Der Weißrusse Vitali Nevski und der Russe Artyom Novichonok entdeckten auf einer am 21. September mit dem 0.4m-Teleskop des International Scientific Optical Network (ISON) erstellten Aufnahme ein 18.5^m helles asteroidales Objekt im Sternbild Krebs. Obwohl sie anhand seiner Bewegung einen Kometen vermuteten, vermerkten sie in ihrer Meldung nichts dazu. So kam es, dass nach der Publikation des Objekts auf der NEOCP-Seite, andere Beobachter die kometare Natur feststellten und der Komet somit den Projektnamen erhielt. Komet C/2012 S1 (ISON) zeigte eine 9" große Koma und einen schwachen Schweif nach PW=280°. Die zentrale Kondensation erschien elongiert. Weitere Nachforschungen ergaben, dass der Komet auf Aufnahmen vom 28.12.2011 und vom 28.1.2012 abgebildet ist, womit sich bereits nach wenigen Tagen eine sehr genaue Bahn ermitteln ließ. Demnach wird der Komet der Sonne am 28. November 2013 extrem nahe kommen (0.012 AE). Da die Entdeckungshelligkeit zudem einen recht hellen Kometen ausweist, kann mit einem spektakulären Objekt gerechnet werden (CBET 3238). Die Maximalhelligkeit würde, unter der Annahme einer durchschnittlichen Entwicklung (n=4), -10^m erreichen, die visuelle Schweiflänge 40-50°! In den folgenden Tagen wandert er zum einen steil nach Norden, zum anderen nähert er sich der Erde bis auf 0.43 AE am 27. Dezember an. An diesem Tag könnte er noch 4^m hell sein und eine vollmondgroße Koma aufweisen. Am 7./8. Januar passiert er, 6^m hell, den Nordpol in nur 3° Abstand. Sofern es sich um einen neuen Kometen handeln sollte (n=3) ergäben sich als Prognosewerte -5^m/8°/6^m/7.5^m.

Helligkeitsprognose

Komet ISON wird für mitteleuropäische Beobachtungsorte vor dem Periheldurchgang bis zum 20. November an einem dunkleren Himmel sichtbar sein. Nach dem Perihel erscheint er wieder ab dem 5. Dezember vor einem dunkleren Himmel. Sowohl in den Tagen vor als auch nach dem Perihel ist er ein Morgenhimmelobjekt, das an den genannten Terminen jeweils eine Helligkeit von 1^m (n=4) aufweisen sollte. Heller als 10^m wäre er von Anfang Oktober 2013 bis Ende Februar 2014.

Sichtbarkeitsdiagramm

Relative Position des Kometen zur Sonne

In diesem Zeitraum bewegt er sich - vor dem Perihel - durch die Sternbilder Löwe, Jungfrau, Waage und Skorpion. Nach dem Perihel wandert er durch die Sternbilder Schlange, Nördliche Krone, Herkules, Drache, Kleiner Bär, Kepheus und Giraffe. Dargestellt ist zudem die Richtung und voraussichtliche Länge des Gasschweifs. Der wohl wesentlich auffälligere Staubschweif wird nur in den Tagen des Perihels deutlich von dieser Richtung abweichen. Von Anfang September bis Ende Oktober wird der Komet nie weiter als 5° von Mars entfernt sein (Minimaldistanz 0.9° am 18.10.), der somit als bequeme Aufsuchhilfe dienen kann.

Weg des Kometen vor der Himmelssphäre

Bahn des Kometen im Raum

Anfang 2013 gelangen die ersten visuellen und zahlreiche fotografische Beobachtungen des Kometen. Dabei präsentierte er sich etwa eine halbe Größenklasse heller als prognostiziert und erreichte Anfang April eine Helligkeit von etwa 14.0^m, bei einem Durchmesser der stark verdichteten Koma von etwa 0.5'. Sowohl fotografisch als auch visuell konnte bereits ein kurzer Schweifansatz ausgemacht werden. Helligkeitsparameter ließen sich auf der Basis der winzigen Datenbasis aber noch nicht ermitteln.

