Bis zu seinem endgültigen Verschwinden in der Abenddämmerung gegen Mitte Mai 1997 wurde Komet C/1995 O1 (Hale-Bopp) ausgiebig beobachtet, und nicht wenige empfanden ein wenig Trauer als er zum letzten Mal hinter Wolken, Häusern oder entfernten Gebirgszügen verschwand, war er doch über viele Wochen hinweg ein verläßlicher Begleiter am nördlichen Himmel gewesen. Für viele, auch für mich, kam das Ende unerwartet rasch (wobei das Wetter wieder mal seinen Beitrag leistete). War er in den ersten Maitagen noch ein gut sichtbares Objekt mit deutlichem Staubschweif bei Dämmerungsende, so konnte er eine Woche später nur noch in der helleren Dämmerung beobachtet werden, wobei er dem bloßen Auge kaum mehr als ein hellerer, etwas verwaschener Stern erschien. Und noch eine Woche später war er selbst im Fernglas nur noch mühsam auszumachen.
Einen ganz anderen Anblick bot dieser Große Kometen des Jahres 1997 hingegen in der ersten, glücklicherweise weitgehend mondlosen, Aprilhälfte: Vom etwa -0.5m hellen Kopf zog sich der deutlich gekrümmte, helle Staubschweif bis hin zur Cassiopeia.
Dabei wurde er von Tag zu Tag länger und erreichte schließlich eine Länge von über 20°. Deutlich von diesem abgesetzt konnte der Gasschweif erkannt werden. Dieser stand fast senkrecht zum Horizont, doch hatte er sein Maximum bereits überschritten.
Während er in den ersten Apriltagen mit dem bloßen Auge noch gut erkennbar war, mußte man beim Auftauchen des Mondes bereits genauer hinsehen. Dafür bot er aber eine Reihe auffallender Strukturen, die sowohl im Fernglas als auch im Teleskop beeindruckten. Innerhalb der Koma war für das bloße Auge eine etwa 0.5m - 1.0m helle zentrale Kondensation auffällig. Die kernnahe Region zeigte weiterhin den spiralförmigen Jet und die hellen Enveloppen, die nun aber mehr und mehr auf die Ostseite der Koma wanderten.
In den letzten Apriltagen, als sich wieder ein schmales mondfreies Beobachtungsfenster öffnete, war Hale-Bopp dem Horizont deutlich näher gerückt. Dies und die auf 0.0m - 0.5m abgefallene Helligkeit führten dazu, daß er nicht länger das viele Wochen lang auffällige Objekt am Nordhimmel war. Der Gasschweif konnte selbst im Fernglas kaum noch ausgemacht werden, während der Staubschweif noch immer hell war. Auch im Teleskop waren nun deutliche Veränderungen erkennbar: Die Enveloppen wurden zunehmend schwächer, lediglich der innere spiralförmige Jet blieb auffallend.
In der ersten Maiwoche verabschiedete sich Hale-Bopp dann vom dunklen Himmel und tauchte in die Dämmerung ein. Noch konnte der Staubschweif des nunmehr zwischen 0.5m und 1.0m hellen Kometen mit dem bloßen Auge gut erkannt werden.
Deutlich waren die kernnahen Strukturen nun auf die östliche Seite der Koma gewandert, und der zwischenzeitlich schwächere Staubschweif stand weitaus steiler zum Horizont als drei Wochen zuvor. Vom Gasschweif war visuell hingegen so gut wie nichts mehr zu sehen. Auch Teleskopbeobachtungen wurden aufgrund des rapide schlechter werdenden Seeings immer schwieriger. Die eingegangenen Beobachtungen deuten jedoch darauf hin, daß die Enveloppen verschwanden und nur noch ein heller Jetfächer übrig blieb.
Die zweite Maiwoche brachte dann für fast alle FG-Beobachter das Ende der Sichtbarkeit. In jenen Tagen konnte er nur noch als nebliger Stern in der Dämmerung erkannt werden. Im Fernglas waren die ersten Grad des sich weiter drehenden Staubschweifs hingegen noch immer gut erkennbar. Im Teleskop konnte - allerdings in der hellen Dämmerung - am 8. Mai noch einmal eine interessante Veränderung beobachtet werden, ein heller Jet genau entgegengesetzt zum Jetfächer.
Von der zweiten April- bis zur ersten Junihälfte war er dann von der Südhalbkugel aus ein tief (h < 10°) über dem abendlichen Westhorizont stehendes Objekt. Danach für fast drei Wochen nahezu unsichtbar stieg er ab der zweiten Julihälfte nun steil am Morgenhimmel empor. Somit konnte Hale-Bopp bei der Passage der Erde durch die Kometenbahnebene (mit einem eventuell auftretenden spektakulären Gegenschweif) nur in der hellen Dämmerung beobachtet werden. Doch im August 1997 konnter er - noch horizontnah - wieder vor einem dunklen Himmel gesehen werden. Der von einigen Beobachtern geschilderte Anblick muß sehr ungewöhnlich gewesen sein: der noch immer flächenhelle Staubschweif erstreckte sich etwa 2° in Antisolarrichtung, machte dort einen scharfen Bogen und lief danach etwa 2-3° in Richtung Sonne!
Im Laufe des August und Septembers 1997 wurde Komet Hale-Bopp stetig schwächer und wies Ende Oktober nur noch eine Helligkeit von etwa 6.5m, einen Komadurchmesser von etwa 8' und einen Schweif von 0.5-1° Länge auf. Werner Hasubick gelangen im Oktober 1997 nochmals zwei Sichtungen des Kometen: am 6.10. konnte er ihn von der Insel Stromboli und am 11.10. von Taormina auf Sizilien aus beobachten. Allerdings stand der Komet zu Beginn der Morgendämmerung sehr tief über dem Horizont und war im 8x32-Feldstecher nicht besonders auffällig. Gemäß den vorliegenden Beobachtungen scheint er Anfang November letztmals mit dem bloßen Auge erkannt worden zu sein - fast 18 Monate nach der ersten freisichtigen Beobachtung und damit doppelt so lange wie der bisherige Rekordhalter, der Komet Flaugergues (1811 I)!
Ende Dezember 1997 und Anfang Januar 1998 zeigte Komet Hale-Bopp erneut einen Gegenschweif (die Erde kreuzte die Kometenbahnebene am 4.1.). Dieses Mal handelte es sich um ein ziemlich schmales, nadelförmiges Gebilde, das G. Garradd am 6.1. im 25cm-Newton visuell bis auf eine Länge von 1.5° ausmachen konnte. Zur gleichen Zeit schätzte er den deutlich helleren Staubschweif im 10x50-Fernglas auf eine Länge von 4.5° - signifikant länger als in den Wochen zuvor. ESO-Beobachtungen (u.a. durch H. Böhnhardt, R. West) zeigten ein 10" breites, 25' in Sonnenrichtung und 4° in Gegenrichtung weisendes, nadelförmiges Gebilde, das sich teilweise mit dem Staubschweif überlappte. Dieses Gebilde dürfte mit größter Wahrscheinlichkeit durch massereiche bis sehr massereiche Staubteilchen hervorgerufen worden sein, die sich mehr als 100 Tage zuvor vom Kern abgelöst hatten (IAUC 6812).
