ~ ":f
4698 C,
4 50 4543 CO+ Scharfe: s = scharf.
i 4; i id
A ' Intens. 1 Lange I Scharfe 1 Identif I
4515 1 2 20' d 4515 4470 2 ' 2 0 1 s 4477 4420 I 5 I S 4406 4353 5 I 0 S 4348 4340 I 5 S 4334 4273 2 20 s ' 4274 4240 7 90 S 4246 4'97 2 I 2 ed 4'97 4170 I 6 ed 4168 4116 I 5 ed 4119 4020 4 50 ed 4020 3989 5 ' 40 ed i 3983 3889 5 25 ed 3890 3862 5 I 0 d 3862
I = diffus, e = etwas
CN ? co +
CH CH co+ co+ CN CN co +
co+ co +
co +
CN
Komet MRKOS (1957 d) Der Ende Juli bzw. Anfang August 1957 von vielen Beobachtern fast gleichzeitig entdeckte Komet
I. GroBe wurde zuerst von A. MRKOS in Lomnicky' Stit (Tschechoslovakei) (IAU-Circ. 1610) am Morgen des 2. August der Astronomischen Zentralstelle gemeldet. Um diese Zeit befand das Objekt sich im Perihel seiner Bahn und gelangte in den nachsten Wochen in einen groBeren scheinbaren Abstand von der Sonne, in deren Strahlen er sich bis dahin verborgen gehalten hatte. Um den 10. August war der Komet fur unsere Breite einige Tage lang zirkumpolar, wechselte dann auf den Abendhimmel uber, an dem er jedoch nur in geringen Hohen uber dem Horizont zu beobachten war. Fur die deutschen Astronomen lag der Zeitpunkt der Entdeckung insofern auBerst ungiinstig, als er mit der Eroffnung der in Bamberg stattfindenden Ta- gung der Astronomischen Gesellschaft zusammenfiel. Aus diesem AnlaB konnten auch in Bergedorf die Beobachtungen erst am 10. August begonnen werden. Um diese Zeit bildete der Komet rnit der Gesamt- helligkeit 2m und seinem etwa 30 langen, hellen und schmalen Schweif das auffalligste Gestirn am westlichen Abendhimmel. Bis Anfang September konnte er trotz seines niedrigen Standes sehr gut mit dem bloBen Auge gesehen werden. Zwischen 1957 Aug. 10 und Okt. I wurden hier die in Tabelle 7 wiedergegebenen 23 Beobachtungen erhalten.
.
Elemente von M. P. CANDY, Hailsham, Sussex (IAU-Circ. 1615)
Q = 67.651 1957.0 (0 = 40?274
i =93.816 I T = 1957 Aug. 1.4320 Weltz. 4 = 0.35511
SchlieBt man die sehr unsichere und herausfallende Beobachtung von 1957 Aug. 13.86 aus, so liefern die ubrigen hier erhaltenen 21 Gesamthelligkeiten die folgenden photometrischen Parameter:
(der Sonnenabstand anderte sich zwischen 0.45 und 1.44 a. E.) Die mit diesen Werten gerechneten Helligkeiten geben das Maximum 1957 Aug. 3 in der GroBe 19148,
die gut mit den in Skalnat6 Pleso, Wien, Kopenhagen, Prag und Krakau (IAU-Circ. 1613) beobachteten Helligkeiten ubereinstimmt.
Die Differenzen zwischen der Beobachtung und Rechnung (B-R) sind rnit durchschnittlich &om13 sehr gering. Ihre Vorzeichen lassen deutlich einen systematischen Gang und damit das Vorhandensein von sekundaren Schwankungen erkennen, die in Abb. 7 den auf den Kometen bezogenen Veranderungen
H,, = 3m63 f 0.04; i a = 2.21 f 0.09
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76
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56
18.8
54
21.8
47
22.8
40
23.8
26
26.8
37
10.9
17
24.8
43
31.8
24
31.8
47
Sep
t. 2.
858
3.82
2 3.
830
17.7
99
24.7
85
26.7
81
29.7
75
30.7
71
Okt
. 1.
767
28.8
35
mt
beob
.
m
2.17
2.15
2.18
2.
37
2.50
: 2.
66
2.45
:
2.75
: -
3.12
3.
26
3.45
: 3.
72
3.67
3.
92
4.02
3.
93
5.35
5-
73
5-74
6.
14
6.20
6.
38
Beo
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, 0.
446
1.07
0 0.
447
0.49
7 0.
517
0.55
4 0.
593
0.65
5 0.
676
0.69
5 0.
716
0.75
6 0.
797
0.85
7 0.
858
0.89
8 0.
917
0.91
7 1.
186
1.31
5 1.
351
1.40
4 1.
422
1.43
9
1.06
9 1.
061
1.06
2 1.
070
1.08
5
1.13
3 1.
148
1.16
4
1.23
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1.29
9 1.
