Studying the longterm evolution of gas activity in the coma of Comet C/1995 O1 (Hale-Bopp), with a special focus on the chemistry of carbon bearing molecules

Abstract

The starting point for this work was the dataset obtained during the optical longtermmonitoring program of comet C/1995 O1 Hale-Bopp [Rauer et al., 1997, 2002]. Observations started in April 1996 and ended nearly 5 years later in January 2001 covering a heliocentric distance range from 4.6-2.8 AU pre- perihelion and from 2.9-12.8 AU post-perihelion. It was the longest campaign ever observing a single comet in the optical wavelengths range so far. This huge dataset had to be reduced and analyzed. During a first analysis using the Haser model a number of scientifically interesting questions arose, which had to be analyzed further in more detailed studies. One of these was especially interesting: the formation of C2 and C3 in a cometary coma. C2 has been the first constituent of the coma to be found by spectroscopy observations. This was done already in 1864 by Giovanni Donati [1864] in comet Tempel (1864 II) and independently in 1867 by Sir William Huggins [1867] in comet Winnecke (1867 II). Both identified the emissions by comparing the cometary spectra with flame spectra. They also observed a group of lines near 4050 A, but it took more than eighty years until Douglas [1951] identified these lines as C3 emissions. For more than a century C2 remained without an observed parent molecule. A number of parent molecules had been proposed, namely acetylene C2H2 and ethane C2H6 for C2 [Jackson, 1976] and propyne or its isomeric form allene C3H4 for C3 [Stief et al., 1972]. Finally in 1996 emissions of C2H2 and C2H6 have been detected in comets Hyakutake and Hale- Bopp [Tokunaga et al., 1996; Brooke et al., 1996; Mumma et al., 1996]. C3 is up to the present without an observed parent molecule. The main aim of this study is to analyse the formation of C2 and C3 in a cometary coma at large heliocentric distances. As Crovisier and Encrenaz [2000] pointed out in their book on comets: C2 has been an orphan for nearly a century. To stay in this picture, this work will help to link the 'orphan' with its heritage by providing a family tree and will attempt to identify the ancestor of C3. In this work a chemical reaction network is presented capable of explaining the formation of C2 and C3 assuming C2H2, C2H6 and C3H4 as their parent molecules. Such a formation model allows to derive abundances for these parent molecules from data obtained with optical spectroscopy at heliocentric distances r > 2.86 AU. Up to now C2H2 and C2H6 has only been measured by infrared observations at heliocentric distance r < 3 AU [Dello Russo et al., 2001]. Thus this model can greatly extend the heliocentric distance range over which hydrocarbons can be studied in the coma of comet Hale-Bopp. Based on the production rates for C2H2, C2H6 and C3H4 abundances ratios will be derived for heliocentric distances r >2.86 AU. Especially the ratio to CO at these large heliocentric distances can give some important indications on the volatility of the C2 and C3 parent molecules. This work consists of three main parts. The first part is an introduction to the areas of cometary science touched in this study. Its intention is to give a short introduction in each topic. A more detailed discussion is given only for issues closely related to this study. The second part presents the dataset obtained during the optical longterm monitoring program of comet Hale-Bopp [Rauer et al., 1997, 2002], describes the data reduction and presents a first analysis using the Haser model. The third part finally presents the analysis of the formation of C2 and C3 and the derived formation model. Using this model abundances for C2H2, C2H6 and C3H4 at heliocentric distances greater than 2.86 AU have been derived. This part is closed by a discussion on the implications for the formation region of comet Hale-Bopp.