Mitte Januar 1998 war er nur noch 8.0m hell. Der Komadurchmesser wurde zu etwa 7' geschätzt, was immer noch einem absoluten Komadurchmesser von etwa 1.2 Mill. km entspricht. Während der Winter- und Frühjahrsmonate 1998 machte sich der Rückzug des Kometen aus dem inneren Sonnensystem weiter bemerkbar. Anfang Mai lag die Helligkeit des bereits 5.1 AE von der Sonne entfernten Kometen bei 9.5m. Der Durchmesser der noch immer gut kondensierten Koma (DC 5) betrug um die 3' (750.000 km), während die Schweiflänge bei etwa 0.1° lag. Mitte November wies die noch immer erkennbar kondensierte Koma eine Helligkeit von 10.5m und einen Durchmesser von etwa 1' auf.
Stefan Beck konnte den Kometen während seines Namibia-Aufenthalts im August 1998 nochmals fotografieren und beobachten: "Mit einem 80mm-Refraktor war von Hale-Bopp nichts mehr zu sehen, mit meinem 150/750-mm Newton gerade noch. Ich denke, seine Helligkeit lag knapp über 11m. Allerdings mit einem gut sichtbaren Kernbereich. Auf Aufnahmen ist ein kleines, helles Zentrum in einer dreieckförmig aufgefächerten Koma zu sehen. An meinem letzten Tag auf der Tivoli-Farm mußte ich natürlich noch einmal nach ihm Ausschau halten und so konnte ich Hale-Bopp am Morgen des 29.08.98 ein letztes Mal sehen. Nach über 3 Jahren nahm ich Abschied von ihm. Vielleicht läßt sich ja bei meiner nächsten geplanten Reise nach Tivoli im Jahr 2001 noch einmal eine Aufnahme von Hale-Bopp machen."
Bis zum Jahreswechsel war die Gesamthelligkeit des Kometen 11.0m abgesunken. Der innere Komabereich zeigte im Dezember 1998 (in einer Sonnendistanz von 7 AE!) allerdings einen größeren Helligkeitsausbruch: zwischen dem 11. und 21. Dezember stieg nach CCD-Beobachtungen von G.J. Garradd die Helligkeit der zentralen Kondensation um 3m an! A. Pearce stellte am 18.12. eine 1.0' große Koma im 20cm-Reflektor fest, bemerkte aber, daß der sternförmige false nucleus zu 90-95% zur Gesamthelligkeit beitrug. In der folgenden Nacht ließ die auffällige zentrale Kondensation die Koma sehr schwach aussehen. Bis zum 25.12. dehnte sich der helle Zentralbereich aus, wobei er langsam schwächer wurde. Dieses Verhalten ähnelt stark den Ausbrüchen des Kometen 29P/Schwassmann-Wachmann 1 (IAUC 7073).
Zur Jahresmitte 1999 war die Helligkeit des Kometen auf 12.5m zurückgegangen, die Koma wies einen Durchmesser von 1.5' auf. A. Pearce beobachtete am 20./21. Oktober und am 21./22. Oktober 1999 eine 14m helle Kondensation innerhalb der Koma des Kometen, die er visuell am 18. Oktober nicht bemerkte hatte. Das Auckland Observatorium bestätigte, daß der Komet am 22.10. eine deutlich kondensiertere Koma aufwies als am 15.10. (IAUC 7288). Dieser erneute Aktivitätsausbruch fand in einer Sonnendistanz von immerhin 9.6 AE statt! In jenen Tagen war Komet Hale-Bopp 12.7m hell und präsentierte eine knapp 1' kleine Koma (die sich aber in den Folgetagen ausdehnte). Am 13.12. ist er 10.0 AE von der Sonne entfernt, wobei die Helligkeit bis zum Jahresende auf 13.0m abgesunken sein dürfte.
Laut AFZ 540 wird der Komet sein nächstes Perihel im Jahr 4401 ± 5 Jahre erreichen. Sofern er bis 2010 weiterverfolgt werden kann, sollte die Unsicherheit auf unter 1 Jahr reduziert werden können.
Bis Mitte Mai 1998 gingen 1076 Beobachtungen (Schätzungen von Gas- und Staubschweif sind hierbei doppelt berücksichtigt) von 22 FG-Beobachtern ein. Für die nachfolgende Auswertung wurden zudem über 2.500 internationale Beobachtungen berücksichtigt.
Zeitliche Entwicklung der heliozentrischen Helligkeit vor dem Perihel
Zeitliche Entwicklung der heliozentrischen Helligkeit nach dem Perihel
Die Helligkeitsentwicklung stellt sich insgesamt kompliziert dar. Sicher ist auf jeden Fall der Bruch in der Helligkeitskurve im Sommer/Herbst 1996. Wie nachfolgend aufgelistet, bedingte dieser allerdings nur eine Verringerung der absoluten Helligkeit um etwa eine halbe Größenklasse. Detailliert dargestellt werden kann die Helligkeitsentwicklung vor dem Perihel auf der Basis der aktuell verfügbaren Datengrundlage nur mit 5 Phasen. Dabei stellt die Phase 2 (-250d bis -190d) allerdings die übergangsphase während des Helligkeitsbruchs dar, die mit einer Standardformel sicher nicht beschrieben werden kann. Ob die Unterscheidung zwischen den Phasen 3 (-190d bis -125d) und 4 (-125d bis -60d) langfristig Bestand haben wird, bleibt abzuwarten. Signifikant ist hingegen wieder die Phase 5 (-60d bis 0d): während der zwei Monate vor dem Perihel stieg die Helligkeit deutlich stärker an als in den übrigen Phasen. Die Helligkeitsentwicklung nach dem Perihel zeigt ebenfalls eine deutliche Wellezwischen +130d und +210d, in deutlich geringerem Sonnenabstand als vor dem Perihel.
Formelmäßig sieht die Helligkeitsentwicklung wie folgt aus:
t < -250d : m = -1.3m + 5×log D + 8.7×log r -250 < t < -190d : m ~ 2.2m + 5×log D + 2.5×log r -190 < t < -125d : m = -0.9m + 5×log D + 9.0×log r -125 < t < -60d : m = 0.0m + 5×log D + 6.6×log r -60 < t < 0d : m = -0.8m + 5×log D + 12.5×log r 0 < t < +210d : m = -1.0m + 5×log D + 8.0×log r t > 210d : m = -1.4m + 5×log D + 10.0×log r
Sofern man sehr großzügig über die unterschiedlichen Entwicklungsphasen hinwegsieht, kann man die Helligkeitsentwicklung vor dem Perihel auch mit den folgenden Formeln beschreiben:
Vor dem Perihel : m = -0.5m + 5×log D + 7.7×log r
Nach dem Perihel: m = -1.1m + 5×log D + 9.0×log r
Abgesichert ist nunmehr die Maximalhelligkeit, die Hale-Bopp erreichte: -0.7m. Schätzungen heller als -1.0m können nach derzeitigem Stand mit Sicherheit ausgeschlossen werden und haben wohl physiologische Ursachen bzw. es wurden tatsächlich die komanahen Schweifpartien mitgeschätzt.
