Le Comete
Le comete sono costituite da un
piccolo nucleo che può variare dai 2 ai 100, anche se la maggior parte delle
comete ha una dimensione vicina ai 10 Km. La piccola massa concentrata in questi
oggetti fa si che la forza di gravità sia molto bassa. Ciò oltre a causare le
forme irregolari dei nuclei cometari, impedisce che i materiali che
costituiscono li costituiscono non riescono ad amalgamarsi insieme
omogeneamente, 
ma
vengono tenuti legati tra di loro quasi esclusivamente dal collante naturale,
costituto sia da ghiaccio d’acqua (H20)
che da ghiaccio secco (CO2 ). La loro
densità quindi è molto bassa in taluni casi poco inferiore a quella dell’acqua.
Questo rende le comete molto friabili (si pensa anche la stessa cosa degli
asteroidi dopo i recenti Fly by su Matilde, Gaspra e Eros delle sonde Galileo e
Near), e molto soggette alla frammentazione. Ne è emblematico l’ultimo caso
della Linear S4 che alla fine di luglio 2000, si è letteralmente sbriciolata
sotto gli occhi dei più potenti telescopi terrestri, proprio subito dopo il
perielio durante l’inversione del moto e nel punto di massima attrazione
gravitazionale solare.
All’interno di questi giganti
iceberg cosmici, che sono i nuclei cometari, sono rimasti imprigionati i
materiali primordiali della nebulosa da cui nacquero il Sole e i pianeti. Sono
presenti in grandi quantità anche composti del carbonio più o meno complessi,
quali possono essere gli aminoacidi, i mattoni della vita terrestre. Le comete
sono da considerarsi degli autentici fossili del nostro sistema solare rimaste
ibernate per miliardi di anni ai bordi del nostro sistema planetario, da ciò si
capisce la loro importanza dal punto di vista scientifico. Però quando si
avvicinano al Sole il nucleo cometario a causa del crescente calore fa sublimare
i ghiacci del suo interno, ed espelle violentemente insieme ad essi anche le
polveri. Ciò rende le comete visibili e affascinanti, ma le fa divenire anche
molto effimere. Infatti questa straordinaria emissione di materiale non può
durare indefinitivamente, così le comete hanno una vita limitata , si stima
circa 1000 passaggi attorno al Sole, prima di spegnersi del tutto. Anche
supponendo per le comete più lontane un periodo orbitale 1.000.000 di anni, un
tempo di percorrenza dell’orbita estremamente lungo se paragonato con i circa
270 anni impiegati dal più distante dei pianeti (Plutone) per completare un giro
attorno al Sole, le comete si sarebbero dovute estinguere già dopo 1 miliardo di
anni dalla nascita del Sole. Ma oggi dopo circa 4,5 miliardi di anni, continuano
a rischiarare i cieli notturni. Come è possibile ciò? Ci deve essere quindi un
serbatoio contenente migliaia di miliardi di nuclei cometari, posto a grandi
distanze dal Sole, fin quasi 1 anno luce da esso. Questo è quello che ipotizzo
Oort circa attorno verso la metà del XX secolo. La nube di Oort ha una forma
sferica e si estende da 50.000 U.A. a 150.000 U.A (1 U.A. abbreviazione per
unità astronomica è la distanza media della Terra dal Sole) e si pensa sia stata
generata da comete espulse fuori dal nostro sistema interno dai pianeti giganti
quali Giove e Saturno. Quindi esse non nacquero già così lontane dal Sole. E se
così è, dovrebbero trovarsi poco dopo Nettuno un gran numero di comete non
perturbate agli albori del sistema solare dai più grossi pianeti. La fascia di
Kuiper ipotizzata attorno alla metà del XX secolo ha cominciato a trovare
conferma negli anni 90, quando in pochi anni sono stati scoperti circa 300
oggetti nelle v
icinanze
dell’orbita di Plutone, grazie all’utilizzo di moderni ed efficienti sensori
CCD applicati a telescopi di circa 2 metri di diametro. Ma essi non sono che
l’avanguardia di milioni di miliardi di nuclei cometari posti dentro una
struttura toroidale (a ciambella) che si spinge fino a 20.000 U.A. dal Sole.
