Rosetta trova l’azoto molecolare

La missione Rosetta dell’ESA si intasca un altro primato scientifico. Sua infatti la prima misura della presenza di azoto molecolare (N2) in una cometa. Non che l’azoto sia sconosciuto su questi corpi celesti,anzi. Questo elemento chimico è già stato rivelato nella chioma e nella coda di altre comete, ma legato con altre specie a formare vari composti, come acido cianidrico e ammoniaca. L’avere scoperto ora anche la sua variante ‘pura’ allo stato di molecola, ovvero due atomi identici legati insieme, da informazioni assai preziose per chiarire le condizioni ambientali del Sistema solare ancora in fase di formazione, la stessa epoca in cui risale l’origine della cometa 67P/Churiumov/Gerasimenko. Gli scienziati ritengono infatti che l’azoto molecolare fosse la forma di aggregazione più comune di questo elemento all’alba del nostro sistema planetario, soprattutto nelle regioni più periferiche e fredde, oggi il regno dei giganti gassosi, dove lo si trova in abbondanza anche nell’atmosfera di Titano, la maggiore delle lune di Saturno, o nelle atmosfere e nei ghiacci superficiali di Plutone e Tritone, satellite di Nettuno. I nuovi risultati, che vengono pubblicati in un articolo sull’ultimo numero della rivista Science, sono basati su 138 misure raccolte dallo strumento ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer cor Ion and Neutral Analysis) a bordo di Rosetta tra il 17 e il 23 ottobre scorso, quando il veicolo spaziale orbitava a circa 10 km dal centro della cometa.
«Identificare le zone dove si trova l’azoto molecolare ci permette di fissare vincoli stringenti sulle condizioni in cui si è venuta a formare la cometa, poiché questo composto richiede molto basse per essere intrappolato nel ghiaccio», dice Martin Rubin dell’Università di Berna, primo autore dello studio.
La cattura di azoto molecolare nei ghiacci presenti nella nebulosa protosolare dovrebbe essere avvenuta a temperature analoghe a quelle richieste per l’intrappolamento di monossido di carbonio. Così, gli scienziati hanno confrontato il rapporto tra azoto molecolare e monossido di carbonio sulla cometa a quello della nebulosa protosolare, come calcolato sul rapporto tra azoto e carbonio misurato su Giove e nel vento solare.
Tale rapporto per la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko risulta essere circa 25 volte inferiore a quello del valore ricavato per l’ambiente di formazione del Sistema solare. Gli scienziati pensano che questa diminuzione possa essere una conseguenza della formazione di ghiaccio a bassissime temperature nella nebulosa primordiale.
Un altro interessante aspetto legato alla presenza di azoto nella cometa è il ruolo che questi corpi celesti possono aver avuto nel disseminare questo elemento chimico sui pianeti del Sistema solare, Terra inclusa.
«Così come abbiamo indagato per conoscere il ruolo delle comete nel rifornire di acqua la Terra, vorremmo trovare vincoli sul rilascio di altri ‘ingredienti’, in particolare quelli che costituiscono i mattoni della vita, come l’azoto», dice Kathrin Altwegg, sempre dell’Università di Berna, Principal Investigator per ROSINA.
Le indagini condotte, basate sui rapporti sui rapporti di due isotopi dell’azoto, 14N e 15N, indicano però che le quantità di questo elemento nell’atmosfera terrestre non possono essere completamente spiegate attraverso il meccanismo del rifornimento da parte di comete come quella che sta studiando Rosetta.
di Marco Galliani (INAF)

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Rosetta e la cometa 67P/Churyumov Gerasimenko