Friedrich Wilhelm Gerber hat eine Zusammenfassung seiner spektroskopischen Beobachtungen des Kometenzugesandt. Demnach hat er visuelle Spektralbeobachtungen (mit einem 45°-Prisma vor dem 20x80-Fernglasbzw. mit einem Swan-Band- und Natriumfilter) vom 16.1. bis zum 17.4. durchgeführt. SpektroskopischeAufnahmen (mit dem 45°-Prisma vor einem 200mm-Teleobjektiv) gelangen ihm am 9./10., 11./12. und22. März, sowie am 7./8. und 11. April. Fast die einzige spektroskopische Überraschung wardas stark ausgeprägte Kontinuum. Ansonsten war Komet Hale-Bopp mit Mitteln der visuellen Spektroskopiebetrachtet, nicht eben aufregend.
Die visuellen Beobachtungen mit dem 45°-Prisma zeigten während der gesamten Sichtbarkeit einstarkes, sich zeitweise bis weit in den Schweif hinein erstreckendes Kontinuum. Dieses überstrahltedie sonst bei Kometen in vergleichbarer Sonnendistanz typischen Emissionen. Bei Benutzung einesSwan-Band-Filters erschien der Komet stets erkennbar schwächer als ohne. Mit dem Natriumfilterkonnte Komet Hale-Bopp bereits im Februar beobachtet werden; wobei es sich hierbei einzig und alleinum den gelben Bereich des Kontinuums handelte. Besondere Phänomene (Natriumschweif) waren nicht zubemerken.
Obwohl alle fotografischen Beobachtungen mit einem einheitlichen Filmmaterial durchgeführt wurden,ergibt der Vergleich von beinahe gleichzeitig entstandenen Aufnahmen gleicher Belichtungszeit mituntererhebliche Unterschiede im Spektrum des Kometen und seines Schweifes, die einer Erklärung bedürfen.War der Rot-Anteil der Koma und des Schweifs bei den ersten Aufnahmen (10. und 22.3.) noch starkausgeprägt, so hatte dieser am 7. und 8. April deutlich abgenommen. Einige Aufnahmen zeigen einenhellen Gelbanteil, der sich auf einer Aufnahme bis weit in den Schweif hinein erstreckt, auf eineranderen an eine typische Gelbemission erinnert, allerdings mit zwei Lichtknoten. Unterschiedlich hellund ausgedehnt präsentierte sich der Grün-Anteil des Spektrums. Der Blauanteil des kernnahen Koma-Spektrums war anfangs länger ausgebildet, wurde im Verlauf aber stetig kürzer. Mehrfach ist ein Lichtknoten im schwachen Kontinuum angedeutet, mit kurzer, schwacher Fortsetzung in den Staubschweif hinein. Dagegen ist der Gasschweif auf keiner der Aufnahmen auch nur angedeutet.
Helligkeit und scheinbarer Komadurchmesser
Bezüglich der Koma war die Abgrenzung zum inneren Staubschweif ab März 1997 sehr schwierig. Entsprechend schwanken auch die Angaben zwischen etwa 10' und 30'. Der kleine Wert enspricht in etwa der Ausdehnung der bereits im letzten "Schweifstern" erwähnten inneren Struktur, die ein wenig heller als die übrigen Komabereiche und nicht auf den Staub-, sondern auf den Gasschweif ausgerichtet war. Der große Wert wiederum scheint mir bereits Teile des Staubschweifs zu beinhalten. Insgesamt plädiere ich für einen Komadurchmesser zwischen 20' und 25' im Frühjahr 1997. Damit wäre der scheinbare Komadurchmesser zur Perihelzeit vergleichbar groß wie im Sommer 1996 gewesen. Nicht überraschend, da der Komet damals wesentlich weiter entfernt war, ist die Tatsache, daß der absolute Komadurchmesser seinen Maximalwert von etwa 2.5 Mill. km im Sommer 1996 erreichte. Bis zum Perihel nahm dieser dann kontinuierlich ab, lag aber immer noch bei erstaunlichen 1.5 Millionen km! Hochinteressant war die Morphologie der Koma ab Februar, als sich die parabelförmige Gestalt durch die Entstehung eines kurzfristig für Verwirrung sorgenden, deutlich dunkleren Bereichs hinter dem false nucleus ankündigte, der sich in den folgenden Tagen in Richtung Schweif ausdehnte. Im April war dann die erwähnte innere, auf den Gasschweif ausgerichtete Struktur zu erkennen. Und ebenfalls noch einmal erwähnt werden soll die Tatsache, daß die Enveloppen Anfang März noch deutlich im westlichen Teil der parabelförmigen Koma lagen, während des April langsam in Richtung Apex wanderten, um Anfang Mai dann im östlichen Komabereich positioniert zu sein.
Der DC-Wert stieg während der Annäherung des Kometen kontinuierlich an und erreichte im Frühjahr 1997 einen Wert um DC 8. Danach stieg er laut den Schätzungen (das Diagramm zeigt gewichtete, gleitende 3-Tage-Mittel) zwar weiter, doch bin ich skeptisch, ob die ermittelten Werte von DC 8-9 realistisch sind und nicht etwa durch die schlechtere Erkennbarkeit der äußeren Komabereiche bzw. die Auffälligkeit der zentralen Kondensation in der Dämmerung vorgetäuscht wurden. Ein langsamer Rückgang des DC-Wertes ab der zweiten Aprilhälfte entspräche auf jeden Fall eher den Erwartungen.
