Vydání posledního čísla ICQ 152 umožnilo ucelit pozorovací křivku této komety od počátku vizuálního sledování až do období několika měsíců po perihelu.

Kometa Christensen zářila na naší obloze ve výborné pozici a vysoké severní deklinaci v období celého léta a podzimu 2009 a mnoha pozorovatelům se jistě vryla do paměti. I přesto, že se nejednalo o extrémně jasnou kometu s dlouhým ohonem, dlouhé období pozorovatelnosti a relativně vysoké jasnosti z ní udělala snadný objekt pro pozorování. Jednalo se o kometu hojně pozorovanou také amatéry a pro mnohé lidi se jednalo vůbec o jejich prvně viditelnou kometu i když jen teleskopickou. Maximum jasnosti komety bylo dle analýzy na 8.4 mag, což při vzdálenosti perihelu 3.126 AU z komety dělá velice aktivní těleso. Již z prvních analýz bylo zřejmé, že absolutní magnituda této komety dosáhne záporné hodnoty. Fotometrické parametry řadí tuto kometu do třídy těles jako byla například „kometa století“ Hale-Bopp. Kometě proto byla věnována zvýšená pozornost a při stále neukončené pozorovací řadě se v ICQ shromáždilo celkem 618 pozorování!

Kometa oficiálně označená jako C/2006 W3 (Christensen) byla objevena 18. Listopadu 2006 E. J. Christensenem z prohlídky Catalina Sky Survey. Objev nastal více než 2,5 roku před průchodem přísluním a kometa měla v době objevu 18.1 mag. Jedná se o velké těleso na retrográdní dráze s periodou 140 tisíc let, ta se průletem planetárním systémem prodlouží na 272 tisíc let. Pravděpodobně se jedná o novou kometu pocházející z Oortova oblaku, ale je možné vzhledem k periodě, že již prodělala nějaký ten průlet vnitřkem Sluneční soustavy a nebude se jednat o úplně novou kometu.

Zkoumání komety z Herschel teleskopu a Observatoře v Nancy

Kometu Christensen zkoumal i nově vypuštěný vesmírný teleskop Herschel (výzkum vzdálené infračervené a submilimetrové oblasti). K výzkumu byly použity spektrometry PACS (Photoconductor Array Camera and Spectrometer) a SPIRE (Spectral and Photometric Imaging REceiver), které pokrývají vlnovou délku 55 – 672 mikronů.

PACS snímal kometu 1. a 8. Listopadu 2009 a SPIRE 8. Listopadu 2009 přededevším k detekci vody, která byla v takové vzdálenosti od Slunce pro pozemní teleskopy slabá. Produkce molekul vody v tomto období nebyla detekována, dle měření byla při horním limitu 3 sigma pod: PACS Q(H2O) < 1.2 x 10^28 mol/s a SPIRE Q(H2O) < 6 x 10^28 mol/s. Zajímavé je, že při podpůrném sledování komety z Observatoře v Nancy v období 1. Ledna až 19. Dubna byla detekována přítomnost vody při produkční rychlosti Q(H2O) = 5.1 x 10^28 mol/s. V druhém sledovaném období po průchodu přísluním 12.-14. Září již voda detekována nebyla, pozitivní detekce byla v případě molekul HCN, CH3OH, CS, H2S, CO. Při dalším pozorování z IRAMu 29. Října byly detekovány CO a HCN molekuly. Teplota plynu byla určena na 18K s rychlostí 0.5 km/s. Dle měření se zdá, že produkce vody ustanula před peribelem při přiblížení pod 3.3 AU, zdroj produkce před perihelem by teoreticky mohlo být odpařování vody z uvolněných prachových zrn. Hlavní zdroj aktivity byla produkce těkavých plynů, především CO. Poměr produkce CO/H2O dosáhl více než 300% (u komet ve vzdálenosti 1 AU to je obvykle 2% – 20%). Produkce plynů byly velice podobné produkci komety Hale-Bopp ve vzdálenosti 3.3 AU. Průměr jádra vychází na menší než 12 km s produkcí okolo 3 tun prachu za sekundu.

