۱۷پی هولمز

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به ناوبری پرش به جستجو
فارسیEnglish
۱۷پی\هولمز
17pHolmes 071104 eder vga.jpg
اکتشاف
کشف‌کننده: ادوین هولمز
تاریخ کشف: ۶ نوامبر ۱۸۹۲
(تارخ ژولینی ۲۴۵۴۴۰۰٫۵)
نام‌گذاری‌ موقت: 1892V1; 1892III
1892f; 1899L1
1899II; 1899d
1906III; 1906f
1964O1; 1964X
1964i; 1972I
1971b; 1979IV
1979f; 1986V
1986f; 1993VII
1993i
مشخصات مداریالف
دوره: ۲۷ اکتبر ۲۰۰۷
اوج: ۵٫۱۸۳۶۱۰ واحد نجومی
نزدین: ۲٫۰۵۳۲۱۸ واحد نجومی
نیم‌قطر بزرگ: ۳٫۶۱۸۴۱۴ واحد نجومی
برون‌مرکزی: ۰٫۴۳۲۵۶۴
دوره تناوب: ۶٫۸۸۲۹۹۴ سال ژولینی
تمایل مداری: ۱۹٫۱۱۲۶°
نزدین قبلی: ۴ می ۲۰۰۷
نزدین بعدی: ۲۲ مارس ۲۰۱۴

۱۷پی هولمز دنباله‌داری دوره‌ای در سامانه خورشیدی‌مان است، که توسط منجم آماتور بریتانیائی ادوین هولمز در ۶ نوامبر ۱۸۹۲ کشف شده‌است. فقط در مدت ۴۲ ساعت در اکتبر ۲۰۰۷، از قدر حدود ۱۷ به حدود ۲٫۸ درخشان شده‌است. این به مفهوم تغییر درخشندگی بیش از نیم میلیون بار است. و این شناخته‌ترین واپاشی یک دنباله‌دار است. در ۹ نوامبر ۲۰۰۷، برای مدتی گیسوی هولمز وسیع‌ترین جرم دستگاه خورشیدی بود، حتی وسیع تر از خورشید. (اگر چه در استانداردهای دستگاه خورشیدی، جرم دنباله‌دار بسیار کم است.)


اکتشاف[ویرایش]

Comet-holmes-1892.jpg

ادوین هولمز به طور منظم کهکشان آندرومدا (M31) را رصد می‌کرد، او در ۶ نوامبر ۱۸۹۲ در حالی که M31 را رصد می‌کرد دنباله‌دار ۱۷پی هولمز را کشف کرد. ادوین هولمز توانست این دنباله‌دار را کشف کند چون قدر آن مشابه واپاشی ۲۰۰۷ دچار تغییر شده بود، ۱۷پی هولمز قبل از محو شدن از حد دیدپذیری به مدت چند هفته با قدر ۴ تا ۵ درخشان شده بود.

کشف دنباله‌دار توسط ادوارد والتر ماندر (رصد خانه سلطنتی، گرینویچ، انگلستان)، ویلیام هنری ماو (انگلستان)، کید (برام لی، انگلستان) مورد تائید قرار گرفت، و کشف‌های مستقل دیگری در ۸ نوامبر توسط توماس داوید اندرسون (ادینبورگ، اسکاتلند) و در ۹ نوامبر توسط مایک برون (ویلکس، آمریکا)، و جون اِوِن داویسون (ماکای، کوئنزلند، استرالیا) انجام شده بودند.

اولین مدارهای بیضی شکل ۱۷پی هولمز توسط هنریچ کریتز و جِورج ماری سِیرل مستقلانه محاسبه شده بودند. سرانجام تاریخ حضیض، ۱۳ ژوئن و دروه تناوب مداری، ۶٫۹ سال تعیین شد.

دنباله‌دار ۱۷پی هولمز در سال‌های ۱۸۹۹ و ۱۹۰۶ رصد شده بود، اما بعد از ۱۹۰۶ تا وقتی که در ۱۶ ژولای ۱۹۶۴ توسط الزابت رِاُمِر (رصدخانه دریایی آمریکا، فلاگ ستاف، آریزونا، آمریکا) بازیافت شد گم شده بود. با کمک پیش بینی‌های کامپیوتری برین جی مارسدن، دنباله‌دار پس از هر برگشتِ مجدد، رصد شده است.