300
1.34
6 1.
368
1.36
8 1.
725
1.91
5 1.
967
2.04
7 2.
075
1.1
20
1.2
00
2.1
00
m
1.84
1.
83
2.17
2.
36
2.55
2.
86
2.96
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-
3.14
3.
36
3.54
3.
83
3.83
4.
02
4.10
4.
10
5.22
5.
69
5.82
6.
00
6.06
6.
11
0
2 2 3 2.5
2.5
2.0
2.0
2.0
1.0
3.0
2.5 -
2.0 -
1.5
1.7 -
1.0
1.0
0.3
0.3
0.2
0.2
-. -
-
34O
58
64
41
52
66 :
68 :
-
-
79
-
83
-
82
97 :
81
86 :
82 :
79 : :
82
: :
25
25
43
48
55
60
67
69
71
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79
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84
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90
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262 11. REYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X1
der Sonnenflecken-Relativzahlen zugeordnet sind. Leider sind die in geringer Hohe uber dem Horizont angestellten und durch die Dammerung oder weit entfernt liegende Vergleichsterne erschwerten Helligkeits- schatzungen des Kometen wesentlich unsicherer als sonst. Auch der Vergleich mit der Sonnenaktivitat ist problematisch, da der Komet zu Beginn der Beobachtung in einer heliozentrischen Breite von + 84" iiber dem Nordpol der Sonne stand. Als er in niedrigere Breiten hinabstieg, betrug die heliozentrische Langen- differenz zwischen dem Kometen und der Erde 90 bis IZO", so daB die fur den Kometen in Betracht kom- menden Relativzahlen aus Sonnenbeobachtungen abgeleitet werden mufiten, die erst 7 bis 9 Tage nach den Helligkeitsbeobachtungen zu gewinnen waren. Nur am Ende der Kurven ist ein spiegelbildlicher Verlauf angedeutet, der auf ein der WuRiMschen Theorie entsprechendes Verhalten schlieoen lassen konnte.
m - i 4 8-R - 0.2
F' I I I I
0.0
+ 0.2
+ 0.4
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150
100
50
R
1957 Aug. Sept. Abb. 7. Komet MRKOS (1957 d) oben: sekundare Helligkeitsschwankungen des Kometen; unten : Anderungen der auf den Kometen bezogenen Sonnenflecken- Relativzahlen. Die gerissene Kurve gibt die heliozentrische Breite B des Kometen.
Die Helligkeit des Kerns lieB sich infolge des tiefen Standes und der damit verbundenen schlechten Bilder nur in Ausnahmefallen leidlich sicher bestimmen. Zwei Messungen von Aug. 14.9 und Sept. 3.8 geben auf die Einheit der Abstande nach dem r2D-Gesetz reduziert iibereinstimmend 7m31.
Der helle, auffallend schmale Schweif war am aufgehellten tiefen Westhimmel nur etwa 3" weit mit dem blooen Auge zu verfolgen. Vergleicht man die hier erhaltenen Skizzen mit den prachtvollen ameri- kanischen Aufnahmen [IO], so erkennt man, daB hier visuell nur der hellste Teil am Kopf erfaI3t worden ist. Von der Gabelung des Schweifs, von dem machtigen, nordwestlich anschlieoenden Facher sowie von dem nachgeschleppten Schleier war visuell nichts zu erkennen. Die in der obigen Zusammenstellung mit- geteilten Positionswinkel des Schweifs stimmen gut mit den aus den Abbildungen bestimmten Richtungen des sehr schlanken und geraden, primaren Hauptschweifs uberein. Sie weichen erheblich vom verlanger- ten Radiusvektor in Richtung des zuletzt durchlaufenen Bahnstiicks ab. Auch bei diesem Kometen hiillt der Schweif die Koma vollig ein. Die Verdichtung im Kopf war aul3ergewohnlich klein, aber sehr hell.
Mit der 50" Objektivprismen-Kamera 75:375 mm konnten 1957 Aug. 21.84 und 24.86 zwei Spektro- gramme des Kometen auf Agfa Ha-Platten erhalten werden. Infolge der storenden Aufhellung des tiefen Westhimmels sind beide Platten trotz kurzer Belichtung stark verschleiert. Uber einem kraftigen kon- tinuierlichen Spektrum, das sowohl dem Kopf als auch dem Schweif entstammt, liegt das schmale Emis- sionsspektrum der Verdichtung, in dem besonders die Linien des Na, C2 und CN hervortreten, die ubrigens auch etwas in den Schweif hineinragen. Die typischen CO+ Emissionen des Schweifs sind relativ schwach entwickelt und scheinen nach ihrer Richtung vornehmlich dem geraden Hauptschweif anzugehoren.
Literatur [I] M. BEYER, Physische Beobachtungen von Kometen. I : Astron. Nachr. 250.233 (1933). 11: 262.217 (1g37),
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