Zeitliche Entwicklung des Koma-Kondensationsgrades
Nachdem der Gasschweif visuell erst zu Jahresbeginn deutlich unterschieden werden konnte, entwickelte er sich in den Folgewochen rasant. Zunächst war er sowohl visuell als auch fotografisch nahezu strukturlos. Doch bereits Mitte Februar änderte sich diese Sachlage - zumindest fotografisch konnten Strukturen im Gasschweif erkannt werden; visuell dauerte es weitere zwei Wochen. Zwischenzeitlich hatte er bereits Längen nahe 15° entwickelt. Die größte Flächenhelligkeit und damit beste Erkennbarkeit mit bloßem Auge bot der Gasschweif etwa Mitte März. Die größte Länge mit etwa 20° (150 Millionen km) wurde wohl in den Tagen des Perihels erreicht; genau kann dies aufgrund des zu jener Zeit stark störenden Mondes nicht gesagt werden, das obige Diagramm legt diese Schlußfolgerung aber nahe. In der ersten Aprilhälfte ging die Länge kaum zurück. Dafür aber verbreiterte sich der bis dahin eher schmale Gasschweif zusehends, so daß die Flächenhelligkeit deutlich abnahm. Mit dem bloßen Auge mußte man beim Erscheinen des Mondes am Abendhimmel um den 10. April schon genauer hinsehen, um ihn zu entdecken. Dafür aber bot er nun eine Vielfalt auch visuell gut beobachtbarer Strukturen. Allen voran waren eine Reihe sehr heller Streamer bemerkenswert, die teilweise noch vor der Vorderseite des eigentlichen Gasschweifs lagen. Fotografen und visuelle Beobachter berichteten übereinstimmend, daß der Gasschweif zu jener Zeit bis ca. 3-4° vor dem Ende noch relativ hell war, um im weiteren Verlauf rasch im Himmelshintergrund zu verschwinden. Ende April und insbesondere Anfang Mai hatte sich das Bild dann drastisch verändert. Der Gasschweif war sehr schwach geworden und bestand am Ende fast nur noch aus einer Reihe hellerer Streamer, die visuell (auch aufgrund der Horizontnähe) nur noch von wenigen visuellen Beobachtern erkannt werden konnten. Entsprechend rasch gehen die visuellen Längen im obigen Diagramm zurück, fotografisch allerdings zeigte er auch Anfang Mai noch eine Reihe etwa 5° langer Streamer. Der Positionswinkel veränderte sich von anfangs Nord nach NW, um dann ab etwa dem 5. März wieder über Nord nach NE zurückzudrehen. Für den Beobachter war er morgens fast konstant nach links oben (10-11 Uhr) gerichtet. Abends drehte er sich scheinbar von rechts oben (2 Uhr) nach links oben (10 Uhr).
Entwicklung der Länge des Gasschweifs
Entwicklung des Positionswinkels des Gasschweifs
Der bereits im Sommer und Herbst 1996 gut erkennbare Staubschweif entwickelte sich in den ersten Monaten 1997 deutlich langsamer als der Gasschweif; eine Länge von 10° wurde erst Mitte März erreicht. In jenen Tagen wies er aber bereits eine hohe Flächenhelligkeit auf und zeigte auch bereits die charakteristische Krümmung. Fotografisch konnten fast während des gesamten März die "striae" festgestellt werden. In den ersten Apriltagen verlängerte sich der Staubschweif weiter und erreichte schließlich um den 7.4. eine maximale Länge von etwas über 20° (ca. 150 Mill. km). Im weiteren Verlauf ging die Länge langsam zurück (der im obigen Diagramm angedeutete rasche Rückgang ist mit Sicherheit ein Ergebnis der zunehmenden Extinktion und der Dämmerung). Visuell blieb der Staubschweif bis auf den über mehrere Wochen hinweg sichtbaren hellen Streamer an der östlichen Begrenzung nahezu strukturlos. Insgesamt nahm der Helligkeitsgradient der Ostseite mit der Zeit zu, während die Westseite immer diffuser wurde. Bei den vier Diagrammen bzgl. der Schweifentwicklung ist zu berücksichtigen, daß diese als vorläufig zu betrachten sind. Die Beobachtungsdatei wurde, sofern keine exakten Angaben existierten, dahingehend analysiert, welche Schweifangaben den Gas- und welche den Staubschweif betreffen. Diese Vorgehensweise ist allerdings aufwendig und fehleranfällig und muß bei der abschließenden Auswertung nochmals genauer durchgeführt werden.
Das von mir initiierte Projekt, die Schweifdimensionen parallel visuell und fotografisch zu bestimmen um eventuell physiologische Effekte feststellen zu können, wurde - soweit mir bekannt - von mindestens zwei FG-Mitgliedern aufgegriffen. Da mir aber noch nicht die gesamten Ergebnisse vorliegen, werde ich erst im Schweifstern 72 hierüber berichten.
Entwicklung der Länge des Staubschweifs
Entwicklung des Positionswinkels des Staubschweifs
Genauere Untersuchungen der Morphologie und der Länge des Natriumschweifs ergaben, daß die Natriumionen weder direkt vom Kern freigesetzt noch durch Staubteilchen wegtransportiert sein können (im letzteren Fall hätte der Natriumschweif an der Vorderseite des Staubschweifs erscheinen müssen). Die Beobachtungen am besten deuten kann ein Modell, daß annimmt, daß es sich um komplexere Moleküle mit Na-Atomen handelte, die zwar zunächst an Staubteilchen hafteten, sich aber recht rasch davon lösten und aufgrund einer ziemlich großen Dissoziationszeit erst nach etlichen Stunden ionisiert wurden (IAUC 6636). Zu diesem Modell passen Beobachtungen vom 24.4., die in den kernnahen Bereichen des Staubschweifs Natrium nachweisen konnten. Parallel konnte in unmittelbarer Kernumgebung auch Kalium festgestellt werden (IAUC 6638). Beobachtungen vom 5.4. mit dem 30m-IRAM-Radioteleskop wiesen CH3CHO nach, mit einer Gasproduktionsrate von immerhin 6×1027 Molekülen/s. Die Analyse von Infrarotbeobachtungen vom Herbst 1996 ergab eindeutige Indizien für das Vorhandensein von kristallinem Olivin in diesem Kometen (IAUC 6645).
Daniel Fischer berichtete auf der Violauer Tagung von seiner Expedition zur Sonnenfinsternis in der Mongolei: Ihre kleine Gruppe hatte Glück und konnte die Finsternisphase bei guten Bedingungen beobachten. Der Versuch, den Kometen bei einem raschen Rundblick während der totalen Phase zu erwischen, schlug allerdings fehl. Problematisch hierbei war nicht nur die doch nicht allzugroße Helligkeit von 0m, sondern zudem die relativ große Elongation, so daß die genaue Position schwer zu ermitteln war. Damit bleibt es bei zwei wirklichen Finsterniskometen.
Kidger stellte interessante Untersuchungen zur Dauer der Sichtbarkeit von hellen Kometen an. Der Vergleich mit historischen Kometen ist allerdings schwierig, da früher anders geschätzt wurde und die Angaben teilweise dürftig sind. Durchgehend war demnach Komet Hale-Bopp 7 Wochen (FGK-Auswertung: 46 Tage =6½ Wochen) heller als 0m, die Kometen De Cheseaux 1744 und Tycho 1577 waren 6 Wochen lang so hell, und der Große Komet von 1882 war 5 Wochen heller als 0m. Seit 1500 gab es keine weiteren Kometen, die länger als 2 Wochen heller als 0m waren. Mit dem bloßen Auge wird Hale-Bopp vorrausichtlich 18 Monate zu sehen sein; die erste Beobachtung mit dem bloßen Auge erfolgte am 17. Mai 1996. Komet Flaugergues konnte 1811 für 9 Monate mit dem bloßen Auge gesehen werden, alle anderen Kometen waren weitaus kürzer mit dem bloßen Auge sichtbar. Hale-Bopp ist also der Komet der letzten Jahrhunderte, der am längsten heller als 0m war und am längsten mit dem bloßen Auge sichtbar sein wird (sci.astro, AFZ 494).