واپاشی ۲۰۰۷[ویرایش]

در ۲۵ اکتبر ۲۰۰۷ دنباله‌دار شبیه یک ستارهٔ جدید در صورت فلکی برساوش دیده می‌شد.

بین ۲۳ – ۲۴ اکتبر ۲۰۰۷، دنباله‌دار هولمز خیلی درخشان تر شد، فقط در مدت چند ساعت از قدر ۱۷ به قدر ۲٫۵ رسید. یعنی حدود ۱۵ قدر یا یک میلیون بار درخشان تر از شب قبل. خبر این فوران عظیم به سرعت در اینترنت پخش می‌شود و منجمان آماتور و اخترشناسان حرفه‌ای با گرایش رصد و تحلیل دنباله‌دارها در کشورهای مختلف منتظر شب می‌مانند تا در آسمان صاف هولمز را جستجو کنند. دنباله‌دار که تا شب قبل، فقط با تلسکوپ‌های بزرگ‌تر از یک متر دیده می‌شد حالا حتی از بزرگ‌ترین شهرهای جهان با چشم غیر مسلح همچون ستاره‌ای از قدر دوم پیدا بود. اولین شخصی که این تغییر را گزارش کرد جی ای هنری کوئز سانتانا از تِنِریف در کانرای ایسلند بود؛ او در تصویر سی سی دی از دنباله‌دار کم فروغ هولمز پدیده عجیبی را می‌بیند. دنباله‌دار که تا ساعاتی قبل از قدر ۱۷ و دور از دسترس بیشتر تلسکوپهای آماتوری بود، اکنون به قدر ۱۰ رسیده است. او به سرعت گزارش خود را به رصدگران دیگر و گروه اینترنتی رصدگران دنباله‌دار می‌فرستد. دقایقی بعد رامون نِوز از بارسلونا قدر دنباله‌دار را ۷٫۳ اطلاع داد. ساعاتی بعد رصدگری از ژاپن آن را از قدر ۷ گزارش می‌کند و کمتر از ۲۴ بعد در شامگاه ۲۴ اکتبر رصدگرانی از اروپا و ایران آن را ناباورانه از قدر ۲٫۵ می‌بینند. مشاهده آن به آسانی با چشم برهنه به صورت ستاره‌ای زرد رنگ در برساووش امکان داشت، و در ۲۵ اکتبر ۱۷پی هولمز به عنوان سومین ستاره درخشان در آن صورت فلکی مطرح شد. هولمز از ابتدای شب تا سپیده دم در آسمان شمالی دیده می‌شد و هزاران هزار رصدگر با چشم برهنه یا ابزارهای پیچیده، حتی از برخی عرض‌های نیم کره جنوبی، به تماشای تحول آن نشستند. این فوران سریع یکی از عجیب‌ترین پدیده‌های تاریخ نجوم، دست کم در یک قرن گذشته بوده است.

در حالی که تلسکوپ‌های بزرگ جزئیات دنباله‌دار را درحد عالی نشان می‌دادند، تا ۲۶ اکتبر رصدهای چشم برهنه منظره‌ای شبیه یک ستاره ارائه می‌کرد. بعد از این تاریخ، رصدهای چشم برهنه نیز هولمز را بیشتر شبیه به دنباله‌دار معرفی کرد. هنگام واپاشی ۲۰۰۷ هولمز، دنباله‌دار در نزدیکی مقابله با زمین بود، و از آنجائی که گیسوی دنباله در جهت خلاف خورشید قرار داشت، منجمان از زمین گیسوی هولمز را در امتداد هسته می‌دیدند. و این دنباله‌دار را به شکل کرهٔ درخشان نمایان می‌کرد.

