Hale Bopp - Der hellste Komet des Jahrhunderts Die Entstehung des Kometenschweifs Hale-Bopp löst sich langsam auf! Die Geschwindigkeit des Kometen Hale-Bopps Erscheinungsbild am Morgenhimmel Wo ist Hale-Bopp zu finden? Übersichtstabelle zu Hale Bopp Hale-Bopp Konferenz vom 2.2.-5.2.1998

• Aktuelle Informationsübersicht zu Hale-Bopp (ESO)
• Informationen zu Orbit und Ephemeriden
• Zeittafel für die Beobachtung von Hale-Bopp
• Bilder und Resultate der Beobachtung von Hale-Bopp mit dem Hubble-Space Telescope
• Wie hell ist Hale-Bopp? Vergleich mit anderen Kometen.

 

Stardust:

NASA's newest Discovery Mission which will fly by a comet and bring back a collection of cosmic history. STARDUST is the first sample return of all time from beyond the reaches of the Moon.

Der Kern (Durchmesser ca. 20-40km) eines Kometen ist ein ,,schmutziger Schneeball`` aus gefrorenen Gasen (hauptsächlich Wassereis, aber auch CO, CO₂, CN), die etwa 80% der Kernmaterie ausmachen, und kleinen Festkörperteilchen, die sich aus Verbindungen schwererer Elemente wie Silizium, Magnesium oder Eisen zusammensetzen (siehe dazu das Diagramm der Molekülhäufigkeiten).

Je näher Hale-Bopp der Sonne kommt, desto stärker wird seine Oberfläche durch die Sonneneinstrahlung erwärmt. Ist der Komet etwa 5 Erdbahnradien von der Sonne entfernt beginnen die gefrorenen Gase abzudampfen und bilden eine atmosphärenähnliche Hülle (Gaskoma), deren Ausdehnung bis zu 100.000km beträgt. Mit den Eispartikeln verdampfen auch die darin eingeschlossenen Staubteilchen. Dringt der Komet in den inneren Bereich des Sonnensystems ein, werden soviele Gas- und Staubpartikel freigesetzt, daß sich der charakteristische Schweif des Kometen ausbilden kann. Er besteht aus zwei unterschiedlichen Komponenten: a) dem Ionenschweif (auch Plasmaschweif) aus durch die Sonnenstrahlung ionisierten Gasmolekülen, und b) dem Staubschweif. Die Ionen werden durch den Druck der Sonnenstrahlung und den Einfluß des solaren Magnetfeldes radial von der Sonne weg getrieben, während die deutlich schwereren und neutralen Staubteilchen sich auf gekrümmten Bahnen vom Kometen entfernen. Beide Komponenten sind auf vielen Bildern des Kometen räumlich deutlich voneinander zu unterscheiden. Die augenblickliche Länge des Schweifes ist ca. 100 Millionen Kilometer.

Nachforschungen der ESO haben ergeben, daß der Komet in Sonnennähe etwa 250 Tonnen pro Sekunde verliert. Dies ist etwa die 10-fache Aktivität, wie sie beim Kometen Halley ermittelt wurde. Wenn man von einer Kugel mit 20 km Durchmesser ausgeht, hätte diese ein Volumen von 4188 Kubikkilometer. Für die Dichte der Kernmaterie liegen keine Meßwerte vor, so daß von einem Schätzwert von 0.5 g/cm ausgegangen wird. Damit hätte die Kugel eine Masse von 2.09*10 Tonnen. Bei einer konstanten Verdampfungsrate von 250 t/sec würde es etwas mehr als 265 Jahre dauern, bis die gesamte Materie verdampft wäre.

Allerdings ist die Verdampfungsrate nur in der Nähe der Sonne so groß. Mit zunehmendem Abstand verringert sie sich quadratisch - doppelte Entfernung -> ein Viertel der Verdampfungsrate. Damit kann ein Komet wesentlich länger überleben und im Fall von Hale-Bopp noch einige 10 Umläufe überstehen. In Entfernungen von mehr als 5 Erdbahnradien verdampft fast kein Wasser mehr, so daß die Aktivität des Kometen dann deutlich zurückgeht.

Die Geschwindigkeit eines Himmelskörpers läßt sich nach folgender Formel errechnen:

• v die Geschwindigkeit in km/sec,
• r die aktuelle Entfernung in astronomischen Einheiten zur Sonne und
• a die große Halbachse der Bahnellipse in astronomischen Einheiten sind.

Als Beispiel kann man den Periheldurchgang mit a = 186.5 AU, r = 0.9141 AU nehmen. Daraus ergibt sich eine Geschwindigkeit von

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• Morgenhimmel
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Tagungsinformationen

Auszug aus dem Programm:

1. Introduction
1. Dynamical history
2. Early observations
2. The Nucleus
1. Dimensions and surface properties
2. Composition and structure
3. Activity
3. The Gas Phase
1. Neutral gas (morphology, chemistry, isotopes)
2. Plasma (composition, dynamics)
4. The Dust Phase
1. Particle properties and composition
2. Morphology and dynamics
5. Dust-Gas Interrelation
6. Conclusions and Summary