C/1989_X1_(Austin)
C / 1989 X1（オースティン）（旧式の呼称1990 Vおよび1989c1）は、ニュージーランドのアマチュアであるロドニーRDオースティンによって1989年12月6日に発見された彗星でした。発見された彗星は、1990年春に裸眼で簡単に見えるようになると予測されました。、しかしそれはそれほど明るくなることができませんでした。
C / 1989 X1（オースチン）
1990年2月24日の彗星、
ラ・シヤ天文台、 ESO 発見
によって発見された
ロドニーオースティン
発見日
1989年12月6日
代替指定
1990 V、1989c1
軌道特性A
近日点 .3497735 AU 偏心 1.0002278 傾斜
58.95559°
最後のペリヘリオン
1990年4月9日
コンテンツ
1 観察
2 科学的結果
2.1 スペクトラム 2.2 赤外線および無線観測
3 参考文献
4 外部リンク
観察
ロドニーオースティンは、1989年12月6日に8インチのシュミットニュートン望遠鏡で彗星を発見しました。これは彼の3回目の彗星発見でした。発見の時までに、彗星はまだ太陽から3億5000万キロメートル（2.42 AU）以上離れていたが、それでも非常に明るかったので、それは大きな物体であるに違いないことはすでに明らかでした。11等星（つまり、肉眼で知覚できるものの1/100の明るさ）。
すぐにさらに多くの観測が行われ、彗星の軌道が確立され、1990年4月9日に、彗星のペリヘリオン（太陽に最も近い軌道のポイント）を約5，300万キロメートルの距離で通過することがわかりました。太陽に最も近い惑星であるマーキュリーの軌道は、5月25日に地球から3800万キロメートル以内に到達します。この軌道は、1990年4月20日以降、北西の地平線より下の北半球で見られる可能性があることを示しています。日没後、そして日の出の直前の北東の地平線の上でさらに良く、そしてそれは壮大な天体の眺めであるであろう容易に観察可能な尾を発達させることが期待されました。 1を超える高い離心率は、それがオールトの雲からの動的に新しいオブジェクトであることを示しています。
彗星は発見時に太陽から83度伸びており、南半球ではほぼ周極星でした。彗星はゆっくりと北上し、1990年3月21日に赤道を通過しましたが、太陽からの伸びが約25度であるため、観測が困難でした。近日点通過後、彗星は太陽から徐々に離れ始め、地球に最も接近したとき、わし座の星座で太陽から100度離れて南に移動します。
1990年2月下旬に長いイオンテールが観測された。しかし、彗星がヘリウム周辺に近づくと、太陽から1.56〜1.27 AU離れると、明るくなる速度が遅くなり始め、4月に再び活動が増加したが、彗星は最終的には、最大輝度で予想よりも約6等級暗くなり、2等級よりも暗くなり、ほとんどの観測者は+ 4〜 +6の最大輝度を報告しました。彗星は、1990年5月5日から5月25日まで肉眼で見えた後、肉眼で見えなくなっていました。
科学的結果
スペクトラム
1990年2月9日に
NTTによって観測されたジェット 発見時の彗星のスペクトルは、塵からのヒドロキシル放出と連続体の存在を示しましたが、塵の存在は異常に低いことが注目されました。スペクトルは、シアン化物、CO2 +、二原子炭素などのガスの存在も明らかにしました。彗星のスペクトルをさらに観察すると、禁止された酸素線（1128Å）の存在と、ヘリウム、アルゴン、および二原子窒素に起因する特徴の欠如が明らかになりました。
IRAMのラジオ望遠鏡による彗星のミリメートルスペクトルは、シアン化水素、ホルムアルデヒド、硫化水素、およびメタノールの存在を示し、後者の2つが彗星のスペクトルで初めて観測されました。
赤外線および無線観測
彗星は1990年5月6日にCOBE衛星によって赤外線で画像化され、12および25マイクロメートルで6度の長さのダストテールの存在を明らかにしました。尾は、彗星のダスト生成率の変動に起因する複雑な構造を示しました。510+510 −205kg /秒。彗星の核は主に直径20マイクロメートルの粒子で覆われていると推定されました。彗星は、8〜12マイクロメートルのフィルターを備えたGolden Gopher赤外線カメラでも観測されました。このカメラを初めて使用して、彗星を観測しました。画像はジェットや砲弾の存在を示さず、コマはわずかに伸びているように見えました。これらの観測から、彗星は5月6日に毎秒約1トンの物質を失い、5月12日に毎秒570キロに落ちたと推定されました。