Rosetta è una missione spaziale sviluppata dall’Agenzia Spaziale Europea e lanciata nel 2004. L’obiettivo della missione è, dopo un cambio dovuto alla posticipazione del lancio, lo studio della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. La missione è formata da due elementi: la sonda vera e propria Rosetta e il lander Philae, atterrato il 12 novembre 2014 sulla superficie della cometa 67P/Churyumov Gerasimenko.
Storia della missione
Nel maggio 1985 il Solar System Working Group dell’ESA propose che una delle missioni più importanti per il programma Horizon 2000 dovesse essere una missione di prelievo di campioni cometari con ritorno sulla Terra. A fine 1985 fu costituito un gruppo di lavoro misto ESA/NASA per definirne gli obiettivi scientifici.
Nel 1986 l’arrivo della cometa di Halley fu seguito da diverse sonde provenienti da più nazioni, fornendo dati preziosi per la preparazione della nuova missione.
La NASA si concentrò sullo sviluppo del Comet Rendezvous Asteroid Flyby detta anche missione CRAF, mentre l’ESA studiò una missione che prevedesse l’inseguimento del nucleo di una cometa e il trasporto di alcuni frammenti a terra. Entrambe le missioni erano basate sulla precedente missione Mariner Mark II in modo da ridurre i costi di sviluppo. Nel 1992 la NASA decise di eliminare il progetto CRAF per via di limitazioni impostele dal congresso degli Stati Uniti d’America. Nel 1993 si rese palese che una missione con il trasporto di campioni sulla terra sarebbe stata troppo costosa per il bilancio ESA e quindi si decise di riprogettare la missione rendendola simile alla defunta missione CRAF statunitense. La missione fu riprogettata prevedendo un’analisi in loco con l’utilizzo di un lander.
La missione sarebbe dovuta partire il 12 gennaio 2003 per raggiungere la cometa 46P/Wirtanen nel 2011. Tuttavia i progetti furono modificati quando l’Ariane 5, il vettore scelto per lanciare Rosetta, fallì un lancio l’11 dicembre 2002. I nuovi progetti previdero il lancio il 26 febbraio 2004 e il raggiungimento nel 2014 della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. Dopo due lanci cancellati la missione Rosetta finalmente partì il 2 marzo 2004 alle 7:17 UTC. Sebbene fosse cambiata la data del lancio lo scopo della missione restò il medesimo. La sonda Rosetta doveva entrare in un’orbita molto lenta intorno alla cometa e progressivamente rallentare la sua orbita fino ad arrestarla in modo da prepararsi alla discesa del lander. Durante questa fase, la superficie della cometa è stata mappata da VIRTIS, l’occhio principale della sonda, per individuare il luogo migliore per l’atterraggio del lander. Il lander (inizialmente chiamato temporaneamente RoLand (Rosetta Lander), mentre un altro concept era chiamato Champollion, in seguito è stato definitivamente battezzato Philae) è atterrato sulla cometa con una velocità di 1 m/s (3,6 km/h). Appena raggiunta la superficie, un sistema di arpioni avrebbe dovuto ancorarlo alla superficie in modo da impedirgli di rimbalzare nello spazio. A causa di un problema tecnico, per assicurare il lander alla cometa, sono state utilizzate invece alcune trivelle.
Dopo essersi attaccato alla cometa il lander potrà iniziare le analisi scientifiche, che consistono in:
caratterizzazione del nucleo;
determinazione delle componenti chimiche presenti;
studio delle attività della cometa e dei suoi tempi di sviluppo.
Obiettivo principale della missione
L’obiettivo principale della missione è la cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko; inizialmente avrebbe dovuto prelevare dei campioni e riportarli a terra (il nome iniziale della missione era Comet Nucleus Sample Return, ma in seguito, come spesso accade nelle missioni spaziali per problemi di costi, tempi e tecnologia, lo scopo finale della missione è stato modificato: orbitare intorno alla cometa da agosto 2014 a dicembre 2015, rilasciando a novembre 2014 una sonda secondaria destinata ad atterrare sulla cometa per analizzarne la composizione.
Il perché dei nomi
La sonda fu battezzata con il nome latino di Rosetta, per ricordare la stele di Rosetta, manufatto dell’antichità che riportava uno stesso testo in tre lingue diverse, tra cui il geroglifico, che permise a Champollion di tradurre l’antica lingua egizia, fino ad allora rimasta incomprensibile. Analogamente, la sonda Rosetta fa da anello di congiunzione tra i meteoriti, che gli scienziati possono studiare sulla Terra, e il sistema solare, che gli scienziati non possono visitare personalmente, ma che le comete attraversano continuamente.
Il lander è stato battezzato Philae, dal nome latino di un’isoletta sul Nilo, File, dove Giovanni Battista Belzoni ritrovò, nel 1817, un obelisco con iscrizioni in greco e geroglifico. L’obelisco fu utile, con la stele di Rosetta, per la decifrazione dei geroglifici.
Il luogo di atterraggio è stato battezzato Agilkia, altra isola del Nilo dove venne spostato il tempio di Iside, perennemente sommerso nell’isola di Philae (o File), a seguito della costruzione della diga di Assuan. (Tratto da Wikipedia)

Rosetta vede tracce di ghiaccio?