Ma a queste distanze sono
pressoché inosservabili da Terra a causa del loro piccolo nucleo. Esse
diventano visibili solo quando perturbazioni galattiche le spingono verso i
pianeti interni. Nelle vicinanze di Saturno i ghiacci del nucleo cominciano a
sublimare e vanno a formare una struttura quasi sferica attorno ad esso: la
Chioma. Man mano che la cometa si avvicina, a causa del calore solare sempre
maggiore, viene emesso più ghiaccio frammisto a polveri, che vanno a disporsi in
strutture affusolate e lunghe: le code cometarie.
Le appendici cometarie sono forse la parte più
affascinante e cangiante delle comete. Lo stesso nome cometa deriva dal latino,
e significa appunto astro dotato di lunga chioma capelluta, caratterizzato,
quindi, dalla presenza di una o più code, che si dispongono in direzione
antisolare, quindi, molto vicine alla congiungente Sole-Nucleo, in funzione sia
delle loro caratteristiche chimico-fisiche sia del tipo di velocità posseduta
dalla cometa in quel preciso istante. La loro forma scaturisce dall’interazione
della materia espulsa dal nucleo con i diversi tipi di radiazione solare. Si
possono così avere diverse strutture morfologiche, che si possono raggruppare in
tre principali categorie.
La coda di gas e ioni o di
tipo I.
Questa coda è costituita da
singole molecole ed atomi più o meno ionizzate. Dalla sublimazione dei ghiacci
cometari vengono prodotti composti chimici, che poi vengono dissociati dalla
radiazione solare, diventando ossevabili sotto forma di atomi o di molecole. La
colorazione blu di questo tipo di coda è dovuta alla diffusione della luce
solare da parte di questo gas ionizzato, proprio come avviene per la nostra
atmosfera che ci fa apparire il cielo colorato di azzurro. Tutte le comete
sviluppano questa coda, che presenta un aspetto lungo e rettilineo. La coda di
ioni è composta da uno o più raggi composti, come abbiamo visto, da materiale
gassoso e che si sviluppano in direzione antisolare. Questi raggi possono avere
una larghezza variabile tra i 30.000 ed i 1000 Km, e si presentano abbastanza
distinti e aperti per distanze dal Sole superiori ad 1 u.a. , mentre man mano
che si avvicinano alla nostra stella assumono quella caratteristica forma
biforcata o conica abbastanza tipica per le comete formate prevalentemente da
gas. La coda di plasma, soprattutto se osservata nell’arco di alcune ore, può
dare l’impressione di ondeggiare, proprio come un drappo agitato dal vento. Il
fenomeno è particolarmente evidente durante gli undecennali massimi di attività
solare. La lunghezza di questo tipo di coda, per quanto riguarda le comete
dotate di una discreta attività, può agevolmente raggiungere e superare i 100
milioni di Km.
La coda di polveri o di
tipo II.
La coda di tipo II, più appariscente e larga di quella
di ioni è presente in pressoché tutte le comete a lungo periodo, mentre è quasi
totalmente assente in quelle a corto periodo, in quanto sembra che la riserva
di polveri di un corpo cometario è destinata ad esaurirsi dopo non molti
passaggi attorno al Sole. La Halley sembra essere un’eccezione, ma si pensa che
sia stata immersa nel sistema solare interno da non più di 10.000 anni, quindi
fino ad adesso ha potuto effettuare un centinaio di passaggi attorno al Sole.