Ausgangspunkt dieser Arbeit war der durch das optische Langzeit- Beobachtungsprogramm von Komet C/1995 O1 (Hale-Bopp) gewonnene Datensatz an Langspalt-Spektren [Rauer et al., 1997, 2002]. Die Beobachtungen wurden im April 1996 aufgenommen und endeten 5 Jahre später im Januar 2001. Sie decken einen heliozentrischen Entfernungsbereich von 4,6- 2,8 AE vor dem Perihel und von 2,9-12,8 AE nach dem Perihel ab. Dies war die bisher längste Kampagne in der ein einzelner Komet über einen so großen Bereich heliozentrischer Abstände im optischen Wellenlängenbereich beobachtet wurde. Eine erste Analyse des Datensatz erfolgte mit dem Modell von [Haser and Swings, 1957]. Während dieser Untersuchung ergaben sich eine Reihe von interessanten Fragestellungen. Eine davon wird in dieser Arbeit vertieft behandelt: Die Bildung von C2 und C3 in der Koma eines Kometen. C2 war das erste Radikal in einer kometaren Koma, das spektroskopisch nachgewiesen wurde. Schon 1864 entdeckte es Giovanni Donati [1864] in Komet Tempel (1864 II) und unabhängig davon in 1867 Sir William Huggins [1867] in Komet Winnecke (1867 II). Beide identifizierten das Radikal durch Vergleich mit dem Spektrum einer Flamme. Sie beobachteten ebenfalls eine Gruppe von Emissionslinien bei 4500 A, aber diese Gruppe wurde erst mehr als 80 Jahre später durch Douglas [1951] als C3 Emissionen identifiziert. Über ein Jahrhundert lang konnte kein Elternmolekül von C2 beobachtet werden. Es wurden in dieser Zeit einige Elternmoleküle in der Literatur diskutiert, hauptsächlich Acetylen (C2H2) und Ethan (C2H6) für C2 [Jackson, 1976] und Propadien sowie die isomere Form Methylacetylen (C3H4) für C3 [Stief et al., 1972]. Erst 1996 wurden Emissionen von C2H2 und C2H6 in der Koma der Kometen Hyakutake und Hale-Bopp beobachtet [Tokunaga et al., 1996; Brooke et al., 1996; Mumma et al., 1996]. Für C3 ist bis zum heutigen Tage kein Elternmolekül beobachtet worden. Das Hauptziel dieser Arbeit war die Untersuchung der Bildung von C2 und C3 in einer kometaren Koma bei großen heliozentrischen Abständen. Hierfür ist ein Modell entwickelt worden, welches auf der Annahme basiert, dass C2H2, C2H6 und C3H4 die Elternmoleküle von C2 und C3 sind. Mit Hilfe dieses Modells können auch für große heliozentrische Abstände rh > 2.86 AE Produktionsraten für die Elternmoleküle bestimmt werden, allein auf Basis der optischen Spektroskopie der C2 und C3 Radikale. Bisher konnten Produktionsraten für C2H2 und C2H6 allein durch Beobachtungen im infraroten Wellenlängenbereich und nur bei heliozentrischen Abständen kleiner als 3 AU bestimmt [Dello Russo et al., 2001]. Das hier vorgestellte Modell weitet somit den heliozentrischen Abstandsbereich, über dem Kohlenwasserstoffe in Kometen untersucht werden können, deutlich aus. Basierend auf den Produktionsraten für C2H2, C2H6 und C3H4 können Mengenverhältnisse für heliozentrische Abstände rh > 2.86 AE bestimmt werden. Von besonderem Interesse ist dabei das Verhältnis zur CO Produktionsrate, weil hieraus Rückschlüsse auf die Volatilität der untersuchten Moleküle möglich sind. Basierend auf den Ergebnissen der Modellrechnungen ist der Versuch unternommen worden, die Entstehungsregion des Nukleus von Komet Hale-Bopp im frühen Sonnensystem einzugrenzen. Die Idee hierbei ist zu zeigen, wie, basierend auf den Produktionsraten und den Mengenverh¨altnissen von C2H2, C2H6 und C3H4, die aus optischen Beobachtungen von C2 und C3 gewonnen wurden, Aussagen über den Kern des Kometen gewonnen werden können.