Tracce di ghiaccio a Hapi, una zona pianeggiante situata sul collo della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. E’ quanto suggeriscono le ultime immagini della camera OSIRIS, a bordo della sonda ESA Rosetta, che ritraggono questa strana regione della cometa, impercettibilmente più blu del resto della superficie.
La cosa può a prima vista sorprendere, visto che Rosetta ci ha abituati negli ultimi mesi a meravigliosi paesaggi, tutti rigorosamente in bianco e nero.
Effettivamente le immagini ad alta risoluzione diffuse finora rispecchiano il reale e la superficie è indiscutibilmente grigia, se guardata da occhi umani. Ma gli strumenti di una missione spaziale raccolgono molte più informazioni di quanto non farebbero occhi umani.

Immagine a falsi colori della zona Hapi di 67P/Churyumov-Gerasimenko realizzata dai dati della camera OSIRIS di Rosetta, catturati il 21 Agosto 2014 da una distanza di 70 km dalla cometa. L'immagine è stata realizzata componendo tre fotografie scattate nei filtri rosso,  verde e blu, per evidenziare il colore bluastro della luce riflessa dalla regione Hapi a confronto con il resto della cometa. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
La camera OSIRIS, grazie ai suoi filtri, è in grado di riconoscere lievi variazioni nella quantità di luce riflessa da un corpo. Il meccanismo è semplice: scattando delle foto alla stessa superficie in vari colori e confrontandole tra loro, il team della camera è stato in grado di valutare che la zona in questione risulta più luminosa nel blu, riflettendo quindi una maggior quantità di luce in questa lunghezza d’onda. Tra le ipotesi più accreditate, il fatto che questo colore bluastro dipenda dalla presenza di ghiaccio d’acqua misto alla polvere che forma gli strati superficiali.
“Anche se queste variazioni di colore della superficie sono minime, possono fornirci indizi molto importanti”, dice Holger Sierks del Max Planck Institute for Solar System Research (MPS) in Germania, PI di OSIRIS.
Innanzitutto i dati sottolineano l’unicità di Hapi, una zona molto diversa dal resto della superficie, che nel complesso è caratterizzata da uno spettro leggermente arrossato, tipico dei nuclei cometari e di altri corpi considerati primitivi. «Sappiamo che le proprietà della riflettività sono strettamente legate alla morfologia della superficie», dichiara Sonia Fornasier dell’Osservatorio di Parigi, del team di OSIRIS. Gli scienziati collegano questa particolare riflettività bluastra a una maggiore abbondanza di acqua ghiacciata sopra o appena sotto la superficie grazie al confronto con i risultati delle precedenti missioni alle comete Hartley 2 e Tempel 1.
Il perché proprio in questa zona, si possa trovare abbondanza di ghiaccio, viene spiegato dal team con le particolari condizioni di illuminazione della regione stessa. «Al perielio –punto dell’orbita di massimo avvicinamento al Sole- quando 67P si scalda per la vicinanza al Sole, Hapi è all’ombra. Nella parte più lontana dell’orbita, quando Hapi riceve di nuovo la luce del Sole», dice Fornasier, «la cometa si trova a grande distanza dal Sole e la temperatura è molto bassa. Quindi Hapi potrebbe essere una regione nella quale il ghiaccio è sopravvissuto durante le precedenti orbite della cometa intorno al Sole. Una zona che oggi potrebbe celare abbastanza “benzina” per creare l’attività che abbiamo osservato nei mesi passati».
A confortare queste ipotesi basate sui dati della camera OSIRIS, che può studiare solo un numero limitato di lunghezze d’onda, lo spettrometro VIRTIS realizzato da un consorzio italo-franco-tedesco, fornito dall’Agenzia Spaziale Italiana, con la responsabilità scientifica dell’INAF.
«Bisogna pensare che VIRTIS ha la capacità di identificare la presenza di molecole specifiche sulla superficie osservata» spiega Fabrizio Capaccioni, INAF-IAPS e PI di VIRTIS «e fornire anche una valutazione quantitativa delle loro abbondanze. Per quel che riguarda la regione di Hapi, anche i nostri spettri raccolti nella regione del collo e pubblicati in un recente articolo su Science (Capaccioni et al, Science 347, 2015) mostrano una variabilità dello spettro in quella regione. Questa caratteristica può essere associata alla presenza di ghiaccio, anche se altre spiegazioni del fenomeno potrebbero essere possibili. Al momento VIRTIS sta esaminando anche un’altra regione della superficie, dove sembra vedere in modo molto chiaro presenza di ghiaccio. I dati sono in corso di analisi, e in un futuro molto vicino, ci aspettiamo importanti risultati». Nella foto: immagine a falsi colori della zona Hapi di 67P/Churyumov-Gerasimenko realizzata dai dati della camera OSIRIS di Rosetta, catturati il 21 Agosto 2014 da una distanza di 70 km dalla cometa. L’immagine è stata realizzata componendo tre fotografie scattate nei filtri rosso, verde e blu, per evidenziare il colore bluastro della luce riflessa dalla regione Hapi a confronto con il resto della cometa. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
di Livia Giacomini (INAF)

