Comete "a lungo periodo"
Le comete appaiono in cielo senza regolarità - alcune sono deboli, altre spettacolari, alcune sono periodiche (come la famosa cometa di Halley), altre sono "a lungo periodo", il cui periodo è in genere troppo lungo per essere calcolato. Le comete più spettacolari sono spesso di quest'ultimo tipo.
In un'altra sezione, relativa alle leggi di Keplero, si è visto che le orbite dovute all'attrazione gravitazionale di un oggetto centrale possono essere di una di queste tre classi:
- Oggetti legati gravitazionalmente a oggetti centrali (dotati di una velocità inferiore alla velocità di fuga corrispondente alla loro posizione) percorrono orbite periodiche a forma di ellissi.
- Oggetti con velocità sufficiente a rompere i legami gravitazionali (oggetti con una velocità superiore alla velocità di fuga, qualunque sia la loro posizione) si muovono su orbite iperboliche, avvicinandosi al centro di attrazione e poi allontanandosi in una direzione differente, per non tornare mai più.
- Oggetti al confine tra le due classi (con esattamente la velocità di fuga) si muovono luglo parabole. Anch'essi compiono un passaggio e non ritornano più, però la direzione del ritorno punta nella stessa parte del cielo da cui sono arrivati.
Nei limiti dell'incertezza delle osservazioni, tutte le comete a lungo periodo sembrano avere orbite paraboliche. Questo indica che non sono in realtà oggetti interstellari, ma sono comunque, anche se debolmente, legati al Sole. In genere vengono classificati come appartenenti alla "nube di Oort" ai bordi del sistema solare, a distanze stimate dell'ordine di 100·000 UA. Il nome deriva dall'astronomo olandese Jan Oort che ne ipotizzò l'esistenza.
Di tanto in tanto (così si pensa comunemente) una stella di passaggio sfiora uno di questi oggetti, spingendolo verso il Sole, e dopo un lunghissimo tempo l'oggetto raggiunge le vicinanze del Sole. Il calore del Sole fa evaporare del materiale dalla cometa e si forma un alone luminoso o "chioma" (cometa significa "astro chiomato"). Vicino al Sole, la pressione della radiazione solare e il vento solare "soffiano via" le parti più esterne della chioma, formando una coda luminosa, la quale - poiché la forza che la spinge viene dal Sole - in genere si estende in direzione opposta al Sole, sia se la cometa si stia avvicinando al Sole, sia se si stia allontanando da esso. Pochissime comete in realtà colpiscono il Sole - in effetti soltanto dopo la disponibilità di immagini satellitari, si sono potuti osservare impatti di questo tipo. In generale la "velocità trasversale" (o momento angolare, in termini scientifici) è sufficiente perché, anche se la cometa si avvicina molto al Sole ("passaggio radente"), all'ultimo possa eseguire una sorta di conversione a U e ritornare nello spazio lontano.
Accurate osservazioni della coda delle comete - per esempio, quella della cometa Hale-Bopp nel 1997 - spesso mostrano due code orientate in direzioni leggermente diverse e anche di colore leggermente diverso. La coda (in genere) più luminosa consiste di polvere, spinta (come Keplero aveva già ipotizzato) dalla pressione della radiazione solare. Il suo chiarore è dovuto alla radiazione solare diffusa e il suo spettro rassomiglia a quello della luce del Sole. L'altra coda è spinta dal vento solare, un flusso costante di particelle cariche, spinte a circa 400 Km/sec (in media) dal calore della corona solare (che ha una temperatura di un milione di gradi), lo strato più esterno del Sole. Come è mostrato dalla sua luce, questa seconda coda consiste di ioni, atomi della chioma a cui sono stati strappati uno o più elettroni dalla luce solare. Anche il vento solare è costituito da ioni e, in effetti, l'esistenza di una coda di ioni è la prima evidente prova dell'esistenza di una "radiazione solare corpuscolare", come era chiamato una volta il vento solare, proposto in Germania da Cuno Hoffmeister e poi da Ludwig Biermann.
Il vento solare e la coda di ioni sono entrambi così rarefatti che raramente avvengono collisioni tra le loro particelle. Tuttavia il vento solare segue le linee del campo magnetico, e l'interazione tra il plasma in movimento e il campo magnetico genera correnti e campi elettrici (nota: in un plasma in assenza di collisioni, le correnti elettriche modellano soltanto il campo magnetico ma non influiscono sulla resistività ohmica).
Tutto questo può modificare il flusso (se le particelle sono sufficientemente rarefatte) o anche deformare le linee del campo magnetico (se non lo sono, come nel caso del vento solare). Il punto da notare è che, quando il campo elettrico, causato dall'interazione del flusso di plasma con le linee del campo magnetico, raggiunge gli ioni espulsi dalla cometa, li raccoglie e li trasporta insieme al vento solare.