Návrat komety Christensen chronologicky:

• 4. 12. 2007 byla kometa poprvé vizuálně pozorována J. S. Gonzálesem, tedy více než 19 měsíců před průchodem přísluním s jasností mezi 14 a 15 mag ve vzdálenosti 6.079 AU od Slunce.
• V březnu 2008 kometa zmizela u Slunce a stala se pozorovatelná opět v červenci 2008 jako objekt 13 mag. Od této doby byla kometa prakticky nepřetržitě pozorovatelná až do konce roku 2009.
• Kometa rapidně zjasňovala k 11 mag v řijnu 2008 a stala se jasnou teleskopickou kometou
• Již na přelomu roků 2008 a 2009 prolomila hranici 10 mag
• V březnu při konjukci přechází na ranní oblohu a v dubnu začíná její hlavní období sledovanosti a kometa zjasňuje na 9 mag blízko které setrvá až do podzimu
• 6. července 2009 prochází přísluním ve vzdálenosti 3.126 AU od Slunce
• 12. srpna se kometa nejvíce přibližuje k Zemi na vzdálenost 2.312 AU
• V průběhu léta se postupně mění vzhled komety, široký dlouhý ohon postupně mizí za kometou, ta se stává více difúznější, navíc vletá do hustých oblastí mléčné dráhy
• V prosinci kometa opět mizí u Slunce před blížící se konjunkcí 15. ledna 2010 a stává se definitivně objektem jižní oblohy ze které po konjunkci se Sluncem bude opět vizuálně pozorovatelná od března 2010

Analýza fotometrických parametrů komety

Analýzou celkem 618 vizuálních pozorování komety uveřejněných v ICQ do čísla 152 lze dospět k průměrné absolutní jasnosti komety -0.78 mag, tedy absolutní záporné jasnosti komety (kdyby se kometa nacházela 1 AU od Země i od Slunce, bylo by postaráno o astronomickou senzaci). Ve vizuálních odhadech byly poměrně velké rozdíly, v některých obdobích překročily i 2 mag! Analýza komety tedy nebyla lehká, data trpí velkým rozpětím, při prvním pohledu je ale jasné, že vývoj komety nebyl zas tak úplně klidným.

Vypočítané hodnoty pro tři zásadní období ukazují neobvyklé fotometrické chování se začátekm cca 48 dní před průchodem přisluním. Pro kometu v tomto období vyhovují fyzikálně nereálně fotometrické parametry se záporným n (kometa s přibližováním ke Slunci slábla). Hodnota fotometrických parametrů je ovšem velice nejistá při velkém rozptylu dat, spíše než jako faktická čísla bychom tento údaj měli brát ve smyslu „něco se stalo“. Po průchodu přísluním kometa slábla mírně rychleji než ve zjasňující fázi. Poměrně obvyklé fotometrické chování pro nové komety bohaté na těkavé plyny.

Je zajímavé sledovat fotometrické chování v kombinaci s měřením z Herschel teleskopu a Observatoře Nancy, při kterém detekovali zastavení produkce vody okolo průchodu přísluním. Je pravděpodobné, že tato událost souvisí i se zlomem odhaleným ve fotometrické křivce. Úbytek produkce vody ale nedokáže vysvětlit takový útlum aktivity jaký byl pozorovaný, muselo tedy dojít k celkovému poklesu produkce i těkavých plynů. Pokud uvažujeme, že za produkci vody odpovídá výpar z prachových zrn vymrštěných gejzíry těkavých plynů, potom pokles aktivity při úbytku čerstvých vrstev na povrchu a snížení produkce nového prachu při již „osušení“ původně vyprodukovaného prachu může tento efekt vysvětlit.

V tabulce níže jsou uvedeny jak celkové tak detailní výpočty fotometrických parametrů komety. V grafu je zeleně odlišená střední hodnota od červené z jednotlivých detailních úseků.