Jacques Sauval (Department of Astrophysics Observatoire Royal de Belgique) veröffentlichte drei Tabellen, die ebenfalls zeigen, daß Komet Hale-Bopp ein außergewöhnlich großer Komet ist (WWW-Seiten der ESO). Die angegebenen Werte differieren zu denen von Kidger und dürften insgesamt wohl zu hoch gegriffen sein. Sie stützen sich hauptsächlich auf die Sonderveröffentlichung "Helle Kometen von -86 bis +1950" von Hermann Mucke (Astronomisches Büro, Wien). Dazu ist zu sagen, daß Mucke die Kometenhelligkeiten stark vereinfacht durch die Standardformel m = m0 + 5×log D + 10×log r beschreibt. Die angegebenen Helligkeiten weisen daher oftmals größere Abweichungen zu den bekanntgewordenen Beobachtungen auf. Ich habe vor, diese Tabellen mit der mir zur Verfügung stehenden Literatur zu prüfen und ggfs. zu ändern, doch wird es noch etwas dauern, bis die Ergebnisse vorliegen. Daher nachfolgend die Originaltabellen mit einigen Anmerkungen von mir. Insgesamt weisen sowohl die Tabellen als auch Kidgers Untersuchung den Kometen Hale-Bopp aber als einen der größten und aktivsten Schweifsterne mindestens der letzten 500 Jahre aus!
Tabelle 1: Zeitdauer (in Wochen) innerhalb der die Kometen (theoretisch) heller als 0m waren Dt Jahr Komet Theor. heller als 0m H10 Beobachtungen Anmer- (Wo) (nach Angaben Mucke) (Mucke) (Marsden Catalogue) kungen 10 1577 Brahe (1577 I) 25.09. - 07.12. -0.5 01.11. - 26.01. 1) 10 374 P/Halley 28.01. - 01.04. 1.0 03.03. - Mai 2) 9.5 66 P/Halley 04.02. - 12.04. 0.0 31.01. - 11.04. 2) 9.1 -11 P/Halley 22.08. - 25.10. 0.0 26.08. - 20.10. 2) 8 607 P/Halley 03.03. - 28.04. 1.0 Feb. - Juli 2) 8 530 P/Halley 18.08. - 13.10. 1.0 28.08. - 27.09. 2) 7.9 1997 Hale-Bopp 06.03. - 30.04. -1.0 23.7.95- ? 7.3 -86 P/Halley 09.06. - 30.07. 0.0 Aug. - Sept. 2) 6.9 141 P/Halley 26.03. - 13.05. 0.0 26.03. - Mai 2) 6.9 218 P/Halley 12.05. - 29.06. 0.0 18.04. - 18.05. 2) 6.9 295 P/Halley 07.04. - 25.05. 1.0 Mai 2) 6.9 837 P/Halley 28.02. - 17.04. 2.0 22.03. - 28.04. 6.7 1744 Klinkenberg 30.01. - 18.03. 0.5 29.11. - 29.4.43 6.6 1997 Hale-Bopp 07.03. - 24.04. -0.8 23.7.95- ? 3) 6.1 1472 Regiomontan 17.01. - 01.03. 2.0 25.12. - 21.2.72 5.7 1066 P/Halley 20.03. - 29.04. 2.0 01.04. - 07.06. 5.7 1433 1433 15.10. - 24.11. 1.2 15.09. - 04.11. 5.7 1532 Fracastor 17.09. - 27.10. 1.8 02.09. - 30.12. 5.1 1769 Messier 10.09. - 16.10. 3.2 08.08. - 03.12. 4.6 1882 Sept.Komet (1882 II) 02.09. - 04.10. 0.8 01.09. - 01.06. Anmerkungen: 1) der Wert von -0.5m ergibt sich aus dem Mittel der Angaben bei Mucke (0.8m) und Vsekhsvyatskii (-1.8m)! 2) Annahme eines säkularen Rückgangs der absoluten Helligkeit -> Größe ist Spekulation 3) Hale-Bopp: nach meiner aktuellen Auswertung
Tabelle 2 listet die absolut hellsten Kometen auf. Sie wurde dem Artikel "A propos des cometes: orbites, luminosite, cometes remarquables" (pp.189-198) einer Sonderveröffentlichung des belgischen astronomischen Journals "Ciel et Terre" aus dem Jahr 1985 entnommen. Wiederum ist anzumerken, daß stets H10 als Maßstab verwendet wird.
Tabelle 2: Die absolut hellsten Kometen Jahr Name H10 Anmerkungen 1729 Sarabat -3.0? 3) 1997 Hale-Bopp -0.8 4) 1747 de Cheseaux -0.5 1577 Brahe -0.5 1) 1811 Flaugergues 0.0 -86 P/Halley 0.0 2) -11 P/Halley 0.0 2) 66 P/Halley 0.0 2) 141 P/Halley 0.0 2) 218 P/Halley 0.0 2) 1744 Klinkenberg +0.5 1882 Großer Sept.Komet +0.8 295 P/Halley +1.0 2) 374 P/Halley +1.0 2) 530 P/Halley +1.0 2) 607 P/Halley +1.0 2) 1914 Delavan +1.1 1433 Großer Komet +1.2 1962 Humason +1.4 1500 1500 +1.6 1807 Parisi +1.6 Anmerkungen: 1) der Wert von -0.5m ergibt sich aus dem Mittel der Angaben bei Mucke (0.8m) und Vsekhsvyatskii (-1.8m)! 2) Annahme eines säkularen Rückgangs der absoluten Helligkeit -> Größe ist Spekulation 3) Komet Sarabat wies q=4.1 AE auf -> Ableitung der Hell.parameter schwierig; die beobachteten Helligkeiten können mit m0=-3.0m/n=4 genauso gut dargestellt werden wie mit m0=0.0m/n=2. Fazit: der Komet war ähnlich hell wie die Kometen Hale-Bopp, Brahe und de Cheseaux. 4) Hale-Bopp: nach meiner aktuellen Auswertung (im Original war -1.0m angegeben)
Tabelle 3 listet die scheinbar hellsten Kometen auf. Sie ist der gleichen Sonderausgabe entnommen wie die Tabelle 2. Diese wiederum stützte sich auf Muckes Veröffentlichung ab. Angegeben sind die (z.T. abgeleiteten) Maximalhelligkeiten, die wirklich beobachtet werden konnten - Beobachtungen aus dem Weltall wurden, außer bei Kohoutek, nicht berücksichtigt. Für Komet Halley wurde nur die größte je erreichte scheinbare Helligkeit angegeben.
