comèta (astronomia)

Descrizione generale

(antico comata), sf. [sec. XIV; dal greco kometēs, chiomato]. Corpo celeste facente parte del Sistema Solare. Nelle comete si distinguono una testa, formata da nucleo e chioma, e una coda; chioma e coda si formano progressivamente a mano a mano che la cometa si avvicina al Sole. La maggior parte delle comete è osservabile solo con un telescopio in quanto hanno masse totali estremamente piccole, tali da non perturbare il moto neppure dei satelliti planetari minori, e praticamente concentrate nei nuclei. Questi, secondo il modello proposto nel 1950 da F.L. Whipple, sarebbero formati dal cosiddetto “ghiaccio sporco”, cioè da una grande quantità di sostanze volatili (acqua, ammoniaca, metano e biossido di carbonio) allo stato solido. Fintanto che la cometa è lontana dal Sole, questo ghiaccio è reso “sporco” dalla presenza di particelle solide di carbone, ferro, nichel ecc. Riscaldato dalla radiazione solare, sublima trascinando con sé anche le particelle solide e dà origine alla chioma; quando la pressione di radiazione del Sole diventa sensibile si forma anche la coda, la cui luminosità è dovuta a processi di ionizzazione per urto con le particelle veloci provenienti dal Sole. Lo studio svolto mediante satelliti artificiali ha rivelato la presenza nella chioma di grandi quantità di idrogeno atomico libero, per cui la testa risulta immersa in un involucro molto esteso di idrogeno atomico, non osservabile da terra. I nuclei hanno diametri dell'ordine della decina di chilometri e masse inferiori a un decimo di miliardesimo della massa della Terra; le chiome hanno diametri compresi fra 10.000 e 100.000 km e densità inferiori a 10⁶ molecole/cm³; le code, che hanno densità ancora minori, raggiungono lunghezze variabili fino a 100 milioni di chilometri e oltre (la coda della cometa del 1843 raggiunse i 250 milioni di km). La coda di una cometa punta sempre dalla parte all'incirca opposta al Sole, in quanto le particelle che la costituiscono sono allontanate dal nucleo per effetto del vento solare; la forma risulterà diritta se essa è costituita da particelle gassose, ricurva se costituita principalmente da polvere. Le orbite delle comete vengono facilmente perturbate dai corpi maggiori del sistema solare, i quali si dimostrano sovente in grado di sconvolgerne completamente la forma, con il ridurre amplissime traiettorie quasi paraboliche in traiettorie ellittiche a bassa eccentricità (e viceversa), e perfino con l'invertirne il senso di percorrenza. Anche lo stato di rotazione del nucleo cometario (per esempio quello mostrato dalla cometa di Halley è il risultato di due moti simultanei effettuati intorno agli assi maggiori, rispettivamente di 7,1 e 3,7 giorni di periodo) costituisce elemento d'influenza sulla stabilità dell'orbita, in quanto – specie nelle epoche del transito al perielio – esso rimane perturbato dalla violenza dell'attività eruttiva (il cosiddetto “effetto razzo”), che imprime alterazioni, anche notevoli, al moto di rivoluzione dell'astro e agli intervalli fra le sue riapparizioni. Le comete aventi traiettorie ellittiche sono quelle periodicamente osservabili.