Non molti in rapporto alla vita media di una cometa, inoltre le dimensioni del
nucleo sono leggermente superiore a quello di altri corpi cometari, garantendo
così una maggiore riserva di materiali volatili. Questo tipo di coda, a
differenza di quella di ioni, presenta uno spettro non a emissione , ma continuo
come quello solare. Il motivo è che riflette quasi integralmente la luce solare,
ciò implica che al suo interno i composti gassosi d
evono essere assenti. I suoi
costituenti base devono essere allora non singoli atomi o molecole, ma polveri
di vario diametro globalmente neutre capaci di riflettere la luce e di non
interagire con essa. Queste particelle di polveri hanno una dimensione che può
variare da 0,1 micron al decimo di millimetro, un miscuglio paragonabile in
qualche modo al fumo di una sigaretta, anche se estremamente meno denso,
naturalmente però possono venire emessi corpi di dimensioni ragguardevoli, anche
se in trascurabile percentuale. La coda di polveri ha una forma molto più larga
ed incurvata rispetto a quella di gas.. La sua estensione tipica si attesta
infatti sui 40 - 50 milioni di chilometri, anche se le sungrazers (un esponente
è la Ikeya-Seki del 1965), che arrivano
a sfiorare la superficie solare, possono sviluppare una scia superiore ai 200
milioni di Km. Essendo la coda di polveri visibile per riflessione, si capisce
come il suo colore sia simile a quello della luce solare che devia. Infatti la
sua colorazione è per lo più bianco giallastra. Solo a distanze molto vicine al
Sole, si possono osservare mutamenti cromatici, dovuti alla presenza nelle
polveri di materiali molto pesanti che possono conferire alla parte iniziale
della coda una colorazione rossastra, giallo intensa, e talvolta argentea.
Naturalmente l’analisi spettrale consentirà di conoscere la natura dei materiali
presenti nella scia responsabili dell’emissione di queste particolari frequenze.
Un’altra caratteristica, che
può presentarsi all’interno della coda di polveri spesso a ridosso del passaggio
al perielio, è la comparsa di alcune striature, che conferiscono un aspetto a
denti di pettine alla parte terminale della coda. Sono le cosiddette bande
sincroiche, che sembra siano generate dal materiale eiettato nello stesso
istante dal centro della cometa.. Tra le recenti comete che hanno mostrato
questa caratteristica morfologica, da ricordare la Grande Cometa di Gennaio del
1910, la meravigliosa West del 1976, la Seki-Lines del 1962 e per ultima la
stessa Hale-Bopp del 1997. La coda di polveri raggiunge la sua massima
estensione e luminosità subito dopo il passaggio al perielio, ed è di gran lunga
più spettacolare ed appariscente di quella di ioni, soprattutto se osservata in
cieli non perfettamente trasparenti.
La coda di tipo III.
Questo tipo di coda in voga
fino a metà del 1900 è stata progressivamente incorporata in quella di tipo II.
Infatti, si pensa sia costituita principalmente da polveri particolarmenti
grosse e pesanti, i cui costituenti possono raggiungere le dimensioni del
centimetro. Affianco a questo pulviscolo di ragguardevole grandezza, però
possono essere presenti anche materiali intrinsecamente più pesanti quali ferro
o nichel ed altri metalli, che quando emessi in grandi quantità, come per le
sungrazer durante il passaggio al perielio, sono in grado di conferire alla coda
una colorazione argentea. Le particolari caratteristiche fisiche delle sue
componenti fanno si che la forma complessiva di questa coda sia estremamente
incurvata e corta. Non tutte le comete sviluppano questo tipo di scia, che si
rende osservabile soprattutto in quegli oggetti che passano estremamente vicino
al Sole. A causa dell’intrinseca consistenza dei suoi costituenti, sembra la
coda di tipo III sia la progenitrice di quel meraviglioso fenomeno celeste che
sono le stelle cadenti.
L’anticoda.
In questo caso non abbiamo a che fare con una struttura
cometaria ben delineata dal punto di vista chimico-fisico. Ma siamo di fonte ad
fenomeno prospettico, osservabile quando la cometa attraversa il piano
dell’orbita terrestre. In questo momento la scia di gas e polveri, emessa dal
nucleo nei giorni precedenti, appare proprio davanti alla chioma in direzione
opposta all’altra coda. Ciò è particolarmente evidente se la coda principale
precede il nucleo nella sua orbita, non seguendolo ma anticipandone il moto,
fenomeno molto frequente dopo il passaggio al perielio.
Il testo è tratto dal libro di prossima uscita
sulle comete, scritto da Massimo Russo
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