Il vento solare fluisce dal Sole a una velocità dell'ordine di 400 Km/sec, ma nel frattempo la sorgente, cioè la cometa stessa, può muoversi a 20-50 Km/sec. La scia di particelle emesse nella coda di ioni durante un secondo si allontana radialmente dal Sole di 400 Km, ma poiché queste particelle hanno cominciato a muoversi da punti che si trovano a 20-50 Km dalla traiettoria della cometa, la linea che formano non è proprio radiale, e quindi non è nella stessa direzione della coda spinta dalla luce solare.
Comete periodiche e "Centauri"
Le comete "a lungo periodo" arrivano in modo casuale e da tutte le direzioni, suggerendo quindi che la nube di Oort è più una sfera che un disco, anche se potrebbe essere più spessa vicino all'eclittica. Queste comete arrivano in modo imprevedibile e non ci si aspetta che ritornino.
Tuttavia esistono anche molte comete con orbite periodiche, alcune con un periodo inferiore a 10 anni. La cometa di Halley, forse la più nota, ha un periodo di circa 75 anni e arriva alla sua massima distanza dal Sole poco oltre l'orbita di Nettuno.
Le comete sono state chiamate in modo appropriato "palle di neve sporca" da Fred Whipple e la radiazione del Sole le consuma costantemente, aiutata dal vento solare. In un'orbita vicina al Sole, non ci si aspetta che durino molto, neppure la cometa di Halley, anche se questa passa la maggior parte del suo tempo a grande distanza dal Sole dove la luce solare produce ben poco riscaldamento. Gradualmente tutto il materiale volatile come il ghiaccio evapora, la spettacolare coda si assottiglia e poi sparisce, e tutto quello che resta della cometa sono ciottoli rocciosi che si disperdono lungo la sua orbita. Quando la Terra interseca una di tali orbite, molti di questi granellini rocciosi colpiscono l'atmosfera e a causa dell'alta velocità vengono vaporizzati dall'attrito con l'aria, emettendo un breve bagliore luminoso. Sono queste le "meteore" [Nota: i meteoriti sono gli oggetti che colpiscono l'atmosfera e talvolta raggiungono il suolo, mentre le meteore sono i lampi o le scie nel cielo]. Alcune "piogge meteoriche" avvengono annualmente, e si ritiene che indichino il momento in cui la Terra interseca l'orbita di una dissolta cometa.
Un esempio del dissolvimento di una cometa ha potuto realmente essere registrato. La cometa di Biela è stata avvistata la prima volta nel 1772 e Wilhelm von Biela nel 1826 ne calcolò il periodo pari a 6,6 anni. Nel 1846 si osservò che si era spezzata in due, nel 1852 la distanza tra i due frammenti era cresciuta, e ci si aspettava di osservarla ancora nel 1859, nel 1865 e nel 1872, ma non fu così. Invece nel 1872 si osservò una formidabile pioggia meteorica quando la Terra intersecò l'orbita. Il fenomeno si ripeté negli anni successivi, ma poi gradualmente divenne sempre più debole.
Talvolta la fine di una cometa è ancora più spettacolare. Nel marzo 1993, Carolyn e Eugene Shoemaker insieme a David Levy osservarono una strana fila di oggetti in orbita attorno a Giove (ved. l'immagine qui a fianco, presa dopo il primo impatto). Dallo studio dell'orbita fu in seguito dedotto che si trattava probabilmente dei frammenti di una cometa passata vicino al pianeta circa un anno prima. A causa del moto relativo dei due oggetti, la cometa non solo si era spezzata, ma i suoi frammenti erano stati catturati dalla gravità di Giove e portati in un'orbita molto ellittica, che gli scopritori si aspettavano che intercettasse il pianeta nel luglio 1994. Gli astronomi cercarono essi stessi di osservare le collisioni, ma queste avvennero dietro il bordo visibile del pianeta. Tuttavia, quando la rotazione di Giove portò le zone dell'impatto in vista, queste erano ben identificabili da macchie scure nell'atmosfera di Giove (immagine qui sotto, a destra). Si è pensato che anche le catene di crateri sulla Luna siano dovute a oggetti che si frantumarono prima dell'impatto.
Molto di quello che segue è basato sull'articolo "The Kuiper Belt" (la fascia di Kuiper) di Jane Luu e David Jewitt, gli scopritori dell'oggetto "1992 QB1", il primo degli oggetti della fascia di Kuiper ad essere osservato, a parte Plutone ("Scientific American" Maggio 1996, pagg. 47-52). Va tenuto presente, tuttavia, che futuri studi potrebbero modificare parte di questo scenario.
