Come è fatta una cometa

L'aspetto di una cometa varia sensibilmente in relazione alla sua distanza dal Sole e dalla Terra, all'attivita e alle dimensioni del nucleo, e alla prospettiva sotto la quale viene osservata. Questi fattori rappresentano nel loro insieme una delle cause della variabilità della forma e delle dimensioni degli oggetti di tipo cometario. R comunque generalmente sempre possibile individuare in una cometa tre parti fondamentali: il nucleo, la chioma e la coda. Dal punto di vista osservativo la componente più appariscente e di norma la chioma, all'interno della quale noteremo generalmente una regione più luminosa: la condensazione centrale. Il nucleo vero e proprio, come e noto, non è generalmente osservabile al telescopio, mentre la coda, la parte che contribuisce a rendere più affascinanti questi oggetti, e il più delle volte molto debole e solo in casi eccezionali diviene cosi luminosa da essere ben visibile a occhio nudo: si ha allora la rara apparizione di una grande cometa come nei casi recenti delle spettacolari comete Hyakutake e Hale- Bopp.

IL NUCLEO

Il nucleo costituisce la parte solida di una cometa ma, a causa delle sue ridotte dimensioni e della bassa albedo, e quasi impossibile da risolvere con osservazioni telescopiche dal suolo. Le moderne tecniche osservative (come l'uso di ottiche adattive sui telescopi al suolo) e l'utilizzo del Telescopio Spaziale "Hubble" (HST) aprono fortunatamente una prospettiva promettente in questa direzione. Nel passato in alcuni casi si e creduto di riuscire a distinguerlo, ma in realtà si trattava solo della parte centrale della chioma, quell'inviluppo più denso di materia che avvolge il nucleo vero e proprio. Questa regione, chiamata falso nucleo, varia notevolmente nel tempo (in funzione della quantità di materia emessa) ma appare di aspetto diverso anche in relazione allo strumento, all'ingrandimento e all'eventuale filtro usato: a volte ha un'apparenza stellare, mentre altre volte risulta diffuso e compatto oppure simile a un piccolissimo disco planetario.

A causa di questa mutevolezza di aspetto, i numerosi tentativi condotti in passato di misurare le dimensioni reali di un nucleo non sono mai approdati a risultati affidabili e oggi appare chiaro che il diametro è sempre stato sovrastimato. Se infatti scorriamo qualche testo non proprio aggiornato, vedremo che le dimensioni medie di un nucleo cometario vengono indicate intorno ai 100 km, o anche più, il che è circa dieci volte maggiore di quanto si sia trovato in epoca più recente. Le dimensioni medie di un nucleo cometario oggi si suppone siano, come ordine di grandezza, intorno ad una decina di chilometri. L'intervallo dei valori può essere comunque assai ampio: ad esempio, da misure indirette risulta che il nucleo della cometa periodica P/Swift-Tuttle e di circa 24 km, mentre il diametro di Chirone, un pianetino ritenuto una cometa estinta, e stimato di circa 170 km. La cometa Hyakutake 1996 B2 aveva invece un nucleo molto piccolo (2-3 km di diametro), dato confortato da osservazioni radar, mentre le stime sulla Hale-Bopp hanno dato un valore orientativamente tra i 20 e i 40 km. Infine, una misura diretta sulla P/Faye, fatta con l'HST, indica un diametro di poco superiore ai 5 km. Gran parte di quello che oggi conosciamo sui nuclei cometari deriva dalle esplorazioni ravvicinate mediante sonde automatiche della cometa di Halley che hanno fornito un modello e una chiave di lettura dei dati relativi a tutte le altre comete. Il nucleo della cometa di Halley e apparso di forma allungata e irregolare (di dimensioni 8X7X16 km), cosa d'altra parte già sospettata per molte comete. L'albedo, molto bassa, è stata valutata prossima a 0,04 e la densità a circa 0,3 g/cm. Il materiale che la compone e per l'80% ghiaccio d'acqua misto a polveri e a varie specie molecolari (monossido di carbonio, CO; anidride carbonica, CO₂; amoniaca,NH₃; metano, CH₄ ; acido cianitrico HCN). La struttura cristallina si rivela particolaramente adatta ad intrappolare polveri e composti che vengono liberiati quando la radiazione solare è in grado di sublimare il ghiaccio. I primi segni di sublimazione del ghiaccio si hanno solitamente quando la cometa raggiunge una distanza dal Sole di 5 - 6 U.A. e diviene intensa sotto le 2 - 3. Come tutti i corpi celesti che ruotano intorno al Sole anche il nucleo cometario mostra di avere un suo moto rotatorio proprio. Il periodo di rotazione è tendenzialmente più ampio rispetto a quelo degli asteroidi di analoghe dimensioni: il valore medio per le comete è infatti di 15 ore contro le 6,8 ore per gli asteroidi con un diametro inferiore ai 40 Km. Il modo in cui può avvenire la rotazione può essere assai complesso, come è emerso dai dato raccfolti per la cometa di Halley. Uno dei motivi di tale complessità e dato dal fatto che la materia viene emessa prevalentemente dall'emisfero diurno del nucleo (approssimativamente in direzione solare), e questo globalmente ha l'effetto di modificare la rotazione del nucleo e l'orbita stessa della cometa; e proprio l'azione di queste forze (dette forze non-gravitazionali) che rende difficile effettuare previsioni accurate sui ritorni futuri delle comete periodiche, soprattutto per quelle a lungo periodo (vedi ad esempio il recente caso del ritorno, quasi imprevisto, delle comete Swift-Tuttle e de Vico).