Classificazione: le comete periodiche

Si usa raggruppare le comete periodiche in “famiglie”, a seconda del pianeta di cui subiscono l'attrazione gravitazionale (per esempio, la famiglia di Giove, che conta una settantina di comete, la famiglia di Saturno, con una decina di membri ecc.) . Le comete vengono suddivise in comete a lungo periodo (maggiore di 200 anni) e a breve periodo (minore di 200 anni); le prime si muovono su orbite paraboliche o ellittiche molto allungate; le seconde hanno in genere orbite ellittiche: fra queste ultime si trovano quelle dette periodiche, delle quali cioè è stato osservato più volte il passaggio. Le comete di cui è stato osservato il maggior numero di passaggi sono quella di Encke (48) e quella di Halley (30). Sono state determinate ca. 700 orbite di comete su oltre 1500 osservate; il numero di osservazioni aumenta di una decina all'anno grazie all'uso di perfezionate tecniche di ripresa attuate anche da satelliti artificiali. A ogni nuova cometa osservata, è stato attribuito il nome dello scopritore (o degli scopritori), che un apposito ufficio dell'International Astronomical Union (UAI) provvedeva a integrare con l'anno della scoperta, seguito da una lettera minuscola, corrispondente all'ordine delle apparizioni relative al suddetto anno. A partire dal 1995, l'UAI ha però proposto una modifica in questo criterio di classificazione preliminare, con il ricorso all'indicazione dell'anno della scoperta seguito dal numero delle quindicine trascorse dal suo inizio e dal numero degli avvistamenti verificatisi in quella quindicina stessa. Per esempio la sigla 2005 E 3, in questa nuova convenzione, indica la terza scoperta effettuata nella quinta quindicina (E = prima quindicina di marzo) del 2005. Una volta calcolata l'orbita, ogni cometa viene catalogata mediante l'anno del passaggio al perielio, seguito da un numero romano che indica l'ordine di passaggio al perielio, rispetto alle altre, durante l'anno stesso. § Due importanti comete sono comparse nella seconda metà degli anni Novanta: la C/1996 B2 (Hyakutake), nel 1996, e la C/1995 O1 (Hale-Bopp) nel 1997. La Hyakutake è transitata al perielio il 1° maggio alla distanza di 34 milioni di chilometri dal Sole dopo essersi accostata alla Terra (24 marzo) a 15 milioni di chilometri; la sua orbita è risultata pressoché di forma parabolica (e = 0,9999) e percorsa in senso retrogrado essendo essa inclinata di 125° rispetto all'eclittica. Ha generato una coda di polveri e gas sviluppatasi per 60°-80° celesti e una chioma, animata da getti gassosi, che ha raggiunto in luminosità 0,4 m. Le analisi spettroscopiche hanno rivelato caratteristiche sorprendenti nei riguardi della composizione del nucleo solido (un blocco di ca. 2 km di diametro), in quanto vi si sono riscontrate quantità di etano e di metano in abbondanza tale da indurre a considerare l'astro come un esemplare raro di una classe particolare di cometa. La Hale-Bopp è transitata al perielio il 1° aprile 1997 (a 136 milioni di chilometri dal Sole), ma già dall'epoca del suo primo avvistamento (18 maggio 1995) l'astro si è distinto per l'alta luminosità intrinseca della chioma, che è apparsa ricca di emissioni CO. L'orbita seguita è ortogonale all'eclittica (i = 89,4°) e di forma semiparabolica (e = 0,996). Su alcune immagini della cometa riprese dal telescopio spaziale Hubble è stata rilevata dagli studiosi la possibile presenza di un corpo satellite orbitante molto vicino al nucleo della stessa; successivamente il gruppo di ricerca guidato da F. Marchis, utilizzando le ottiche adattive applicate al telescopio di 3,6 m d'apertura dell'ESO (European Southern Observatory) a La Silla (Cile), ha analizzato immagini ad alta risoluzione del nucleo cometario, che mostrano chiaramente la presenza di due corpi distinti a ca. 1000 km l'uno dall'altro. Si ipotizza che il nucleo sia formato da due frammenti rocciosi e, caso eccezionale per una cometa, stabilmente legati dall'attrazione gravitazionale. La cometa si trovava, a fine 1999, oltre l'orbita di Saturno e nonostante l'enorme distanza dal Sole (più di 1 miliardo e 300 milioni di chilometri) mostrava ancora una chioma eccezionalmente estesa (più di 1 milione di chilometri di diametro) e luminosa.

Struttura e magnitudine delle comete

L'esame spettroscopico delle comete rivela di norma una componente di luce solare riflessa da parte del nucleo, alla quale si sovrappone lo spettro di righe in emissione dovute alla luminescenza destata per eccitazione nei gas che formano la chioma e la coda, fra i quali vanno menzionati vari gruppi molecolari derivati del carbonio (C₂, C₃, CN, CH₂, CO⁺, CO⁺²), dell'azoto (NH₂, NH₃, HCN), dell'acqua (ossidrile OH⁺). Le analisi sui dati forniti anche dalle sonde cometarie spaziali hanno consentito di identificarvi almeno 13 molecole biatomiche, 2 quadriatomiche; 2 a cinque atomi, 2 a sei atomi (metilcianide CH₃CN e alcol metilico CH₃OH). La magnitudine complessiva di una cometa in relazione alla sua variabile distanza eliocentrica può essere rappresentata dalla formula:

nella quale m₀ è la luminosità rapportata alla distanza di 1 unità astronomica sia dal Sole che dalla Terra, Δ la distanza momentanea dalla Terra, r quella dal Sole, n un coefficiente variabile da cometa a cometa, da stabilire generalmente a posteriori sulla base del contenuto in materiali volatili e della loro suscettibilità a venir gassificati dalla radiazione solare. Lo studio della natura chimica delle comete ha la sua più forte motivazione nel fatto che tali corpi si sono formati nelle regioni più periferiche del sistema solare (fascia di Edgeworth-Kuiper, nube di Oort) dalla condensazione delle sostanze contenute sia nella nube protoplanetaria che nel mezzo interstellare; sostanze e composti che, da allora, sono rimasti praticamente intatti. Da qui l'importanza assunta dalle analisi spettroscopiche del gas cometario emesso proprio dalla Hale-Bopp, da cui è emerso che tra il 15 e il 40% del gas è composto da materiali di origine interstellare e che l'acqua contenuta in esso ha un'abbondanza di deuterio molto maggiore di quella riscontrata negli oceani della Terra. Il che porta a riconsiderare l'ipotesi secondo cui gran parte del prezioso liquido sia stato fornito dalle comete precipitate sul nostro pianeta durante la sua formazione. L'abbondanza riscontrata è invece analoga a quella osservata nell'ambiente interstellare; tale sarebbe dunque l'origine dell'acqua cometaria, al contrario di quella terrestre, formatasi successivamente nella nube protoplanetaria. Queste osservazioni sono state possibili per la Hale-Bopp, grazie alle dimensioni eccezionali della sua chioma che hanno consentito l'analisi spettrale del gas situato nelle estreme vicinanze del nucleo, dove la sua composizione non è ancora alterata dall'esposizione ai raggi solari.

Ipotesi sull'origine e l'evoluzione delle comete

A partire dai primi anni Cinquanta, l'olandese J.H. Oort, a conclusione di un'indagine statistica sulle orbite, ipotizzò che le comete provenissero da un unico “serbatoio”, sviluppatosi fin dall'origine del sistema solare e mantenuto stabile nell'equilibrio gravitazionale stabilitosi fra il Sole e il complesso delle stelle vicine. Il serbatoio (o nube) di Oort avrebbe forma di un immenso involucro sferico localizzabile fra le 40 mila e le 150 mila UA, vale a dire, fino a una distanza di 2,5 anni luce, limite al quale può considerarsi ammissibile l'accennato equilibrio gravitazionale. Siffatto involucro conterrebbe alcuni trilioni di nuclei cometari inerti, per una massa complessiva pari a metà di quella del pianeta Saturno: da esso, i singoli componenti si distaccherebbero in modo sporadico, a causa di perturbazioni esterne. Nessuna osservazione ha consentito finora di scorgere indizi del serbatoio di Oort, anche se si ritiene che strutture della medesima natura non debbano risultare infrequenti nel mondo siderale (come parrebbe provato intorno alla stella ß Pictoris), in quanto esse dovrebbero formarsi intorno a giovani stelle in stato di violenta emissione radiativa e corpuscolare (fase T Tauri), nonché intorno a stelle di età avanzata, in fase di gigantismo. Tuttavia, la scoperta di alcuni corpi simili a comete vaganti fra Saturno e Urano (Chirone) o allontanantisi fin oltre Nettuno e Plutone ha posto in rivalutazione una vecchia ipotesi di G. Kuiper, per la quale esisterebbe un sistema anulare di corpi ghiacciati, un secondo “serbatoio”, dislocato in duplice cintura poco oltre l'orbita plutoniana, a 35 e a 45 UA. Conterrebbe 10 miliardi di nuclei, dai 10 ai 100 km di diametro, per una massa complessiva pari a quella di Marte.

Sonde cometarie

Dopo lo spettacolare successo della sonda europea Giotto (1986), altre sonde sono state inviate dall'Agenzia Spaziale Europea (ESA) e dall'agenzia spaziale americana (NASA) all'esplorazione di comete. La NASA ha fallito l'importante missione CONTOUR, COmet Nucleus TOUR, una sonda destinata a esplorare il nucleo di alcune comete: lanciata il 3 luglio 2002, è però andata perduta prima ancora di lasciare l'orbita provvisoria terrestre. La NASA ha invece riportato un'importante successo con la sonda Stardust. Lanciata il 7 febbraio 1999, il 2 gennaio 2004 ha incontrato la cometa Wild 2, ne ha fotografato il nucleo, ha mandato le immagini alla Terra e ne ha anche raccolto campioni da riportare sul nostro pianeta. La NASA ha anche spedito, il 13 gennaio 2005, la sonda Deep Impact, a bombardare la cometa Tempel 1 in modo da poterne studiare l'interno. Grande è però, soprattutto, l'attesa per l'esito della missione della sonda cometaria europea Rosetta, lanciata il 2 marzo 2004. Destinata inizialmente all'esplorazione della cometa Wirtanen, a causa dei numerosi rinvii subiti, è stata però diretta alla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.