Per molti anni era opinione comune che le comete con breve periodo si originassero quando comete a lungo periodo passavano vicine a un grande pianeta, perdessero energia (mediante il processo descritto qui) e fossero deflesse in un'orbita con breve periodo. Questo è certamente possibile (benché tali incontri possano anche aggiungere energia e gettare il nucleo della cometa completamente fuori del sistema solare). Recenti studi hanno però mostrato che, data la scarsità di comete a lungo periodo, esistono troppe comete con breve periodo perché possano essere spiegate con un tale processo.
Il primo novembre 1977 Charles Kowal scoprì quello che sembrava un grosso asteroide tra Saturno e Urano. Fu chiamato Chirone dal nome di un centauro della mitologia greca (metà uomo e metà cavallo - un nome appropriato per un oggetto strano!). Ultimamente si è trovato che Chirone è più simile a una cometa - un nucleo di 150-200 Km circondato da una chioma di polveri, che lo fa sembrare più grande, e in un'orbita che va da 8,5 a 19 unità astronomiche. A lungo termine, un'orbita così non sarà stabile - può passare troppo vicino a un grande pianeta e, con il meccanismo della fionda planetaria, può perdere energia e cadere sul Sole, oppure guadagnare energia e lasciare per sempre il sistema solare.
Dopo di allora, sono stati osservati molti altri oggetti di questa classe, e sono ora noti col nome di centauri. Sembra che provengano dalla fascia di Kuiper e la loro orbita (a lungo termine, specialmente quelli più interni) può essere modificata dalla gravità di Nettuno e diventare molto eccentrica, come è stato dimostrato da simulazioni orbitali al calcolatore. Tuttavia, le orbite eccentriche potrebbero anche essere perturbate di nuovo dai grandi pianeti e così dare origine infine a comete con breve periodo.
A una classe a sé stante (fino ad ora) appartiene Sedna, un grosso oggetto (più di 1000 Km di diametro) scoperto nel gennaio 2005 a una distanza di 97 UA, con un'orbita che si estende tra 76 UA dal Sole (perielio) fino a forse 1300 UA (afelio). Con questo genere di distanze si riempie una lacuna tra la la fascia di Kuiper e la nube di Oort, e finora nessuno è stato in grado di dare una spiegazione convincente all'esistenza di Sedna, o stimare quanti altri oggetti esistano così lontani. Una spiegazione sarebbe che Sedna sia un oggetto proveniente dall'esterno del sistema solare.
Il vento solare
Anche il vento solare, cioè il flusso di ioni ed elettroni provenienti dal Sole, alla fine ha un limite. Come è stato notato precedentemente, il suo moto trascina il campo magnetico solare, facendolo estendere molto più lontano dal Sole di quanto altrimenti non sarebbe (nel vuoto o nell'aria, l'intensità del campo magnetico decresce come 1/r3, ma nel vento solare lontano, decresce solo come 1/r). Alla fine, tuttavia, il vento solare diventa troppo rarefatto, e il suo campo magnetico troppo debole, per raccogliere gli ioni e gli elettroni interstellari molto rarefatti che incontra.
Poiché il vento solare si muove più rapidamente della "velocità di Alfven", il cui ruolo è analogo alla velocità del suono nell'atmosfera, il primo segnale di un ostacolo interstellare è una transizione d'urto, l'urto terminale, incontrato dal Voyager 1 il 15 Decembre 2004 e dal Voyager 2, il 30 Agosto 2007. Passato l'urto, il flusso diviene più lento ("sub-alfvenico") e più denso, e il campo magnetico più intenso (benché con il Voyager 2, il rallentamento è stato meno pronunciato del previsto). Però il flusso si espande ancora con la distanza, che riduce ancora di più la sua densità e il campo magnetico, e alla fine ne ferma l'espansione a un limite chiamato eliopausa. Alla data del 2008, l'eliopausa non è stata ancora raggiunta e non si è sicuri delle sue proprietà, tranne che ci si aspetta di avere un fronte da una parte, e una lunga coda dall'altra, a causa del moto del sistema solare attraverso lo spazio interstellare.
Una curiosità:
Anche senza un telescopio, un buon binocolo a prismi (6 x 35 oppure 7 x 50) vi mostrerà molti dettagli celesti troppo piccoli e deboli per l'occhio nudo - per esempio un binocolo vi aiuterà ad osservare le comete.
Molti anni or sono ascoltai un astronomo (e anche poeta) Desmond King-Hele fare una rassegna delle nostre conoscenze sulle comete. Egli terminò con delle suggestive immagini dei telescopi usati per lo studio delle comete, e poi proiettò l'ultima diapositiva, un uomo su una sedia a sdraio che osservava il cielo con un binocolo.
"Si possono fare delle buone osservazioni con nient'altro che un semplice strumento. Guardate per esempio questo osservatore. Potreste dire che sta
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Surveying heaven's architecture
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Osservando l'incanto della creazione
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While lying doggo in a deck chair
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Disteso comodo su una sedia a sdraio
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Oh what a way to end a lecture!
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Che bel modo di finire una lezione! "
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