بنا بر محاسبات مداری و درخشندگی، قبل از واپاشی ۲۰۰۷، هسته دنباله‌دار در حدود ۳٫۴ کیلومتر تخمین زده شده بود. بعد از اکتبر ۲۰۰۷ قطر ظاهری دنباله از ۳٫۳ دقیقه قوسی به ۱۳ دقیقه قوسی افزایش یافت؛ حدود نیم قطر ظاهری ماه در آسمان. چنین قطری ظاهری در فاصله حدود ۲ واحد نجومی، به این معنی است که قطر واقعی دنباله‌دار به بیش از ۱ میلیون کیلومتر رسیده است، یا حدود ۷۰ در صد قطر واقعی خورشید. برای مقایسه، فاصله ماه از زمین ۳۸۰٬۰۰۰ کیلومتر است. بنابراین، هنگام واپاشی ۲۰۰۷ دنباله‌دار هولمز، کره‌ای قطورتر از قطر مدار ماه به دور زمین بود. در ۹ نوامبر ۲۰۰۷ قطر جو رقیق دنباله‌دار ۱۷پی هولمز ۱٫۴ میلیون کیلومتر (۰٫۹ میلیون مایل) محاسبه شد.

در ۲۵ اکتبر ۲۰۰۷ دنباله‌دار هولمز بزرگ‌ترین جرم یکتا در سامانه خورشیدی بود، حتی بزرگ‌تر از خورشید!

این کار توسط راحیل استیونسون، جان کلِینا، پدرو لاسردا از انستیتو نجوم دانشگاه هاوائی انجام شد. آنها در رصدها از دوربین میدان-عریض روی تلسکوپ کانادا-فرانسوی هاوائی (سی اف اچ تی) استفاده کردند. این دوربین هنوز یکی از معدود ابزارهای حرفه‌ای است که قادر به ضبط کل دنباله‌دار در یک عکس می‌باشد. بین یانگ، نونُ پِگزین هو و داوید جِویت سایر منجمانی بودند که در فعالیت دانشگاه هاوائی بر روی دنباله‌دار مطالعه می‌کردند. در ۹ نوامبر ۲۰۰۷، دنباله‌دار در منطقه‌ای به وسعت بزرگ‌تر از خورشید پراکنده شد، به طور خلاصه چیزی معادل وسعت بزرگ‌ترین جو در دستگاه خورشیدی.

فرضیه‌های واپاشی ۲۰۰۷[ویرایش]

معمولاً واپاشی در دنباله‌دارها چندان غیر عادی نیست. و به طور کلی عامل فوران دنباله‌دارها را می‌توان به صورت زیر بیان کرد:

  • عبور دنباله‌دار از میان توده غنی از شهابواره‌های به جا مانده از دنباله‌داری دیگر.
  • برخورد ذرات فوران خورشیدی CME (در دنباله‌دارهای نزدیک به خورشید)
  • تکه‌تکه شدن هسته دنباله‌دار در اثر تجربه یک جذر و مد گرانشی

در همه این عوامل آن چه رخ می‌دهد تغییراتی در هسته دنباله‌دار است. هسته واپاشی شده سطح قبلی خود را از دست می‌دهد. و هنگامی که سطح تازه هسته دنباله‌دار در معرض تابش شدید خورشید قرار می‌گیرد فوران‌های جت مانندی از گاز و غبار از سطح تازه هسته به فضا پرتاب می‌شود، و از سوی دیگر بخشی از گاز حبس شده در ساختار متخلخل هسته دنباله‌دار در فضا منتشر شده، و در نتیجه گیسو از این گاز تازه و غبار بازتاب کننده، غنی می‌شود و بسیار پرنورتر از قبل می‌درخشد.

اما هیچ یک از عوامل گفته شده، فرضیه خوبی در باره علت واپاشی هولمز نیستند چرا که این دنباله‌دار از میان توده شهابواره‌ها عبور نکرده است، همچنین به دلیل فاصله زیاد از خورشید و دور بودن از سیاره زاوش (مشتری) برخورد ذرات فوران خورشیدی و تکه‌تکه شدن هسته نمی‌تواند داستانی منطقی باشد.