Tabelle 3: Die scheinbar hellsten Kometen (m1<0) m1 q(AU) H10 Jahr Name Anmerkungen Mucke Marsden Mucke -18? 0.006 +4.0 1680 (Kirch) -10 0.008 +0.8 1882 Großer September Komet -10 0.008 +6.0 1965 Ikeya-Seki -8 0.177 -0.5 1577 (Brahe) 1) -8 0.026 +3.8 1865 Großer Südkomet (Abbott) -7 0.585 +0.0 66 P/Halley -7 0.091 +3.4 1821 Nicollet-Pons -7 0.006 +4.9 1843 Großer März Komet -6 0.222 +0.5 1744 (Klinkenberg) -6 0.123 +3.2 1769 Messier -6 0.005 +7.1 1880 Großer Südkomet (Gould) -5? 0.38 +0.5 1402 -5 0.067 +6.0 1668 (Gottignies) -5 0.042 +6.0 1695 (Jacob) -5 0.043 +6.8 1847 Hind -5 0.061 +7.0 1882 Wells -4 0.486 +2.0 1472 (Regiomontanus) -4 0.089 +6.0 1593 (Ripensis) -4 0.106 +4.9 1665 (Hevelius) -4 0.005 +6.3 1887 Großer Südkomet (Thome) -4 0.129 +5.0 1910 Großer Januar Komet -3 0.169 +4.8 1582 (Brahe) -3 0.215 +4.0 1758 (De la Nux) -3 0.126 +6.2 1830 (Herapath) -3 0.176 +5.2 1927 Skjellerup-Maristany -3 0.110 +6.0 1947 Südkomet -3 0.135 +5.5 1948 Finsterniskomet -3 0.142 +5.2 1973 Kohoutek 2) -3 0.197 +4.6 1976 West 3) -2 0.77 +3.5 1092 -2 0.255 +3.0 1533 (Apian) -2 0.223 +4.0 1737 (Bradley) -2 0.342 +4.0 1819 (Tralles) -2 0.227 +4.2 1823 (De Breaute-Pons) -2 0.192 +5.2 1895 Perrine -2 0.031 +6.6 1962 Seki-Lines -1 0.825 +3.5 1264 -1 0.493 +1.2 1433 -1 0.519 +1.8 1532 (Fracastor) -1 0.281 +4.5 1558 (Hesse-Gemma) -1 1.026 +2.4 1664 (Hevelius) -1 0.281 +4.4 1677 (Hevelius) -1 0.674 +7.7 1770 P/Lexell (Messier) -1 0.250 +4.9 1844 (Wilmot) -1 0.909 +6.0 1853 Schweizer -1 0.307 +4.8 1853 Klinkerfues -1 0.822 +3.9 1861 Tebbutt -0.7 0.914 -0.8 1997 Hale-Bopp 4) -0.5 0.316 +5.1 1957 Arend-Roland 0.0 0.230 +5.5 1996 Hyakutake 5) Anmerkungen: 1) der Wert von -0.5m ergibt sich aus dem Mittel der Angaben bei Mucke (0.8m) und Vsekhsvyatskii (-1.8m)! 2) Kohoutek war nur extrem nahe der Sonne heller als 0m, von der Erde aus sichtbar nie heller als 1.5m 3) die Maximalhelligkeit des Kometen West lag wohl eher bei etwa -1.5m bis -2m. 4) Hale-Bopp: nach meiner aktuellen Auswertung 5) die Maximalhelligkeit von Hyakutake lag bei 0.0m (im Original war -0.5m angegeben)
Beobachtungsbeschreibungen:
Bei allen Beobachtungen von Volker Kasten bezieht sich der angegebene Komadurchmesser auf den Querdurchmesser auf Kernhöhe. Francois van Loo benutzte für die Helligkeitsschätzungen eine 35mm-Kamera als Defokussiereinrichtung.
Für Hartmut Bretschneider ist der Ostrand der Koma am 16.1. im 10x50B schärfer begrenzt als die westliche Begrenzung. Am 17.1. sitzt für ihn der false nucleus leicht asymmetrisch.
Am Morgen des 11.2. ist laut Hartmut Bretschneider der östliche Rand des Staubschweifs im 10x50B schärfer begrenzt als der westliche, der zudem schwächer und diffuser ist. Am 20.2. zeigen nach seinen Angaben beide Schweife Strukturen; im Gasschweif sind zwei Strahlen erkennbar, im Staubschweif ist ein Schweifstrahl auffallend. Westlich der zentralen Kondensation kann er Ausströmungen erkennen. Der Morgen des 26.2. zeigt den Plasmaschweif dagegen strukturlos; wiederum ist die östliche Begrenzung des Staubschweifs heller. Schließlich zeigt sein 10x50-Fernglas am 28.2. je zwei Schweifstrahlen in beiden Schweifen; die Ausströmung westlich des false nucleus wird immer kontrastreicher.
Am Abend des 1.3. ist der Gasschweif für Hartmut Bretschneider wieder strukturlos; ab dieser Nacht kann Hale-Bopp nach seinen Fernglasbeobachtungen als hell lichtblau beschrieben werden; der Ostabschnitt des Staubschweifs ist noch immer schärfer und heller als der Westteil. Jörg Kopplin beschreibt den Staubschweif am Morgen des 2.3. als erkennbar gekrümmt. Seine abendlichen Beobachtungen vom 3.3. und 4.3. wurden durch Horizontdunst beeinträchtigt. Hartmut Bretschneider berichtet für den Abend des 4.3., daß der Gasschweif einen, der Staubschweif zwei Strahlen aufwies. Wenige Stunden später, am frühen Morgen des 5.3., kann er dagegen im Gasschweif keine Details mehr ausmachen, während der Staubschweif wiederum zwei Strahlen aufweist; die Ausströmungen westlich der zentralen Kondensation sind noch heller geworden. Am Abend des 7.3. kann er im Staubschweif wiederum zwei Strahlen erkennen; die Region um die zentrale Kondensation zeigte eine zunehmende Detailfülle. Wenige Stunden später, am frühen Morgen des 8.3. präsentiert sich ihm der Gasschweif mit 3 Strahlen, wobei östlich von diesem mindestens ein weiterer Strahl erkennbar ist; dabei ist die Ostseite des Staubschweifs wesentlich heller als die Westseite. Im 63mm-Refraktor (67x) sind auf der westlichen Seite des false nucleus 4 Enveloppen erkennbar. Jörg Kopplin kann mit dem bloßen Auge beide Schweife deutlich erkennen. Am nächsten Morgen, dem 9.3., präsentiert sich der Gasschweif für Hartmut Bretschneider strukturlos, der Staubschweif weist hingegen zwei Strahlen auf; die Ausströmung an der zentralen Kondensation ist sehr hell. Der Abend des 10.3. zeigt den Gasschweif mit zwei, den Staubschweif mit einem Strahl; die Ostseite des Staubschweifs ist weiter sehr scharf abgegrenzt und heller als die Westseite. Im 63mm-Refraktor kann er wiederum vier Enveloppen erkennen. Wenige Stunden später, am frühen Morgen des 11.3. präsentiert sich ihm der Komet im Fernglas unverändert; im 63mm-Refraktor können aber nur drei Enveloppen erkannt werden. Am Abend des 12.3. kann Hartwig Bretschneider im Gasschweif keine Strukturen erkennen, während der Staubschweif einen Strahl aufweist. Die Ausströmungen um die zentrale Kondensation sind weiter sehr hell. Der Abend des 21.3. zeigt wiederum einen strukturlosen Gasschweif; der Staubschweif sieht wie am 10. März aus. Die Ausströmungen um die zentrale Kondensation präsentieren sich zweigeteilt. Am Folgeabend, dem 