C/2002 O4 (Hoenig) war ein Komet, der im Jahr 2002 nur mit optischen Hilfsmitteln beobachtet werden konnte. Bei seiner Annäherung an die Sonne begann er sich aufzulösen.
| C/2002 O4 (Hoenig)[ i ] | |
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| Eigenschaften des Orbits (Animation) Epoche: 12. August 2002 (JD 2.452.498,5)
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| Orbittyp | hyperbolisch s. Kap. Umlaufbahn |
| Numerische Exzentrizität | 1,00083 |
| Perihel | 0,776 AE |
| Neigung der Bahnebene | 73,1° |
| Periheldurchgang | 1. Oktober 2002 |
| Bahngeschwindigkeit im Perihel | 47,8 km/s |
| Geschichte | |
| Entdecker | Sebastian F. Hönig |
| Datum der Entdeckung | 22. Juli 2002 |
| Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten von JPL Small-Body Database Browser. Bitte auch den Hinweis zu Kometenartikeln beachten. | |
Der deutsche Amateurastronom Sebastian F. Hönig aus Dossenheim suchte bereits seit fast 5 Jahren nach Kometen. Am frühen Morgen des 22. Juli 2002 wollte er nur ein wenig mit seinem 25-cm-Teleskop den Himmel beobachten, als er ein schwaches und diffuses Objekt entdeckte. Er hatte keine Sternkarten bei sich und sein Teleskop war nicht exakt ausgerichtet, daher konnte er nur eine ungefähre Position notieren, aber das Objekt schien sich definitiv zu bewegen. Er meldete seine Entdeckung an das Central Bureau for Astronomical Telegrams und bat andere Kometenjäger um Überprüfung seiner Beobachtung. Erst fünf Tage später konnte der Komet durch einen japanischen Amateurastronomen wieder aufgefunden und die Entdeckung offiziell bestätigt werden. Es war dies die erste visuelle Kometenentdeckung in Deutschland seit 1946 (Komet C/1946 K1 (Pajdusakova-Rotbart-Weber)).[1][2]
Der Komet hatte zum Zeitpunkt seiner Entdeckung eine Helligkeit von etwa 12 mag und war noch etwa 1,5 AE von der Sonne und 0,8 AE von der Erde entfernt. Er war für Beobachter auf der Nordhalbkugel während der ganzen Nacht zu beobachten. Die Helligkeit des Kometen nahm zunächst rasch zu bis auf etwa 8 mag, aber ab Mitte August, als der Komet in geringem Abstand von etwa 10° am Polarstern vorbeiging, stieg sie nicht mehr weiter an. Gegen Ende September gab es erste Meldungen darüber, dass der Komet sehr diffus erscheine und Anzeichen von Auflösung zeige. Am 10. Oktober konnte nur noch ein schwacher Rest des Schweifs gefunden werden, vom Kern gab es keine Anzeichen mehr. Dieselbe Situation zeigten auch noch weitere Aufnahmen bis Anfang November.[3]
Hönig erhielt im Jahr 2003 gemeinsam mit vier Entdeckern anderer Kometen den Edgar Wilson Award.[4]
Mit dem 3-m-Teleskop der Infrared Telescope Facility (IRTF) auf dem Mauna Kea wurde Anfang August ein Spektrogramm des Kometen aufgenommen und die Emissionslinien von Silicaten gefunden.[5]
Nach dem beobachteten Verschwinden des Kometen wurde dessen Schicksal sehr intensiv durch Zdenek Sekanina untersucht. Er kam zu folgender Interpretation der Beobachtungsergebnisse:
Alle Anzeichen deuten nach Sekanina demnach darauf hin, dass sich der Komet vollständig aufgelöst hat.[3]
Für den Kometen konnte aus 1205 Beobachtungsdaten über einen Zeitraum von 58 Tagen eine (temporär?) hyperbolische Umlaufbahn bestimmt werden, die um rund 73° gegen die Ekliptik geneigt ist.[6] Die Bahn des Kometen steht damit steil angestellt zu den Bahnen der Planeten. Im sonnennächsten Punkt (Perihel), den der Komet am 1. Oktober 2002 durchlaufen hat, war er noch etwa 116,1 Mio. km von der Sonne entfernt und befand sich damit im Bereich zwischen den Umlaufbahnen der Venus und der Erde. Letzterer hatte er sich bereits am 10. August bis auf etwa 97,2 Mio. km (0,78 AE) angenähert und der Venus war er am 2. September bis auf etwa 134,7 Mio. km nahegekommen.[7]
Die in der JPL Small-Body Database angegebenen Bahnelemente, die keine nicht-gravitativen Kräfte auf den Kometen berücksichtigen, sind nicht geeignet, die ursprüngliche Bahn des Kometen daraus abzuleiten. Bereits vor seiner Entdeckung hatte der Komet begonnen, massiv Staub auszustoßen, so dass die beobachtete Bahn bis zu seiner endgültigen Auflösung stark durch nicht-gravitative Effekte beeinflusst war. Daher kann auch seine Bahn vor seiner Annäherung an das innere Sonnensystem nicht mit Sicherheit bestimmt werden. Es ist mit nahezu gleicher Wahrscheinlichkeit möglich, dass er auf einer hyperbolischen Bahn aus dem interstellaren Raum kam, wie dass er auf einer sehr langgestreckten elliptischen Bahn aus der Oortschen Wolke kam.[3]