هسته ثانویه[ویرایش]

نمای تلسکوپ هابل از بخش مرکزی گیسوی دنباله‌دار هولمز

علت احتمالی چنین فوران هائی را می‌توان وجود قمرواره‌ای در اطراف هسته اصلی دانست. این قمر یخی کوچک، که شاید بر اثر برخورد یا فوران پیشین از هسته جدا شده، در مداری بسیار نزدیک به آن قرار دارد و هر از گاهی چنان نزدیک می‌شود که سبب فوران انبوه گاز و غبار می‌شود. این در حالی است که نمونه هائی از اقمار و خرده سیاره‌های چندتائی، در کمربند سیارک‌ها و کمربند کوئی پر مشاهده شده است.

دنباله‌دار ۴۱پی تاتل- جیاکوبینی- کرسک عامل ارائه این فرضیه توسط فرد ویپل بود. این دنباله‌دار در نزدیکی حضیض سال ۱۹۷۳ ناگهان از قدر ۱۴ به قدر ۴ رسید. اما هیچ نشان قطعی از وجود چنین قمری در این دنباله‌دار هنوز موجود نیست.

این فرضیه درباره فوران هولمز چندان قوی نیست، چراکه تصاویر تلسکوپ هابل نتوانست هسته ثانویه یا نشانه‌ای از قمرواره اطراف هولمز را نشان دهد.

فروریزش داخلی[ویرایش]

بیشتر دنباله‌دارها ساختار کلوخه‌ای دارند. تکه صخره‌های به جا مانده از ابر اولیه منظومه شمسی که بر اثر برخورد به هم وصل و به این خرده سیاره‌های چندکیلومتری تبدیل شدند گرانش کافی برای فروریزش، چگال شدن و در نتیجه خرد کردن اجزای درونی و پر کردن فاصله‌های تهی مانده از این کلوخه‌ها را نداشته‌اند.

بنابراین ممکن است بر اثر تغییرات درونی هسته، اختلاف دما در بخش‌های مختلف آن یا فشارهای گرانش از سوی عوامل بیرونی، سبب فروریزش بخشی از هسته و ریزش پوسته سطحی شده یا شکافی در پوسته ایجاد و حجم عظیمی از گاز حبس شده در ساختار متخلخل هسته در فضا منتشر شود.

احتمالاً فروریزش داخلی علت اصلی واپاشی ۲۰۰۷ بوده است، و عبور دنباله‌دار هولمز در ژانویه ۲۰۰۴ از ۱٫۵ واحد نجومی سیاره زاوش (مشتری) که باعث کاهش فاصله حضیض از ۲٫۱۷ به ۲٫۰۵ واحد نجومی شد عامل آغازین این فوران بوده است. چنین ملاقات‌هایی با سیارات بزرگ به خودی خود ممکن است در هسته تغییراتی ایجاد کند و فورانی را شکل دهد؛ اما حتی اگر این اتفاق نیفتد، در نتیجهٔ کاهش ناگهانی حضیض مداری به دلیل افزایش شدت تابش و باد خورشیدی، شرایط برای فوران مهیا می‌گردد.

منابع[ویرایش]

پیوند به بیرون[ویرایش]

17P/Holmes
17pHolmes 071104 eder vga.jpg
Comet 17P/Holmes and its blue ion tail
(taken on November 4, 2007)
Discovery
Discovery dateNovember 6, 1892
Alternative
designations
1892 V1; 1892 III;
1892f; 1899 L1;
1899 II; 1899d;
1906 III; 1906f;
1964 O1; 1964 X;
1964i; 1972 I;
1971b; 1979 IV;
1979f; 1986 V;
1986f; 1993 VII;
1993i
Orbital characteristics A
EpochOctober 27, 2007 (JD 2454400.5)
Aphelion5.183610 AU
Perihelion2.053218 AU
Semi-major axis3.618414 AU
Eccentricity0.432564
Orbital period6.882994 a
Inclination19.1126°
Last perihelionMarch 27, 2014[1][2]
May 4, 2007[1]
Next perihelionFebruary 19, 2021[3]

Comet Holmes (official designation: 17P/Holmes) is a periodic comet in the Solar System, discovered by the British amateur astronomer Edwin Holmes on November 6, 1892. Although normally a very faint object, Holmes became notable during its October 2007 return when it temporarily brightened by a factor of about half a million, in what was the largest known outburst by a comet, and became visible to the naked eye. It also briefly became the largest object in the Solar System, as its coma (the thin dissipating dust ball around the comet) expanded to a diameter greater than that of the Sun (although its mass remained minuscule).[4]