22.3., scheint ihm die Helligkeit der Ausströmungen um die zentrale Kondensation etwas nachgelassen zu haben. Francois van Loo kann am Abend des 28.3. den Gasschweif nicht erkennen. Jörg Kopplin beschreibt den Staubschweif als aufgefächert. Volker Kasten meldet, daß die östlichen 2/3 des Staubschweifs im 14x100B deutlich heller sind. Für Hartmut Bretschneider ergibt sich nach einem Kaltfrontdurchgang durch Wolkenlücken ein sagenhafter Anblick. Am Abend des 30.3. kann Francois van Loo den Gasschweif wieder schwach ausmachen. Volker Kasten schätzt die Helligkeit der zentralen Kondensation mit dem bloßen Auge auf etwa 0.0m; der Gasschweif verläuft über j Per. Im 14x100B bestimmt er den Komadurchmesser zu 19'; der helle Teil des Staubschweifs wirkt wie ein eigener "Komet im Kometen". Im C8 (81x) windet sich aus dem false nucleus ein kommaartig gekrümmter Jet, zusätzlich sind 2 Enveloppen über 120° sichtbar. Am Folgeabend, dem 31.3., besitzen Gas- und Staubschweif nach Beobachtungen von Hartmut Bretschneider jeweils zwei Strahlen. Im 63mm-Refraktor kann er vier Enveloppen erkennen, wobei allerdings der Kontrast der Ausströmungen scheinbar etwas geringer geworden ist. Volker Kasten schätzt die Helligkeit der zentralen Kondensation auf etwa 0.1m; der Gasschweif zeigt auf e Cas. Im C8 (81x) sind der spiralförmige Jet aus dem Kern sowie zwei weitere Enveloppen die hellsten Strukturen innerhalb der Koma. Die äußerste Enveloppe ist 1.4' vom Kern entfernt. Kopf und Kern zeigen für ihn einen kalkigen Gelbton.
Der Abend des 1.4. zeigt Hartmut Bretschneider wiederum einen strukturlosen Gasschweif; der Staubschweif weist noch immer zwei Strahlen auf. Im Teleskop kann er wieder vier Enveloppen ausmachen. Volker Kasten schätzt die Helligkeit der zentralen Kondensation mit bloßem Auge auf 0.3m; der Gasschweif reicht bis h+c Per. Im 8x30B kann er den Gasschweif über 14° verfolgen. Im 14x100B sitzt die zentrale Kondensation exzentrisch in der Koma; im Gasschweif ist eine linsenförmige Dunkelzone erkennbar (zwei Schweifäste?), in der Osthälfte des Staubschweifs wieder der "Komet im Kometen". In einem Abstand von 3,5° von der zentralen Kondensation ist der Gasschweif 0,9°, der Staubschweif 1,6° breit. Im C8 (113x) ist der spiralförmige Jet über einen Umfang von 180° um den Kern herum erkennbar. Desweiteren sind zwei Enveloppen sichtbar, die äußerste hat einen Abstand vom false nucleus von 0,7'. Am folgenden Abend, dem 2.4. kann Hartmut Bretschneider im 63mm-Refraktor drei Enveloppen ausmachen. Volker Kasten erkennt im 14x100B am 4.4. eine deutlich gelbliche Färbung von Kopf und zentraler Kondensation. Der Abend des 6.4. präsentiert false nucleus und Kopf für Volker Kasten im 14x100B zitronengelb, der Gasschweif besteht aus zwei hellen Strahlen, die den Stern 14 Per eingabeln; der offene Sternhauen M 34 befindet sich im selben Gesichtsfeld! Im C8 (81x) hängen der Kern-Jet sowie zwei weitere Enveloppen offenbar über eine helle Verbindung auf der W-Seite zusammen und wirken so wie eine dreifingrige Kralle. Hartmut Bretschneider erkennt im Fernglas am 7.4. im Gasschweif drei, im Staubschweif zwei Strahlen. Die Umgebung der zentralen Kondensation wird nach seinem Eindruck zunehmend kontrastärmer und diffuser. Volker Kasten schätzt die Helligkeit der zentralen Kondensation auf 0.5m; der Gasschweif zeigt auf i Per. Im 14x100B zeigt sich wieder ein dunkler Spalt zwischen zwei ästen des Gasschweifs. Am folgenden Abend, dem 8.4., kann Hartmut Bretschneider östlich des Gasschweifs einen weiteren Strahl erkennen; der Gasschweif zeigt darüberhinaus einen, der Staubschweif zwei Strahlen (V-förmige Umfassung der zentralen Kondensation). Volker Kasten schätzt die zentrale Kondensation bei diesigen Bedingungen auf 0.3m; der Gasschweif zeigt auf a Per. Am 9.4. präsentieren sich Gas- und Staubschweif Hartmut Bretschneider wie am Vortag, auch der zusätzliche Strahl östlich des Gasschweifs ist vorhanden; die östliche Begrenzung des Staubschweifs nimmt nach seiner Einschätzung an Deutlichkeit ab, die westliche Begrenzung wird seit Tagen immer diffuser. Die Helligkeit der zentralen Kondensation wird von Volker Kasten am gleichen Abend auf 0.7m geschätzt; der Gasschweif verlief bis links neben a Per, seine Breite betrug am Ende 1.5°. Der Staubschweif schien eventuell bis h+c Per heranzureichen, was einer Länge von 18° entsprechen würde. Im 8x30B zeigte der Gasschweif zwei helle Ränder (Zweige?). Für ihn brachte dieser Abend den schönster Anblick der Schweife, als Gesamtobjekt aber wirkte der Komet nicht mehr ganz so strahlend wie in den letzten Wochen. Zwei Tage später, am 11.4. schätzte er die Helligkeit der zentralen Kondensation mit dem bloßen Auge auf 0.5m. Im 14x100B bestimmte er die Breite des Staubschweifs in 3,5° Entfernung von der zentralen Kondensation auf 1,4°. Am 15.4. schätzte er die zentrale Kondensation mit dem bloßen Auge auf 0.4m; den Gasschweif konnte er nur erahnen. Zentrale Kondensation und Koma zeigten im 14x100B nach seinen Angaben noch immer eine gelblich-weiße Tönung - aber nicht mehr so intensiv gelb wie früher. Hartmut Bretschneider beobachtete am 16.4. im Gasschweif einen Strahl; der Staubschweif wies weiter die V-förmige Umfassung der zentralen Kondensation auf. Volker Kasten schätzte die Helligkeit der zentralen Kondensation mit dem bloßen Auge auf 0.6m, der Gasschweif verlief über n Per. Am 17.4. konnte Volker Kasten die kernnahen Strukturen mit einem 200/3000mm-Refraktor (86x) beobachten: Der spiralförmige Jet wirkte an diesem Abend sehr breit; er saß wie eine dicke Zunge am Kern. Um diesen konnten noch zwei helle und zwei schwache Enveloppen über einen