Zoom sulla cometa

Mai così vicino: appena 6 km. Così vicino da essere più una carezza che un flyby. E visto che per una carezza non c’è giorno più appropriato di San Valentino, l’ESA ha scelto proprio il 14 febbraio per portare la sonda Rosetta alla minima distanza dalla cometa 67P. Il punto di avvicinamento massimo è stato raggiunto alle 13:41 ora italiana, mentre Rosetta sorvolava la regione battezzata Imhotep, sul lobo principale.
La foto che potete vedere sul sito INAF – non ritoccata in alcun modo, sottolineano giustamente orgogliosi dal centro di controllo della missione – raffigura un’area di 1.37 km di lato, ed è stata scattata dalla Navigation Camera di bordo circa un’ora e mezza più tardi, alle 15:15, quando la distanza era ancora alquanto ridotta: 8.9 km. Sufficiente a garantire un’immagine di ottima qualità, con una risoluzione di 0.76 metri per pixel.
L’immagine mostra in modo evidente la grande varietà del terreno cometario. Si notano formazioni affioranti in netto contrasto con le distese di suolo liscio, coperto di polvere. In alcune zone, per esempio al centro e lievemente sulla sinistra, si riconoscono rilievi quasi perfettamente circolari e piatti in superficie. Sparsi qua e là, massi che vanno da qualche metro a qualche decina di metri, il più grande dei quali, battezzato Cheops, si erge maestoso in alto al centro.
Rosetta si trova oggi a 345 milioni chilometri dal Sole. Il punto di minima distanza dal Sole, il perielio, sarà raggiunto il prossimo 13 agosto, quando la cometa viaggerà tra le orbite della Terra e di Marte a circa 186 milioni dalla nostra stella.
Redazione Media Inaf