Discovery

1892 November 10, near the Andromeda Galaxy

Comet Holmes was discovered by Edwin Holmes on November 6, 1892, while he was conducting regular observations of the Andromeda Galaxy (M31).[5][6] Its discovery in 1892 was possible because of an increase in its magnitude similar to the 2007 outburst; it brightened to an approximate magnitude of 4 or 5 before fading from visibility over a period of several weeks.[7]

The comet's discovery was confirmed by Edward Walter Maunder (Royal Observatory, Greenwich, England), William Henry Maw (Kensington, London, England), and B. Kidd (Bramley, Surrey, England).[5][6] Independent discoveries were made by Thomas David Anderson (Edinburgh, Scotland) on November 8 and by Mike Brown (Wilkes, USA) and by John Ewen Davidson (Mackay, Queensland, Australia) on November 9.[8]

The first calculations of the elliptical orbit of 17P/Holmes were done independently by Heinrich Kreutz and George Mary Searle. Additional orbits eventually established the perihelion date as June 13 and the orbital period as 6.9 years. These calculations proved that the comet was not a return of Biela's Comet.

The 1899 and 1906 appearances were observed, but the comet was lost (see Lost comet) after 1906 until it was recovered on July 16, 1964, by Elizabeth Roemer (US Naval Observatory Flagstaff Station, Arizona, United States). Aided by the computer predictions of Brian G. Marsden, the comet has been observed on every subsequent return.

2007 outburst

During its 2007 return, Holmes unexpectedly brightened from a magnitude of about 17 to about 2.8 in a period of only 42 hours, making it visible to the naked eye. This represents a change of brightness by a factor of about half a million and is the largest known outburst by a comet. The outburst took place from October 23 to 24, 2007.[9][10] The first person reportedly to notice a change was J. A. Henríquez Santana on Tenerife in the Canary Islands; minutes later, Ramón Naves in Barcelona noticed the comet at magnitude 7.3.[10] It became easily visible to the naked eye as a bright yellow "star" in Perseus,[11][12] and by October 25 17P/Holmes appeared as the third-brightest "star" in that constellation.[10]

Although large telescopes had already shown fine-scale cometary details, naked-eye observers saw Holmes as merely star-like until October 26.[11] After that date, 17P/Holmes began to appear more comet-like to naked-eye observers.[11] This is because during the comet's outburst, its orbit took it to near opposition with respect to Earth, and because comet tails point away from the Sun, Earth observers were looking nearly straight down along the tail of 17P/Holmes, making the comet appear as a bright sphere.

Based on orbital computations and luminosity before the 2007 outburst, the comet's nucleus was estimated at 3.4 km.[13]

Comet Holmes not only became brighter, but it also swelled in size as its coma expanded. In late October 2007 the coma's apparent diameter increased from 3.3 arcminutes to over 13 arcminutes,[14] about half the diameter of the Moon in the sky. At a distance of around 2 AU, this means that the true diameter of the coma had swelled to over 1 million km,[15] or about 70% of the diameter of the Sun. By comparison, the Moon is 380,000 km from Earth. Therefore, during the 2007 outburst of Comet Holmes the coma was a sphere wider than the diameter of the Moon's orbit around Earth. In November 2007, the coma had dispersed to a volume larger than the Sun, briefly giving it the largest extended atmosphere in the Solar System.[4][16]

The cause of the outburst is not definitely known. The huge cloud of gas and dust may have resulted from a collision with a meteoroid, or, more probably, from a build-up of gas inside the comet's nucleus that eventually broke through the surface.[17] However, researchers at the Max Planck Institute suggest in a paper published in Astronomy and Astrophysics that the brightening can be explained by a thick, air-tight dust cover and the effects of H2O sublimation, with the comet's porous structure providing more surface area for sublimation, up to one order of magnitude greater. Energy from the Sun – insolation – was stored in the dust cover and the nucleus within the months before the outburst.[18]

The comet remained visible in February 2008 though it had become a challenging target at about magnitude +5 in the constellation Perseus. It had expanded to greater than 2 degrees of arc as seen from Earth, and thus had very little surface brightness.

