C/1893 U1 (Brooks)

C/1893 U1 (Brooks) ist ein Komet, der im Jahr 1893 beobachtet werden konnte.

William Robert Brooks entdeckte diesen Kometen mit einem Teleskop an der privaten Smith-Sternwarte in Geneva (New York) am Morgen des 17. Oktober 1893. Er schätzte seine Helligkeit zu 7 mag und beobachtete einen Schweif von 3° Länge. Der Komet hatte seinen sonnennächsten Punkt bereits einen Monat zuvor durchlaufen, bewegte sich zum Zeitpunkt seiner Entdeckung aber noch näher auf die Erde zu.
Bereits einen Tag nach seiner Entdeckung konnte Edward Barnard am Lick-Observatorium eine genaue Positionsbestimmung des Kometen vornehmen, der zunächst noch keine Auffälligkeiten zeigte. Einen Tag später gelang ihm dann eine erste photographische Aufnahme. Er konnte darauf feststellen, dass der Schweif des Kometen aufgespalten war in einen geraden Schweif von fast 4° Länge und zwei kleinere Strahlen, die in einem Winkel dazu vom Kopf des Kometen abgingen. Am 22. Oktober wurde dann visuell erstmals eine Deformation des Kometenschweifs beobachtet, und eine neue Aufnahme „zeigte den Kometenschweif wie noch kein Kometenschweif zuvor gesehen wurde. Die anmutige Symmetrie war zerstört, der Schweif war zertrümmert. Er war gebogen, verdreht und abgelenkt, während sein größerer Teil in Knoten und nebulöse Massen aufgelöst war, und die ganze Erscheinung der Vorstellung einer Fackel entsprach, die flackerte und unregelmäßig im Wind wehte.“
Barnard konnte seine photographischen Dokumentation der Veränderungen des Kometenschweifs noch bis in den November fortsetzen. Der Komet bewegte sich währenddessen mit abnehmender Helligkeit am Himmel nach Norden und konnte gegen Ende des Jahres von der Nordhalbkugel als zirkumpolares Objekt während der ganzen Nacht beobachtet werden. Die letzte Beobachtung des Kometen erfolgte am 27. Januar 1894.
Der Komet hatte am 31. Oktober eine gesteigerte Helligkeit, die nur an diesem Tag eine Sichtbarkeit mit bloßem Auge ermöglichte. Ansonsten erreichte er aber nie eine ausreichende Helligkeit, um so gesehen werden zu können.
Von dem Kometen konnten durch Edward Barnard bis zum 19. November insgesamt 17 Weitwinkel-Photographien aufgenommen werden. Die Aufnahmen zeigten die ungewöhnliche Form des Schweifs und seine raschen Veränderungen. Es konnten auch einzelne Schweifwolken beobachtet werden, die sich loslösten. Zusammen mit den Beobachtungen, die im vorherigen Jahr am Kometen C/1892 E1 (Swift) gemacht worden waren, führte dies zu der Erkenntnis, dass eine Interaktion zwischen dem Kopf des Kometen und den im Schweif zu beobachtenden Veränderungen stattfindet. Die Ursache der Verformungen des Kometenschweifs konnte zunächst nicht erklärt werden und es wurde ein unbekanntes bremsendes Medium im Raum zwischen Sonne und Planeten vermutet.
Für den Kometen C/1893 U1 konnte Boris Alexandrowitsch Woronzow-Weljaminow 1930 ableiten, dass die Bewegung des Schweifs und seine Form erklärt werden können, wenn man annimmt, dass er in Form gasförmiger Partikel kontinuierlich aus einem festen Kern emittiert wurde, der mit einer Periode von 91 Stunden um eine gedachte Achse Sonne–Komet rotiert.
Das Licht des Kometen wurde spektroskopisch untersucht durch William Wallace Campbell am Lick-Observatorium. Er konnte die kometentypischen Emissionslinien von Kohlenstoff (C2) beobachten.
Für den Kometen konnte aus 153 Beobachtungsdaten über einen Zeitraum von 82 Tagen eine eingeschränkt genaue elliptische Umlaufbahn bestimmt werden, die um rund 130° gegen die Ekliptik geneigt ist. Der Komet läuft damit im gegenläufigen Sinn (retrograd) wie die Planeten durch seine Bahn. Im sonnennächsten Punkt der Bahn (Perihel), den der Komet am 19. September 1893 durchlaufen hat, befand er sich mit etwa 121,5 Mio. km Sonnenabstand im Bereich zwischen den Umlaufbahnen von Venus und Erde. Bereits am 14. Juli war er der Erde bis auf 1,15 AE/172,4 Mio. km nahe gekommen und am 28. August war er in 92,1 Mio. km Abstand an der Venus vorbeigegangen. Am 30. September erfolgte die größte Annäherung an den Mars mit 123,6 Mio. km und am 6. Dezember näherte sich der Komet ein weiteres Mal der Erde bis auf 1,31 AE/195,7 Mio. km.
Der Komet bewegt sich auf einer extrem langgestreckten elliptischen Bahn um die Sonne. Nach den mit einer gewissen Unsicherheit behafteten Bahnelementen hatte seine Bahn vor seiner Passage des inneren Sonnensystems im Jahr 1893 noch eine Exzentrizität von etwa 0,9956 und eine Große Halbachse von etwa 186 AE, so dass seine Umlaufzeit bei etwa 2530 Jahren lag. Der Komet könnte demnach bereits in der Antike um das Jahr –630 erschienen sein. Durch die Anziehungskraft der Planeten, insbesondere durch relativ nahe Vorbeigänge am Jupiter am 16. Januar 1892 in etwa 3 ½ AE und am 15. April 1894 in etwa 3 ¾ AE Distanz, wurde seine Bahnexzentrizität aber auf etwa 0,9963 und seine Große Halbachse auf etwa 220 AE vergrößert, so dass sich seine Umlaufzeit auf etwa 3250 Jahre erhöhte. Wenn er um das Jahr 3515 den sonnenfernsten Punkt (Aphel) seiner Bahn erreicht, wird er etwa 65,5 Mrd. km von der Sonne entfernt sein, fast 438-mal so weit wie die Erde und fast 15-mal so weit wie Neptun. Der nächste Periheldurchgang des Kometen wird möglicherweise um das Jahr 5140 stattfinden.