Scurissima, arida e ricca di molecole organiche

Science – Speciale ROSETTA La cometa 67/P Churyumov Gerasimenko è scurissima, povera di ghiaccio d’acqua sulla sua superficie, ma ricca di composti organici presenti negli amminoacidi, i ‘mattoni della vita’. Questi in estrema sintesi i primi risultati sulle proprietà della superficie del nucleo della cometa 67/P, pubblicati in un articolo sull’ultimo numero della rivista Science. Risultati ottenuti grazie ai dati raccolti tra agosto e dicembre 2014 dallo spettrometro a immagini italiano VIRTIS (Visual, Infra-Red and Thermal Imaging Spectrometer) a bordo della sonda Rosetta dell’Agenzia Spaziale Europea, ESA.  Lo strumento è stato realizzato da un consorzio internazionale italo-franco-tedesco sotto la responsabilità dell’Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali dell’INAF e con il contributo italiano finanziato dall’ASI, Agenzia Spaziale Italiana. La prima sorpresa che emerge dallo studio arriva dalla misura dell’albedo della cometa, ossia la quantità di luce solare riflessa dalla superficie del nucleo, che è solo del 6%. Per confronto il nostro satellite naturale, la Luna, possiede un albedo circa doppio. Il valore che possiede 67/P ci fa capire che la cometa è uno degli oggetti più scuri del Sistema solare. Un potere riflettente cosi basso indica che sulla superficie della cometa sono presenti minerali opachi alla radiazione (come ad esempio solfuri ferrosi), ma anche composti contenenti carbonio. Ci dice inoltre che la presenza di ghiaccio d’acqua negli strati più superficiali del nucleo è estremamente limitata o assente. «Questo ovviamente non significa che la cometa non sia ricca d’acqua, ma soltanto che i primi strati (all’incirca di un millimetro o poco più di spessore) non contengono ghiaccio» commenta Fabrizio Capaccioni, ricercatore dell’INAF-IAPS di Roma, Principal Investigator di VIRTIS e primo autore dell’articolo suScience. «Ciò è legato alla storia evolutiva recente della cometa. I ripetuti passaggi nelle vicinanze del Sole determinano la sublimazione del ghiaccio dalla superficie». La scoperta più rilevante è collegata poi all’individuazione di segnali nella banda dell’infrarosso legati alla presenza di composti organici macromolecolari, osservati sulla totalità della superficie del nucleo di 67/P. Alcuni di questi composti sono assimilabili adacidi carbossilici, o piuttosto a polimeri di acidi carbossilici, presenti negli amminoacidi. Amminoacidi sono stati osservati già in materiali cometari e in meteoriti primitive, ma questa è la prima volta che simili composti sono stati osservati direttamente sulla superficie di un nucleo cometario. Inoltre, la copertura globale della superficie lascia supporre che tali composti fossero presenti in abbondanti quantità nel materiale che è stato assemblato a formare il nucleo cometario. «La formazione di tali composti richiede la presenza di ghiacci di elementi molto volatili, come ad esempio metanolo, metano o monossido di carbonio, che solidificano solo a basse temperature» spiega Capaccioni. «La loro regione di formazione  doveva trovarsi quindi a grandi distanze dal Sole nelle prime fasi di formazione del Sistema solare. Ciò fa quindi supporre che ci troviamo effettivamente in presenza di una cometa che contiene al suo interno tracce dei composti primordiali o addirittura precedenti alla formazione del nostro Sistema solare».
di Marco Galliani (INAF)