Maggiori dettagli sulle forze non-gravitazionali sono riportati nel già citato Catalogue of Cometary Orbits, di G. Williams e B.G. Marsden del Minor Planet Center, edito dallo Smithsonian Astrophysical Observatory. Paradossalmente, per la cometa di Halley nella sua ultima apparizione (1985/86), nonostante l'enorme quantità di dati raccolti e l'esplorazione ravvicinata con sonde automatiche, non si e ancora giunti a una comprensione chiara della rotazione del nucleo. Autori diversi, mediante differenti approcci al problema, non convergono verso un'unica soluzione: in prevalenza emergono due periodicita di 2,2 e 7,4 giorni (valori sensibilmente diversi rispetto a quello di 10,3 ore trovato nel 1910). Sekanina, ad esempio, ha proposto un modello complesso basato sulla rotazione su due assi con periodi di 7,4 e 2,0 giorni, più un movimento di precessione di 2,2 giorni attorno al secondo asse, ma fino ad ora non è ancora stata elaborata una soluzione che si accordi in modo completo con tutte le osservazioni. L'esempio della Halley ci fa chiaramente intuire che la rotazione di un nucleo cometario può avvenire in un modo molto complesso e induce ovviamente a considerare con una certa cautela i dati ricavati su altre comete. Contrariamente a quanto può sembrare a prima vista, costruire un modello di un nucleo e della sua rotazione partendo dai dati osservativi è infatti tutt'altro che semplice.

LA CHIOMA

L'emissione di materia avviene in prevalenza da un numero limitato di aree attive dislocate sulla superficie del nucleo quando queste si vengono a trovare sull'emisfero diurno. I materiali gassosi, espandendosi verso lo spazio esterno, trascinano le polveri che si trovavano intrappolate nel ghiaccio, accelerandole fino a una velocità finale che è mediamente intorno a 0,3-0,6 km/s. La seguente formula, ricavata da Fred Whipple su dati originali di Bobrovnikoff relativi a 57 comete, pone in relazione la velocità iniziale V, di emissione delle polveri con la distanza r della cometa dal Sole espressa in Unita Astronomiche:

V,=0,535 r^-0,6

Le polveri subiscono l'accelerazione dei gas solo nelle parti più interne della chioma (dove la densità del gas e maggiore) fino a una distanza pari a circa 20 volte il diametro del nucleo (circa 100-200 km). Oltre questa distanza i moti del gas e della polvere sono controllati essenzialmente dall'attrazione gravitazionale solare, dalla pressione di radiazione e dalle forze di tipo elettromagnetico.

In molti casi si osserva che l'emissione di materia avviene in modo fortemente collimato e questo sembra suggerire che le aree attive siano localizzate in zone incavate rispetto alla superficie (depressioni o fratture), fatto che appare confermato anche dalle immagini ravvicinate del nucleo della Halley ottenute dalla sonda Giotto.