旋光計で彗星を観測したところ、彗星に共通する特徴であるジェットやシェルの存在が明らかになりました。また、彗星の塵の粒子は通常よりも高いアルベドを持っていることが観察されました。他の光偏光観測では、主なダスト粒子のサイズは0.1〜0.5μmであると推定されました。シアン化物と二原子炭素の分極は予測値に近いが、三原子炭素の分極は予測値よりも低かった。
1990年5月13日、オースティン彗星の尾がクエーサー 3C 441の前を通過すると、電波のシンチレーションが強化されました。
参考文献
^ Machholz、Don E.（1994年4月）。「CometAustin1989c1：何が悪かったのですか？」。散歩する天文学者。37（4）：171–176。Bibcode：1994JALPO..37..171M。
^ “”ESO –eso9004-オースティン彗星がロングテールを開発””。ESO 。
^ 「コメットオースティン」。archive.stsci.edu。1998年4月8日。
^ GREEN、JC; 現金、W。; クック、TA; STERN、SA（1991年1月25日）。「910から1180Aまでのオースティン彗星のスペクトル」。科学。251（4992）：408–410。土井：10.1126 /science.251.4992.408。PMID 17775104。S2CID 27583710。
^ Bockelée-Morvan、Dominique; コロム、ピエール; クロビジエ、ジャック; Despois、Didier; ポーバート、ガブリエル（1991年3月）。「オースティン彗星（1989c1）における硫化水素とメタノールのマイクロ波検出」。自然。350（6316）：318–320。Bibcode：1991Natur.350..318B。土井：10.1038 / 350318a0。S2CID 4335844。
^ Lisse、CM; Freudenreich、HT; ハウザー、MG; Kelsall、T。; Moseley、SH; リーチ、WT; シルバーバーグ、RF（1994年9月）。「COBE /拡散赤外線バックグラウンド実験によるオースティン彗星（1990V）の赤外線観測」。アストロフィジカルジャーナル。432：L71。Bibcode：1994ApJ … 432L..71L。土井：10.1086 / 187514。
^ Fomenkova、MN; ジョーンズ、B。; ピーニャ、RK; Puetter、RC; マクファデン、LA; アブニー、F。; Gehrz、RD（1993年12月）。「オースティン彗星の熱赤外線高解像度イメージング」。イカルス。106（2）：489–498。Bibcode：1993Icar..106..489F。土井：10.1006 /icar.1993.1187。
^ イートン、N。; スカロット、SM; Gledhill、TM（1992年9月15日）。「オースティン彗星の偏光研究」。王立天文学会月報。258（2）：384–386。土井：10.1093 / mnras /258.2.384。
^ ジョシ、UC; セン、AK; デシュパンデ、MR; チャウハン、JS（1992年9月）。「オースティン彗星の光偏光測定研究」。Journal of Astrophysics andAstronomy。13（3）：267–277。Bibcode：1992JApA … 13..267J。土井：10.1007 / BF02702294。S2CID 119723641。
^ Janardhan、P; Alurkar、SK; ボブラ、AD; Slee、OB（1991）。「オースティン彗星による電波源シンチレーションの強化（1989c1）」。物理学のオーストラリアジャーナル。44（5）：565 Bibcode：1991AuJPh..44..565J。土井：10.1071 / PH910565。
外部リンク
C / 1989 X1でJPL小型ボディデータベース
接近アプローチ ・ 発見 ・ 天体暦 ・ 軌道図 ・ 軌道要素 ・ 物理パラメータ
オースティン彗星1989c1：何が悪かったのですか？”