Aggiornamenti su 67/P Churyumov-Gerasimenko

A una velocità di 20,9 km/s Rosetta, la sonda dell’Agenzia Spaziale Europea (ESA), e la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko si avvicinano sempre di più al Sole. Da quello che si può vedere in un’animazione dell’ESA (clicca QUI), infatti, mancano “solo” 382 milioni di chilometri al grande incontro con la nostra stella e in poco più di un mese hanno percorso ben 47 milioni di chilometri insieme. L’incontro al perielio (cioè il massimo avvicinamento al Sole) avverrà il prossimo 13 agosto 2015, quando passerà a 183 milioni di chilometri dal Sole, in un’orbita tra la Terra e Marte. Rosetta, che è stata lanciata nel 2004 e che ha percorso già 6,6 miliardi di chilometri nel Sistema solare, viaggia in tandem con la cometa ormai da novembre e continua a inviare a terra dati e immagini preziose per la missione, grazie ai suoi numerosi strumenti a bordo, tre dei quali Made in Italy (GIADA, VIRTIS e OSIRIS). Qualche settimana fa la sonda ha rivelato che la composizione dell’acqua della Terra e quella del ghiaccio (analizzato dallo strumento ROSINA a bordo di Rosetta) sono diverse e questo starebbe a significare che l’acqua sia giunta sul nostro pianeta non con le comete bensì con gli asteroidi. In più, gli strumenti hanno confermato che 67/P è una cometa polverosa, come si può notare dalle immagini pubblicate sul web dall’ESA. Le comete, infatti, viaggiano indisturbate attorno al Sole trasportando non solo ghiaccio, ma anche polvere e detriti vecchi come il Sistema solare stesso. Alcune immagini mostrano striature e macchie attorno al nucleo che probabilmente sono grani di polvere espulsi dalla cometa. La sonda è arrivata a 27,9 chilometri dal nucleo della cometa (a febbraio, l’ESA spera che la sonda sarà in grado di raggiungere la distanza di quattro chilometri) e si trova a 521 milioni di chilometri dalla Terra. Lo scorso 6 gennaio l’ESA ha pubblicato un nuovo mosaico di immagini creato grazie al contributo della NAVCAM, montata a bordo di Rosetta, a una risoluzione di 2,3 m/pixel. Le immagini mostrano una vista unica sul lobo più grande (riquadri in basso) e su quelli più piccoli (riquadri superiori), riprendendo le diverse strutture che compongono l’oggetto, dalle regioni lisce con massi sparsi ai terreni più ruvida e complessi. Già ad agosto del 2014 VIRTIS, il Visible Infrared and Thermal Imaging Spectrometer (progettato dall’INAF-IAPS di Roma) aveva permesso ai ricercatori di affermare che in gran parte la cometa è ricoperta di un materiale scuro e polveroso, che è poi quello che, con l’avvicinamento al Sole, viene rilasciato in quantità sempre più grandi, fino a formare la famosa coda. Uno strumento fondamentale per studiare questo materiale è il Micro-Imaging Dust Analysis System (MIDAS) che permette di misurare la velocità con cui la polvere arriva al veicolo spaziale e la dimensione dei granelli. Come funziona MIDAS? Molto semplicemente è come catturare delle zanzare: lo strumento è dotato di una superficie adesiva esposta su cui vanno a poggiarsi i granelli di polvere che poi vengono analizzati con un microscopio atomico. Il primo granello è stato osservato lo scorso novembre ed era molto più grande del previsto – circa 1/100 di millimetro di diametro – ma con una consistenza soffice e una forma non compatta, come ha detto Mark Bentley, principal investigator di MIDAS e ricercatore presso lo Space Research Institute (IWF) a Graz, Austria. Ma non è solo MIDAS che si occupa dello studio della polvere cometaria. Un altro strumento dal simpatico nome è COSIMA, il Cometary Secondary Ion Mass Analyser, che – nello specifico – ha studiato un granello denominato “Boris” in cui ha identificato sodio e magnesio. Il magnesio non è una sorpresa nello spazio dato che il 95% dei minerali osservati nelle comete assomigliano a materiali comuni in meteoriti e nel mantello superiore della Terra. Il sodio era già stato visto nelle code delle comete, ma la sua origine è ancora incerta.
La missione Rosetta andrà avanti fino agli ultimi giorni di quest’anno, quando la cometa si troverà a 2 unità astronomiche dal Sole (il doppio della distanza Terra-Sole) nella fase di allontanamento. Gli esperti, però, ipotizzano che i pannelli solari di cui è dotata la sonda avranno energia per altre due unità astronomiche e ciò vuol dire che potremo seguire la cometa fino a metà 2016 per poi perderla del tutto. I tecnici sperano che nelle fasi di avvicinamento il Sole riesca a ricaricare le batterie di Philae in modo tale che si possa risvegliare e riprendere la sua missione, dato che adesso è in “stan-by”  avendo esaurito la scorta di energia.
di Eleonora Ferroni (INAF)
Per saperne di più: Segui il Blog di Rosetta dell’ESA

Le Grandi Comete

Si indica con Grande Cometa una cometa divenuta particolarmente brillante e spettacolare. Sebbene le comete siano ufficialmente nominate dal nome dello scopritore, ci si riferisce ad alcune di esse come alla Grande Cometa dell’… anno in cui è stata la più brillante. Perché una cometa possa essere detta grande deve essere visibile ad occhio nudo e raggiungere una buona notorietà anche al di fuori della comunità astronomica. Le comete, in gran parte, attraversano il sistema solare interno senza essere notate da altri se non dagli astronomi perché generalmente non raggiungono la luminosità necessaria perché siano visibili ad occhio nudo. Occasionalmente una cometa può raggiungere la luminosità necessaria perché ciò accada, ancora più raramente può raggiungere o superare in luminosità le stelle più brillanti. I documenti storici registrano circa 900 comete osservate ad occhio nudo. Lo studioso Donald Yeomans ha redatto un elenco delle grandi comete analizzando gli avvistamenti dall’antichità ad oggi. Delle 73 comete presenti nell’elenco 16 raggiunsero una magnitudine integrata negativa e 16 ebbero una coda più lunga di 50°.
La luminosità massima raggiunta da una cometa dipende principalmente da tre fattori:

  • dimensione e grado di attività del nucleo: i passaggi ripetuti al perielio, depauperano il nucleo cometario di materiali volatili, riducendone il grado di attività;
  • distanza dal Sole al perielio: la luminosità di un corpo che brilla di luce riflessa è inversamente proporzionale al quadrato della sua distanza dal sole. Nel caso di una cometa c’è da tener conto dell’attività del nucleo e la luminosità è approssimativamente inversamente proporzionale al cubo della distanza dal sole, così se la distanza si dimezza, la cometa presenterà una luminosità otto volte superiore. Ogni cometa che raggiunga una distanza inferiore a 0.5 UA ha l’opportunità di diventare una Grande Cometa.
  • distanza dalla Terra: perché una cometa possa diventare spettacolare per un osservatore terrestre, deve transitare nella vicinanze del nostro pianeta. La Cometa di Halley, per esempio, è abitualmente molto luminosa quando attraversa il sistema solare interno ogni 76 anni. Ma il punto più vicino alla Terra raggiunto durante il suo avvicinamento del 1986 fu sufficientemente distante da renderla decisamente non spettacolare, sebbene ancora visibile ad occhio nudo.

Affinché una cometa sia spettacolare, è condizione sufficiente, ma non necessaria, che soddisfi tutte e tre le condizioni sovraesposte. La Cometa Hale-Bopp, ad esempio, aveva un nucleo eccezionalmente largo e attivo, ma non si avvicinò molto al Sole. Ciò nonostante la sua apparizione nel 1997 incuriosì l’opinione pubblica che la seguì con interesse. Similmente, la Cometa Hyakutake aveva un nucleo relativamente piccolo, ma fu assai luminosa perché nel 1996 transitò molto vicina alla Terra.

Le Grandi Comete degli ultimi due secoli sono incluse nella lista seguente:

    • la Grande Cometa del 1811
    • C/1843 D1, la Grande Cometa del 1843
    • C/1854 F1, la Grande Cometa del 1854
    • Cometa Donati, la Grande Cometa del 1858
    • C/1861 J1, la Grande Cometa del 1861
    • C/1882 R1la Grande Cometa del 1882
    • Cometa di Halley- 1910
    • Cometa Daylight, Grande Cometa del 1910, visibile anche in pieno giorno
    • Cometa Skjellerup-Maristany, la Grande Cometa del 1927
    • Cometa Arend-Roland, la Grande Cometa del 1957
    • Cometa Seki-Lines- 1962
    • Cometa Ikeya-Seki, la Grande Cometa del 1965
    • Cometa Bennett, la Grande Cometa del 1970
    • Cometa West- 1976
    • Cometa Hyakutake- 1996
    • Cometa Hale-Bopp- 1997
    • Cometa McNaught- 2007

Le Grandi Comete più antiche di due secoli sono incluse nella lista seguente:

  • X/1106 C1, la Grande Cometa del 1106
  • Grande Cometa del 1402
  • Grande Cometa del 1680