In den Wochen nach seinem Wiederauftauchen am Morgenhimmel Ende August 2013 entwickelte sich der Komet sehr enttäuschend. Die Helligkeit nahm von Ende August bis zum 12. November nur langsam von 12.5^m auf 8.0^m zu. Es folgte eine Phase deutlich rascherer Helligkeitssteigerung, die überlagert wurde von zwei Ausbrüchen. Der erste (am 13./14. November) ließ die Helligkeit kurzfristig bis auf 5.0^m ansteigen, der zweite (am 18./19. November) bis auf 4.5^m. Dieses Verhalten, sowie ein Rückgang der heliozentrischen Helligkeit - gepaart mit einem signifikanten Rückgang der Produktionsraten - in den allerletzten Beobachtungstagen vor dem Perihel (als er 4.0^m erreichte) ließen die Befürchtung aufkommen, dass sich der Komet eventuell in der Auflösung befindet (angekündigt durch den Ausbruch vom 14.11.). STEREO-Aufnahmen zeigten den Kometen zwar intakt, deuteten aber ebenfalls einen Helligkeitsstillstand an.

Letztlich überlebte der Komet die extreme Sonnennähe nicht. Kurz vor dem Auftauchen des Kometen im SOHO-Gesichtsfeld wurden erstmals nicht-graviative Parameter ermittelt; ein weiteres Indiz für ein mögliches Auseinanderbrechen des Kerns. Der Komet erschien am 27.11. gegen 2hUT im SOHO-Gesichtsfeld und zeigte sich ganz ähnlich dem Kometen C/2011 W3 (Lovejoy). In den folgenden Stunden wurde er zunächst heller und erreichte etwa 14 Stunden vor dem Periheldurchgang (gegen Nov. 28.2 UT) eine maximale Helligkeit von etwa –2^m. In den folgenden Stunden wurde er dann zunehmend schwächer und kurz vor dem Verschwinden hinter der Blende des C3-Koronographen (gegen 15:30 UT) auch diffuser. Mit dem C2-Koronographen konnte Komet ISON noch bis 17:30 UT verfolgt werden, wobei er weiter diffuser wurde, und die Helligkeitsverteilung sich zunehmend verbreiterte. Als er hinter der C2-Blende hervorkam (kurz nach 19:30 UT), zeigte er sich sehr schwach, mit einem sehr langgezogenen Helligkeitsmaximum, so dass davon ausgegangen wurde, dass er den Periheldurchgang so eben als Trümmerwolke überstanden hatte. Überraschenderweise verdichtete sich der Überrest in den folgenden Stunden aber wieder deutlich, verbunden mit einer signifikant ansteigenden Flächenhelligkeit. Zudem zeigte er zwei Schweife: einen etwa in Richtung Sonne und einen im rechten Winkel dazu. Dies ließ neue Hoffnungen aufkommen, die aber bereits kurz darauf zerstoben, als der Überrest erneut schwächer und diffuser wurde. Wahrscheinlich war der kleine Helligkeitsanstieg durch eine deutliche Vorwärtsstreuung verursacht worden. Bis zu seinem Verschwinden aus dem C3-Gesichtsfeld (am 1. Dezember gegen 0hUT) wurde er stetig schwächer und diffuser; kurz vor dem Verschwinden zeigte er sich nur noch als sehr diffuser Nebelfleck. Der alte Schweif, den er bei seinem Anflug aufwies, konnte noch bis gegen 15hUT am 29.11. im C3-Gesichtsfeld ausgemacht werden. Der Überrest selbst konnte noch bis zum 7. Dezember in den STEREO-Aufnahmen ausgemacht werden. Alle Versuche, diesen (ab dem 8.12.) von der Erde aus auszumachen, verliefen – bis auf zwei sehr unsichere visuelle Sichtungen - negativ. Dies nicht nur visuell, sondern auch mittels tiefer bzw. Weitwinkelaufnahmen, was sehr überraschend ist (CBET 3767).

Tagessichtungen von ISON gelangen nicht, wobei am 27./28.11. noch auf den Kometen Seki-Lines (1962 III) verwiesen wurde. Dieser wies vor seinem Verschwinden in der hellen Dämmerung und nach seinem Wiederauftauchen eine Helligkeit von jeweils etwa –2^m auf, so dass auf eine Maximalhelligkeit von –7^m im Perihel geschlossen wurde. Dennoch blieben auch bei diesem zahlreiche Versuche, ihn am Taghimmel zu finden, erfolglos.