Nelle comete più luminose si osservano sovente getti e/o aloni in espansione collegati alle zone di emissione. Nelle osservazioni visuali, come pure in quelle fotografiche o CCD senza filtri, le strutture osservate sono per lo più costituite da polveri che vengono emesse inizialmente in direzione solare; successivamente, esse vengono respinte all'indietro dalla pressione di radiazione, ed è per questo che le comete ricche di polveri mostrano una tipica chioma con un profilo di forma parabolica. La distanza tra il nucleo e il vertice della parabola e legata alla velocità di emissione dei grani di polvere e alla forza con cui vengono accelerati dalla pressione di radiazione solare; per una cometa a 1 UA dal Sole la distanza dell'apice della parabola e indicativamente intorno ai 60.000 km. In corrispondenza dell'asse della parabola (in direzione antisolare) spesso si nota che la chioma (ma anche la coda) è meno luminosa, talvolta addirittura oscura; quando l'effetto è molto vistoso, viene comunemente chiamato "ombra del nucleo", anche se in realtà il fenomeno non ha generalmente nulla a che vedere con effetti d'ombra, tanto meno dovuti al nucleo.

Un esempio veramente impressionante di zona d'ombra è stato osservato di recente proprio sulla cometa 1995 01 Hale-Bopp nella primavera del 1997. La formazione di queste strutture è strettamente legata alla particolare direzione iniziale di emissione delle polveri (dal lato diurno del nucleo) mentre il loro aspetto più o meno marcato può venire accentuato anche dalla prospettiva sotto la quale vengono osservate. La componente gassosa della chioma (formata da molecole neutre) si espande invece con una velocità media più elevata (intorno a 0,5-0,8 km/s) assumendo una forma circolare o tutt'al più leggermente ellittica.

L'estensione della chioma gassosa raggiunge il massimo valore quando la cometa si trova a una distanza dal Sole di 1,5-2 UA contraendosi progressivamente a mano a mano che la distanza diminuisce; varia pero a seconda delle specie atomiche o molecolari considerate: osservate nell'emissione Lyman-alfa dell'idrogeno, molte comete mostrano un alone di oltre 100 milioni di km, mentre nella regione visibile dello spettro per una cometa a 1 UA dal Sole le dimensioni sono mediamente intorno ai 0,2-0,4 milioni di km. La componente polverosa riflette semplicemente la luce che la investe, mentre la componente gassosa emette luce per un meccanismo di fluorescenza dovuto alla radiazione ultravioletta solare e all'interazione con il vento solare. Lo spettro delle comete mostra infatti due componenti tipiche: uno spettro continuo, formato dalla luce solare riflessa, e uno a bande o righe di emissione, dovuto alla componente gassosa. Le emissioni più intense nel visibile sono generalmente quelle del cianogeno (CN), nel violetto, e quelle del carbonio molecolare (C₂, nella regione azzurra-verde dello spettro. A mano a mano che le molecole si allontanano dal nucleo verso l'esterno, vengono scisse e ionizzate dalla radiazione solare. Una volta ionizzate, interagiscono con i campi elettromagnetici del vento solare e vanno a formare la coda gassosa.

LA CODA

Nelle grandi comete solitamente possiamo osservare due tipi di code di forma e caratteristiche nettamente differenti: una, piuttosto sottile ed orientata quasi esattamente nella direzione del prolungamento del raggio vettore (opposta al Sole), detta di tipo I, formata da gas ionizzati (coda di plasma), l'altra più larga e incurvata, detta di tipo II, formata da polveri.

In passato si usava anche la classificazione delle code di tipo III, sempre formate da polveri e molto aperte rispetto alla coda principale; oggi questa classificazione e caduta in disuso essendo compresa nelle code di tipo II. Un terzo tipo di coda dalle caratteristiche ancora differenti e invece stato osservato sulla cometa Hale-Bopp: si tratta di una coda di sodio neutro che mostra un orientamento vicino, ma non uguale, a quello della coda di plasma. La scoperta e stata effettuata grazie a uno specifico programma elaborato da Gabriele Cremonese (Osservatorio Astronomico di Padova) nell'ambito del team europeo sulla Hale-Bopp. L'osservazione di questo nuovo tipo di coda richiede generalmente l'uso di filtri a banda stretta, e non può essere effettuata con le normali tecniche.

L'aspetto filamentoso della coda di tipo I e legato alla complessa interazione con il vento solare: ogni variazione di direzione e intensità del vento solare si ripercuote in modo evidente sull'aspetto della coda. Quando la cometa transita in una regione ove si ha un'inversione di polarità del campo magnetico interplanetario (e questo generalmente capita quando la cometa e in prossimità del piano equatoriale solare) l'effetto può essere particolarmente vistoso e la coda può spezzarsi nettamente in due parti (il fenomeno viene definito disconnessione). I filamenti possono talvolta apparire ondulati o contorti e il loro aspetto varia su tempi scala piuttosto brevi. La velocità del vento solare e infatti molto elevata (mediamente intorno ai 200-300 km/s) e a distanza di poche ore (ma a volte anche di qualche decina di minuti) la coda può mutare considerevolmente aspetto e orientamento.