An outburst of 3–4 magnitudes occurred in January 2015, but still required a large telescope to be seen.[19]

References

Comet 17P/Holmes, 2007/11/02
  1. ^ a b Seiichi Yoshida (2009-04-12). "17P/Holmes". Seiichi Yoshida's Comet Catalog. Retrieved 2010-02-24.
  2. ^ Syuichi Nakano (2011-05-19). "17P/Holmes (NK 2100)". OAA Computing and Minor Planet Sections. Retrieved 2012-02-18.
  3. ^ "17P/Holmes Orbit". Minor Planet Center. Retrieved 2014-06-16.
  4. ^ a b Jewitt, David (2007-11-09). "Comet Holmes Bigger Than The Sun". Institute for Astronomy at the University of Hawaii. Retrieved 2007-11-17.
  5. ^ a b Holmes, Edwin (1892). "Discovery of a New Comet in Andromeda". The Observatory. 15: 441–443. Bibcode:1892Obs....15..441H.
  6. ^ a b "Meeting of the Royal Astronomical Society, Friday, November 11, 1892". The Observatory. 15: 417–424. 1892. Bibcode:1892Obs....15..417.
  7. ^ Editors. "Comet Holmes Stays Bright, Enlarges in the Evening Sky", Sky and Telescope, 27 October 2007. Retrieved 29 October 2007.
  8. ^ Davidson, J. E. "Comet e, 1889," The Observatory, July 1890, Vol. 13, pp. 247. Retrieved 27 October 2007.
  9. ^ Gunn, Angela. "Flash News Flash! Archived 2007-06-25 at the Wayback Machine," USA Today Tech Space, 24 October 2007. Retrieved 25 October 2007.
  10. ^ a b c Roger W. Sinnott (October 24, 2007). "Comet Holmes Undergoes Huge Outburst". Sky & Telescope. Archived from the original on 2007-10-27. Retrieved 2007-10-25.
  11. ^ a b c Fischer, Daniel. "Incredible comet eruption: from under 17th to 3rd magnitude in hours!," The Cosmic Mirror, #306, 24 October 2007. Retrieved 25 October 2007.
  12. ^ Skymap: late October 2007, Northeast, after sunset, Spaceweather.com. Retrieved 28 October 2007
  13. ^ Primary measurements, Chris L. Peterson Cloudbait Observatory, Colorado, The coma size values plotted at the bottom of this page are primary measurements. They were obtained using conventional methods: individual short CCDs images were made in order to avoid saturation, and these were then calibrated with bias, flat, and dark frames and summed to increase the image dynamic range. Each stacked image (for the 5 nights of data) was astrometrically calibrated (using Pinpoint) for scale, and the intensity profile of the coma measured with a standard tool (in this case, the line profile tool in MaximDL). The resulting profiles were exported to Excel, normalized to the same gain, and the width measured against the noise floor. The best reference is the plotted data itself.
  14. ^ Primary measurements, (see luminosity graph; bottom of page) Cloudbait Observatory, Colorado
  15. ^ 2 AU×(~150 Gm/AU)×sin(13 arcmin) ≈ 1.1 million km
  16. ^ Britt, Robert (2007-11-15). "Incredible Comet Bigger than the Sun". Space.com. Retrieved 2008-04-30.
  17. ^ "Comet Holmes brightens in retreat", BBC NEWS, 30 October 2007
  18. ^ Altenhoff, W. J.; Kreysa, E.; Menten, K. M.; Sievers, A.; Thum, C.; Weiss, A. (2009). "Why did Comet 17P/Holmes burst out? Nucleus splitting or delayed sublimation?". Astronomy and Astrophysics. 495 (3): 975–978. arXiv:0901.2739. Bibcode:2009A&A...495..975A. doi:10.1051/0004-6361:200810458.
  19. ^ Comet 17P/Holmes: report on brightest outburst since 2007
  20. ^ Nasa 3D simulation of orbit for 17P/Holmes (Java Applet)

External links

Numbered comets
Previous
16P/Brooks
Comet Holmes Next
18D/Perrine–Mrkos