Entwicklung der heliozentrischen Helligkeit

Im Zeitraum bis zum 23. November 2013 (dem Ende der terrestrischen Sichtbarkeit) konnte ich 34 Beobachtungen von 8 FGK-Beobachtern und 215 internationale Beobachtungen für die Auswertung verwenden. Zudem habe ich 13 SOHO-Schätzungen vom 27.11. bis zum 30.11. verwendet. Die Helligkeitsentwicklung verlief erratisch, kann aber (unter Vernachlässigung des großen Helligkeitsausbruchs am 13./14.11. und des kleinen am 18./19.11.) leidlich gut mit den folgenden Formeln beschrieben werden:

t < -16d: m = 8.7^m + 5×log D + 4.7×log r

Helligkeit und scheinbarer Komadurchmesser

Der Komadurchmesser entwickelte sich relativ rasch. Anfang September erst 0.7' (100.000 km) groß, wuchs er bis zum 14.11. auf 8' (375.000 km) an, um danach gleich wieder zurück zu gehen. Insgesamt war die recht kleine Koma kennzeichnend für diesen Kometen. Dabei war die Koma bis Ende Oktober nur mäßig verdichtet (DC 4), zeigte nur einen schwachen false nucleus und wirkte somit entsprechend blass. Erst danach verdichtete sich die Koma rasch. Zum Sichtbarkeitsende betrug der Kondensationsgrad DC 8.

Koma-Kondensationsgrad (gewichtete 3-Tages-Mittel)

Das einzig Erfreuliche war der Schweif, der selbst unter nicht optimalem Himmel ab Anfang Oktober visuell im Teleskop gut sichtbar war. Bis zum 16.11. stieg die Länge des nach WNW gerichteten Schweifs bis auf 3° (7 Mill. km) an.

Schweiflänge

So wurde letztlich nichts aus der erhofften spektakulären Erscheinung. Dennoch: der Komet zeigte viele interessante Besonderheiten, und seine Entwicklung in den Tagen der größten Sonnennähe dürfte die Wissenschaftler noch für längere Zeit beschäftigen. Eines ist auf jeden Fall schon jetzt klar: das Verhalten "neuer" Kometen, die direkt aus der Oortschen Wolke kommen, ist nur bedingt vorhersagbar, da sie sich noch nicht in der Sonnenhitze bewähren konnten.

Walter Kutschera konnte den Kometen am 12.1.13 mit seinem 54cm-Reflektor plus WATEC-Kamera beobachten: er schätzte die Helligkeit der 0.8' großen Koma (DC 3) auf 15.8^m; ein 1' langer Schweifansatz war ebenfalls auszumachen. Uwe Pilz gelang am 2.2. eine visuelle Sichtung im 32cm-Reflektor: der Komet zeigte sich in NW-SO-Richtung länglich (0.6'), was er als Schweif interpretierte. Walter Kutschera beobachtete den Kometen am 10./11.2. mit seinem 54cm-Reflektor plus WATEC-Kamera: er stellte eine verdichtete (DC 3), 0.6' große Koma der Helligkeit 14.8^m fest, die eine kleine zentrale Verdichtung aufwies. Seine weiteren Beobachtungen mit dem gleichen Instrumentarium: 2./3.3.: 14.8^m / 0.6' / DC 7, 4./5.3.: 14.6^m / 0.7' / DC 7, 9./10.3.: 13.9^m / 0.7' / DC 7 / schwacher Schweifansatz, 31.3./1.4.: 13.8^m / 0.7' / DC 6 / Schweif wirkt ausgeprägter. In der Nacht 7./8.4. beobachtete Walter Kutschera den kurzen Schweifansatz auch visuell. Die Sichtung von Gerhard Scheerle am Abend des 5.5. ist unsicher.
Am Morgen des 7.9. erschien Uwe Pilz der Komet erstaunlich hell! Am 2.10. war der Komet für Andreas Kammerer im 12"SC an der Sichtbarkeitsgrenze; vor dem aufgehellten Hintergrund hob er sich eben als wenig verdichteter Nebel ab. Am 12.10. war der Komet erneut ein schwieriges Objekt im 12"SC für ihn, das er nur indirekt erkennen konnte; die recht kleine, zum Zentrum merklich verdichtete Koma wies eine bei 242x erkennbare, winzige zentrale Kondensation auf. Am 29.10. störte der Mond die Beobachtung von Volker Kasten erheblich; die Horizonthöhe des Kometen betrug lediglich 29°. Am 31.10. war der Komet für Andreas Kammerer erstmals ein einfaches Objekt im 12"SC, mit überraschend kleiner, wenig verdichteter Koma; trotz leicht aufgehelltem Himmel war der Schweif indirekt sicher erkennbar; bei 242x bestimmte er die Helligkeit des false nucleus zu 13.5^m. Volker Kasten konnte den Kometen im 14x100B nur blickweise im indirekten Sehen erkennen; die Helligkeitsschätzung ist daher unsicher. Im 20cm-Reflektor erschien ihm die Koma eventuell elliptisch; bei 100x konnte er einen 11.3^m hellen false nucleus ausmachen; die Mondsichel war nur 11° entfernt.
Am Morgen des 5.11. betrug die Kometenhöhe bei Volker Kastens Beobachtung 22°. Andreas Kammerer beobachtete im 8"SC eine mäßig helle, weiterhin überraschend kleine Koma, welche zum Zentrum hin nur mäßig verdichtet erschien; der false nucleus erschien ihm wesentlich deutlicher; der Schweif zwar wiederum schwach, aber überraschend gut erkennbar; bei 111x bestimmte er die Helligkeit des false nucleus zu 12.0-12.5^m. Am 12.11. konnte er den Kometen erstmals im Fernglas beobachten; die schwache Koma erschien nur unwesentlich größer als die benachbarten Sterne. Im 8"SC beobachtete er eine mäßig helle, weiterhin überraschend kleine Koma, welche zum Zentrum hin nur mäßig verdichtet erschien; den false nucleus konnte er bei 161x nicht sicher ausmachen; der Schweif war schwieriger zu erkennen, als eine Woche zuvor. Gemäß Volker Kasten wirkte der Schweif am 13.11. eher buschig als schmal; die Sonne stand bei der Bestand bei der Bobachtung nur -12° tief. Am 14.11. erschien Volker Kasten die Koma klein und sehr kompakt; er meinte einen bläulichen Farbton auszumachen; die Helligkeit des stellaren false nucleus bestimmte er zu etwa 8^m.