Le principali emissioni della coda di tipo I sono dovute agli ioni del monossido di carbonio CO+, dell'azoto molecolare N₂ + e dell'acqua. Il meccanismo che regola la morfologia della coda di tipo II è completamente diverso. Le polveri infatti risentono unicamente l'influsso dell'attrazione gravitazionale solare e della forza repulsiva dovuta alla pressione di radiazione. La velocità con cui si allontanano dal nucleo è molto inferiore a quella dei gas ionizzati ed è per questo che l'aspetto della coda è molto più diffuso e incurvato, con variazioni molto più lente. Normalmente le code di tipo II non mostrano alcun dettaglio ma in certi casi, se l'emissione di polveri dal nucleo e discontinua, possono formarsi bande (luminose ma anche oscure) o anche striature, generalmente chiamate bande sincrone, che sono formate da polveri di varie dimensioni emesse nello stesso istante dal nucleo: le polveri più fini si allontanano nello spazio più velocemente rispetto a quelle di maggiori dimensioni, più lente, disponendosi quindi secondo una linea o banda leggermente incurvata.

Altri tipi di striature (osservati, ad esempio, sulla cometa West e recentemente anche sulla Hale-Bopp), si formano per processi di frammentazione secondaria e disgregazione delle polveri e assumono un orientamento leggermente diverso rispetto alle bande sincrone. Con il passare del tempo, la coda di polveri tende ad assumere una forma a ventaglio sempre più allargato. Poiché le polveri si dispongono esattamente sul piano orbitale della cometa, sia la forma che l'estensione della coda sono soggette a notevoli mutamenti a seconda della prospettiva con cui osserviamo la cometa.

Se la Terra si trova in prossimità del piano orbitale della cometa, la coda appare molto sottile (quasi filiforme se siamo esattamente sul piano orbitale). A volte, in queste condizioni si osserva un'anticoda: si vede cioè una coda, usualmente sottile e più corta della principale, diretta apparentemente verso il Sole. L'effetto non e reale, ma e provocato da un semplice gioco di prospettiva. Il fenomeno e definito anticoda prospettica. Un esempio l'abbiamo avuto con la Hale-Bopp nel gennaio 1997: l'anticoda fu di lunghezza e intensità eccezionali. Un altro caso eclatante e stato quello della cometa Arend-Roland nel 1975, ma molte altre comete, anche recenti, hanno mostrato questo fenomeno in modo più o meno marcato. In casi molto più rari si osservano anche anticode reali, formate cioè da materiale effettivamente diretto verso il Sole e che si trova quindi all'intemo dell'orbita. Corte anticode di questo tipo possono essere talvolta osservate, se le condizioni sono favorevoli, dopo il passaggio al perielio della cometa. La loro formazione e legata essenzialmente al moto dei grani di polvere nello spazio rispetto al nucleo: un grano emesso prima del passaggio al perielio a una certa anomalia f e in una direzione non coincidente con il piano orbitale della cometa, attraverserà nuovamente il piano orbitale all'anomalia f+180°. Quindi un guscio di polveri emesse dal nucleo in un certo istante collasserà sul piano orbitale (all'anomalia f+180°) formando un'ellisse molto schiacciata. Il luogo dei punti formato dai centri delle varie ellissi viene chiamato neck line letteralmente "linea di strozzatura"). Se le particelle di polveri emesse sono di grandi dimensioni, tenderanno a seguire il nucleo lungo l'orbita e una parte di esse collasserà in prossimita del nucleo all'interno dell'orbita formando un'anticoda reale corta e sottile (mentre l'altra parte collasserà in direzione opposta). Queste strutture sono chiamate sunward spikes ("aculei verso il Sole") e outward spikes ("aculei opposti al Sole") e possono essere osservate su comete ricche di polveri dopo il passaggio al perielio se la Terra viene ad attraversare il piano orbitale della cometa. Un secondo meccanismo di formazione di anticode reali, piuttosto raro, e legato a fenomeni di tipo eruttivo (intense e brevi emissioni di polveri di grandi dimensioni con una particolare velocità e direzione). A questo meccanismo e probabilmente legata l'anticoda sviluppata dalla cometa 19/P Borrelly nella sua apparizione del 1994/95. Meccanismi analoghi, come pure emissioni discontinue di materiale, sono talvolta la causa dell'aspetto insolito di alcune code cometarie, come nel caso della celebre Seki-Lines.