Umfang von etwa 160° erkannt werden. Die Höhe des Kometen zur Beobachtungszeit betrug nur noch 11°! Hartmut Bretschneider konnte den Gasschweif am 18.4. nur noch ansatzweise erkennen; der Staubschweif wies einen Strahl auf. Am 20.4. beobachtete Werner Hasubick von Kreta aus. Laut Hartmut Bretschneider zeigte die Koma im Fernglas an diesem Abend kaum noch Einzelheiten. Volker Kasten schätzte die Helligkeit der zentralen Kondensation mit bloßem Auge auf 0.5m. Im 14x100B schimmerten zentrale Kondensation und Kopf in einem warmen ocker-gelb. Der östliche Rand des Staubschweifs war scharf definiert, während der westliche diffus ausblaßte. Heinz Kerner konnte aufgrund des mondhellen Himmels nur den Staubschweif erkennen. Am 21.4. scheinen zentrale Kondensation und Koma laut Volker Kasten im 14x100B in einem düsteren, kräftigen Gelb, am Tag darauf, dem 22.4. nennt er die Tönung gelb. Erneut beobachtet er am 23.4. die kernnahen Strukturen mit einem 200/3000mm-Refraktor (86x): Der kernnahe Jet scheint dichter am Kern zu liegen; sichtbar sind zudem drei Enveloppen, die dritte ist allerdings nur matt angedeutet; insgesamt erscheinen alle weniger kontrastreich als früher. Werner Hasubick beobachtet am 25.4. von Kreta aus den Staubschweif eventuell bis zu einer Länge von 19°. Am 26.4. kann Hartmut Bretschneider im Fernglas praktisch keine Komastrukturen mehr ausmachen. Die Beobachtung Werner Hasubicks vom 27.4. geschah wieder von Kreta aus. Und noch einmal am 30.4. gelingt ihm von dort eine Beobachtung: der Staubschweif scheint dabei eventuell bis 16° lang zu sein. Volker Kasten nennt seine Helligkeitsschätzung am gleichen Tag sehr unsicher; in einem 80mm-Fernglas ist die zentrale Kondensation sternförmig und weißlich-gelb; DC=6-7.
Am 1.5. schätzt er die Helligkeit der zentralen Kondensation mit dem bloßen Auge auf etwa 1.4m; im Fernglas kann er nur noch den Staubschweif erkennen; der Komet steht zur Beobachtunszeit lediglich 13° hoch. Der Abend des 2.5. brachte für die überwiegende Mehrheit der Beobachter die letzte Sichtung des Kometen unter dunklem Himmel. Für Andreas Kammerer ist der Komet mit bloßem Auge noch immer ein auffallendes, aber nicht länger strahlendes Objekt; die Helligkeit der zentralen Kondensation schätzt er auf 1.2m. Die ersten 4° des deutlich gekrümmten Staubschweifs sind gut erkennbar, der Rest ist schwierig. Im 9x63B ist eine auffallend scharfe Ostkante und eine sehr diffuse westliche Seite des Staubschweifs erkennbar; der Gasschweif ist extrem schwierig. Im 8"SCT, 50x wirkt der extrem steile Helligkeitsgradient an der helleren Ostseite des Staubschweifs fast wie eine Kante; bei 111x sind (möglicherweise aufgrund des recht schlechten Seeings) keine Jets und keine Enveloppen feststellbar, dafür ging aber vom false nucleus ein sonnenwärts gerichteter Fächer von 150° Umfang aus.
Nach dem 2.5. wurde der Gasschweif visuell nicht mehr gesichtet. Zudem konnte der Komet danach nurmehr in der Dämmerung gesehen werden. Am 8.5. gelang Andreas Kammerer eine letzte Beobachtung mit dem 8"SCT, 111x in der helleren Dämmerung: von dem sehr hellen false nucleus ging ein nach SSE orientierter, 90° umfassender Jetfächer aus; auf der entgegengesetzten Seite zeigte sich ein weiterer auffallender, schmaler Jetfächer. Die dadurch resultierende, wesentlich dunklere, sonnenwärts gerichtete Region kontrastierte mit beiden Jetfächern auffallend. Volker Kasten reduzierte die geschätzte Helligkeit gemäß den ICQ-Extinktionstabellen. Eine Reduktion nach der entsprechenden Tabelle in Meyers Handbuch Weltall lieferte lediglich 1.4m. Am Tag darauf, dem 9.5., war Komet Hale-Bopp laut Andreas Kammerer mit dem bloßen Auge als etwas verwaschener Stern noch gut zu erkennen. Im Fernglas konnte der deutlich gekrümmte Staubschweif trotz der hellen Dämmerung und einer Höhe von nur 6° bis auf eine Länge von 3° verfolgt werden; er wies noch immer eine scharf definierte Ost- und eine diffuse Westseite auf. Wolfgang Kriebel gelang am 15.5. eine letzte Sichtung: um 20.40 MEZ konnte er den Kometen trotz stärkerem Horizontdunst im 7x50B noch wahrnehmen, allerdings ohne Schweifansatz. Mit dem bloßen Auge war er nicht mehr zu erkennen.
Michael Jäger hat sich am von mir initiierten Schweiflängenprojekt beteiligt. Die Beobachtungen wurden hauptsächlich in den Alpen durchgeführt, bei teilweise exzellenten Bedingungen. Die mit dem bloßen Auge bestimmten Längen weisen eine Genauigkeit von etwa 1° auf. Fazit: unter Berücksichtigung der genannten Genauigkeit bestätigen seine Beobachtungen bis auf wenige Ausnahmen die ansonsten in der Astronomie nie angezweifelte Erfahrung, daß auf Fotografien schwächere Bereiche eines diffusen Objekts abgebildet sind, als sie das bloße Auge noch erkennen kann. Von den drei verbleibenden Beobachtungen, bei denen die mit dem bloßen Auge bestimmten Schweiflängen größer als die fotografisch ermittelten sind, können zumindest zwei mit der von mir bereits bei Hyakutake vermuteten Täuschung des Auges durch Sterngruppierungen in der Verlängerung erklärt werden. So befand sich um den 15.3. die Sternengruppe um delta Cep in der Verlängerung des Schweifs (drei Tage zuvor warnte ich Daniel Green vor einem dann auch eingetretenen signifikanten Anstieg in den Schweiflängenschätzungen), und am 8.4. epsilon Cas; lediglich für den 12.4. ist die Sachlage nicht so ganz klar (allerdings besitze ich für diesen Tag auch keine Weitwinkelaufnahme, die den genauen Verlauf des doch stark gekrümmten Staubschweifs zeigt). Interessant ist allerdings die Tatsache, daß das Auge zumindest im Vergleich zu Farbfilmen durchaus mithalten kann, was Schweiflängen angeht!
Andreas Kammerer