Am 14. September 2013 (r = 1.95 AE) ergab Schmalband-Photometrie die folgenden Produktionsraten (Moleküle/s): OH: 1.1×10^28, H_2O: 1.1×10^28, CN: 1.1×10^25, C_2: 2.0×10^25, Staub = Af(rho): 250 cm. Damit zeigt der Komet eine typische Zusammensetzung mit einem mittleren Staub-Gas-Verhältnis (IAUC 9260). Spektralbeobachtungen zwischen dem 22. und 25. Oktober zeigten erstmals Wasserlinien und ergaben Produktionsraten von 1.4-1.6×10^28 Moleküle/s. Schmalband-Photometrie zwischen dem 5. und 24. Oktober (r=1.57...1.09 AE) ergab für den Staubparameter Af(rho) Werte zwischen 345 und 370 cm (IAUC 9261). Am 21. Oktober wurde CO entdeckt; die Produktionsrate wurde zu 3.0×10^26 Moleküle/s bestimmt, was darauf hindeutet, dass der Komet nicht reich an dieser Verbindung ist (CBET 3680). Infrarotspektroskopie vom 28. Oktober (r = 1.08 AE) ergab eine Wasserproduktionsrate von 1.1×10^28 Molküle/s und einen leicht unterdurchschnittlichen Anteil von CH_3OH, C_2H_6 und CH_4 (CBET 3686). Schmalband-Photometrie auf La Silla ergab eine dreiwöchige Phase konstanter Aktivität. Ab dem 3. November nahm die Gasproduktionsrate deutlich zu, während die Staubproduktion weiter konstant blieb. Produktionsraten: am 19.10. (r = 1.28 AE): OH: 5.6×10^27, CN: 1.6×10^25, C_2: 2.5×10^25, Af(rho): 260 cm, am 5.11. (r = 0.89 AE): OH: 8.1×10^27, CN: 3.1×10^25, C_2: 4.9×10^25, Af(rho): 175 cm. Damit zeigte der Komet eine durchschnittliche Zusammensetzung mit einem allerdings niedrigen Staubanteil. Mit CN- und C_2-Filtern konnten zwei Jets (PW=10° und PW=90°) festgestellt werden. Im Radiobereich wurde HCN mit einer Produktionsrate von etwa 2.5×10^25 festgestellt. Schleicher et.al. bestimmten am 5.11. eine OH-Produktionsrate von 6.5×10^27 Molekülen/s (CBET 3693). Spektren mit dem KeckII-Teleskop ergaben die folgenden Produktionsraten: 23.10. (r = 1.2 AE): CH_3OH: 14×10^25, C_2H_6: 2.6×10^25, CH_4: 7.6×10^25, 7.11. (r = 0.83 AE): Wasser: 1.4×10^28, CH_4: 11×10^25, HCN: 1.8×10^25 (IAUC 9263). Zwischen dem 12. und 13. November kam es dann zu einer deutlichen Steigerung der Produktionsraten: im Radiobereich konnte der Komet zwischen dem 7. und 11. November eben festgestellt werden, wobei die OH-Produktionsrate bei 0.9×10^28 lag; zum Zeitpunkt Nov. 13.37 UT wurde hingegen ein Wert von 4.0×10^28 ermittelt. Im Millimeterbereich wurde eine dramatische Steigerung der HCN-Produktionsrate innerhalb von 48 Stunden festgestellt: Nov. 12.39 UT: 1.9×10^25, Nov. 13.28 UT: 5.3×10^25, Nov. 14.33 UT: 34×10^25, wobei sich die größte Signalstärke innerhalb dieses Zeitraums um 7" in Richtung Schweif verschob. Schmalbandphotometrie am TRAPPIST-Teleskop ergab die folgenden Produktionsraten (im Abstand 10.000 km vom Kern): Nov. 12.37 UT (r = 0.7 AE): OH: 8.2×10^27, CN: 5.8×10^25, C_2: 8.3×10^25, Af(rho)=210 cm, Nov. 14.37 UT (r = 0.64 AE): OH: 101×10^27, CN: 68×10^25, C_2: 110×10^25, Af(rho)=2.400 cm; zudem konnten zwei Jets beobachtet werden (CBET 3711).

H. Böhnhardt et.al. beobachteten zwischen dem 14. und 16. November mit dem 0.4m-Teleskop auf dem Wendelstein zwei bögenförmige, entgegengesetzt gerichtete Strukturen in Laplace-Filter-prozessierten CCD-Aufnahmen – beide standen senkrecht auf dem Radiusvektor. Am 14. November zeigten sich die beiden Strukturen in PW=15° und 195°, erstreckten sich über etwa 4.700 km geradlinig vom Kern weg, um im weiteren Verlauf als Streamer in den Schweif abzuzweigen. Am 16. November wiesen die beiden Strukturen in PW=25° und 205° und erstreckten sich geradlinig auf eine Länge von 13.500 km. Diese Strukturen lassen zwei oder mehr Sub-Kerne vermuten, die auf eine sich ereignende Kernteilung hinwiesen (CBET 3715). Beobachtungen mit dem UltraViolet-Optical Telescope (UVOT) an der Bord des Swift-Satelliten ergaben folgende Wasserproduktionsraten (Moleküle/s) / Staubfaktoren Af(rho) (cm): 7.10. (r = 1.52 AE): 2.0×10^28 / 750, 20.10. (r = 1.27 AE): 1.8×10^28 / 800, 1.11. (r = 0.98 AE): 1.6×10^28 / 850 und 7.11. (r = 0.83 AE): 2.1×10^28 / 860. In CCD-Beobachtungen mit dem 0.35m SASP-Teleskop zeigten sich zwischen dem 13. und 14. November dramatische morphologische Änderungen: während am 13.11. lediglich zwei Einzelschweife erkennbar waren, waren es am 14.11. bereits sieben. Zudem zeigten sich am 14.11. zwei helle Jets in PW=0° und 220° mit Längen von etwa 35" (CBET 3718). Anfang November konnte der Satellit Chandra den Kometen im Röntgenbereich feststellen. Beobachtungen mit dem TRAPPIST-Teleskop ergaben einen dritten Ausbruch zwischen Nov. 18.37 und 19.37 UT (die ersten beiden ereigneten sich am 4.11. und 13.11.). Nach dem vorangegangenen Ausbruch gingen die Produktionsraten in den folgenden 5 Tagen um einen Faktor 2 zurück. Ein weiteres Maximum wurde zum Zeitpunkt Nov. 21.37 UT (r = 0.41 AE) beobachtet, wobei folgende Produktionsraten festgestellt wurden. OH: 1.1×10^29, CN: 1.6×10^27, C_2: 2.5×10^27, Staub: Af(rho) = 5.800 cm. Senkrecht zum Schweif wurden zwei helle Jets beobachtet (CBET 3719). Beobachtungen mit HiRISE auf dem Mars Reconaissance Orbiter zwischen dem 29.9. und 2.10. ergaben - unter verschiedenen Annahmen, z.B. der Albedo - einen maximalen Kerndurchmesser von etwa 1.1 km. Mit dem NASA Infrarot Teleskop konnten zwischen dem 15.11. und 22.11. die folgenden Muttermoleküle nachgewiesen werden: H_2O, C_2H_6, CH_3_OH, CO, HCN, NH_3, C_2H_2 und wahrscheinlich CH_4. Aus den Rotationsenergieniveaus ließ sich am 17.11. (r = 0.52 AE) eine Kerntemperatur von 115 K ableiten. Eine Auswertung von 6120 Beobachtungen zwischen dem 30.9.11 und dem 22.11.13 ergab nicht-gravitative Parameter A1=8.9, A2=0; diese dürften die Ursache für die resultierende schwach hyperbolische Bahn sein (CBET 3720). Z. Sekanina stellte anhand der SOHO-Aufnahmen zum Zeitpunkt Nov. 27.65 UT einen mindestens 3° langen Staubschweif fest, der um 14° von der Antisolarrichtung abwich, und einen Streamer, der um 19° abwich. Die Abweichung des Staubschweifs ließ darauf schließen, dass das Material hauptsächlich beim Ausbruch vom 14. November freigesetzt wurde und aus Mikro- bis Submikrometer-Teilchen bestand. Dagegen dürfte das Material im Streamer aus großen Staubteilchen zusammengesetzt gewesen sein, die sich bereits in großer Sonnendistanz (bis 20 AE) sanft vom Kern abgelöst haben. J.N. Marcus prognostizierte folgende Helligkeitsentwicklung in Perihelnähe: bei r = 0.1 AE (27.8 UT) wird die Helligkeit nicht mehr einer log r-Formel folgen und bei r = 0.04 bis 0.03 AE (28.5-28.6 UT) ihren Maximalwert von –1^m bis –3^m erreichen, um dann im Perihel um 2^m abzufallen. Nach der Perihelpassage (Nov. 28.776 UT = 18:35 UT) wird die Helligkeit durch die Wiederbesetzung der Koma mit Submikron-Partikeln vorübergehend nochmals ansteigen (CBET 3723). Am 11./12.11. konnte Silikat in Mikrometerspektren festgestellt werden (IAUC 9624).

K. Battams (Naval Research Laboratory) teilte mit, dass sich der Überrest für Sterne transparent zeigte, was darauf schließen ließ, dass kein Kern bzw. keine zentrale Kondensation mehr vorhanden war. Gemäß Simulationen von Z. Sekanina endete die Staubproduktion des Kometen 3 Stunden vor der Perihelpassage. Dies interpretiert er als das Ende der Kern-Fragmentation, die nach seiner Ansicht wahrscheinlich mit dem kurzfristigen Helligkeitsanstieg etwa 12 Stunden vor dem Perihel begann. Bei diesem Prozess wurde auch der in Richtung Sonne weisende Schweifteil erzeugt. Böhnhardt et.al. (Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung) erklärten den in Richtung Sonne weisenden Schweifteil als Ergebnis der Staubproduktion etwa 1-2 Tage vor dem Periheldurchgang, der fast senkrecht dazu (nach Osten) orientierte Schweifteil dürfte das Ergebnis der Staubproduktion während des Periheldurchgangs gewesen sein (CBET 3731). Beobachtungen und Simulationen am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung ergaben, dass der Kern 2 Stunden nach dem Periheldurchgang seine Staubproduktion einstellte. Der zur Sonne hin gerichtete Schweif bestand aus Teilchen, die vor dem Periheldurchgang freigesetzt worden waren, der zweite Schweif aus Teilchen, die in den 2 Stunden nach dem Periheldurchgang freigesetzt worden waren.

Mithilfe der SWAN-Kamera konnte die Lyman-Emissionslinie der Wasserstoffkoma beobachtet und daraus die Wasser-Produktionsrate ermittelt werden: von Okt. 24.9 UT bis Nov. 6.9 UT lag diese ziemlich konstant bei 2-3×10^28 Molekülen/s. Zwischen Nov. 6.9 und 8.9 UT steigerte sie sich um den Faktor 2, um danach bis Nov. 12.9 UT wieder etwas zurückzugehen. Bis Nov. 21.9 UT wies sie mehrfache kurzfristige Anstiege um den Faktor 2-5 auf, als sie auf 2×10^30 Molekülen/s angestiegen war. Danach lief der Komet in die Sonnenvermeidungszone, doch konnte noch bis Nov. 24.6 UT der Kometenrand verfolgt werden. Als der Komet die Vermeidungszone zum Zeitpunkt Dez. 3.7 UT wieder verließ, konnte hingegen keine Spur mehr von ihm festgestellt werden (IAUC 9266).

Andreas Kammerer

FG-Beobachtungen