Le comete radenti di Kreutz

Le comete radenti di Kreutz sono una famiglia di comete radenti caratterizzate da orbite che le portano estremamente vicine al Sole durante il perielio. Si ritiene che questa famiglia sia composta dai frammenti di un’unica grande cometa che si frammentò molti secoli fa, e prendono il nome dall’astronomo tedesco Heinrich Kreutz, che per primo dimostrò la loro origine comune. Molti dei membri di questa famiglia sono diventati grandi comete, occasionalmente anche visibili in pieno giorno vicino al Sole. La più recente di queste è stata la Cometa Ikeya-Seki nel 1965, probabilmente la più luminosa dell’ultimo millennio. Si è ipotizzato che un altro sciame di comete Kreutz molto luminose potrebbe cominciare ad arrivare nel Sistema Solare interno nei prossimi anni o decenni. Dopo il lancio della sonda SOHO nel 1995 sono stati scoperti centinaia di membri minori della famiglia, alcuni grandi solo pochi metri. Nessuno di questi frammenti è mai sopravvissuto al passaggio al perielio, in quanto solo comete radenti molto più grandi, come la Grande Cometa del 1843 o la C/2011 W3 (Lovejoy) possiedono dimensioni sufficienti per evitare la completa evaporazione. Astronomi amatoriali hanno scoperto con successo centinaia di questi membri più piccoli della famiglia, grazie ai dati disponibili in tempo reale su Internet.
La Grande Cometa del 1843 fu avvistata la prima volta nel febbraio di quell’anno, tre settimane prima del suo passaggio al perielio. Il 27 febbraio era facilmente visibile in pieno giorno e gli osservatori descrissero una coda lunga in allontanamento dal Sole, prima di disperdersi nel bagliore del cielo. Dopo il suo passaggio al perielio riapparve nel cielo del mattino e sviluppò una coda estremamente lunga. L’11 marzo si estendeva per più di 45° nel cielo, fu calcolato che la coda era lunga più di 300 milioni di kilometri (2 UA). Il record resse fino al 2000, quando si scoprì che la coda della Cometa Hyakutake era lunga più di 550 milioni di chilometri.  La cometa dominò il cielo per tutto marzo, prima di svanire al di là della visibilità a occhio nudo all’inizio di aprile, e l’ultimo avvistamento fu il 20 di quel mese. Questa cometa fece un’impressione notevole sul pubblico, ispirando in alcuni la paura che il giorno del giudizio fosse imminente.
La Cometa dell’Eclisse del 1882
Un gruppo di osservatori riunito in Egitto per osservare l’Eclisse solare del 17 maggio 1882 rimase sorpreso quando osservò una striscia luminosa vicino al Sole durante la fase di totalità. Per una coincidenza rimarchevole l’eclisse era occorsa durante il passaggio al perielio di una cometa radente Kreutz. La cometa sarebbe altrimenti passata completamente inosservata, e il suo avvistamento durante l’eclissi ne fu l’unica osservazione. Le fotografie dell’eclisse mostrarono che la cometa si era mossa notevolmente durante la totalità, come ci si attenderebbe da una cometa in corsa vicino al Sole a più di 500 km/s. A volte la cometa viene chiamata come Tewfik, da Tewfik Pasha, all’epoca il Khedive di Egitto.
La Cometa Ikeya–Seki
La Cometa Ikeya-Seki è la più recente cometa luminosa della famiglia di Kreutz. Fu scoperta indipendentemente da due astronomi amatoriali giapponesi il 18 settembre 1965, a 15 minuti l’uno dall’altro, e fu rapidamente riconosciuta come una radente Kreutz. Aumentò rapidamente di luminosità nelle successive 4 settimane mentre si avvicinava al Sole, e raggiunse la magnitudine apparente di +2 il 15 ottobre. Il 21 ottobre passò al perielio, e osservatori di tutto il mondo la videro chiaramente nel cielo diurno. Poche ore prima del suo passaggio al perielio raggiunse una magnitudine visibile tra -10 e -11, comparabile con la fase lunare di primo quarto, la cometa più luminosa in assoluto dopo quella del 1106. Il giorno successivo la magnitudine era già scesa a -4. Astronomi giapponesi, attraverso l’uso di un coronografo, videro la cometa spezzarsi in tre frammenti 30 minuti circa prima del perielio. Quando la cometa riapparve nel cielo del mattino dei primi di novembre, due di questi nuclei furono identificati con certezza, mentre il terzo rimase solo sospettato. La cometa sviluppò una coda notevole, circa 25° di lunghezza, prima di scomparire nel corso del mese di novembre. L’ultimo suo avvistamento risale al gennaio 1966.
Vedi anche l’articolo La Grande Cometa del 1882 del 13 dicembre 2014

La Grande Cometa del 1882

C/1882 R1 è stata la Grande Cometa del 1882. Non deve essere confusa con la cometa X/1882 K1, conosciuta anche come la cometa dell’eclisse essendo stata scoperta durante un’eclissi solare totale. Entrambe furono visibili ad occhio nudo nel 1882. La cometa C/1882 R1 è nota anche con le seguenti denominazioni : 1882 II, e 1882b. In seguito alla frammentazione della cometa in 4 componenti, ognuno di essi ha ricevuto una propria denominazione: C/1882 R1-A, C/1882 R1-B, C/1882 R1-C e C/1882 R1-D. La cometa C/1882 R1 appartiene alla famiglia delle comete di Kreutz, una famiglia di comete radenti. La cometa fu talmente brillante da essere visibile in pieno giorno nonostante fosse molto vicina prospetticamente al Sole. Fu la prima cometa di cui si osservò l’anticoda.
Scoperta
La cometa è comparsa inaspettata nei cieli mattutini del settembre 1882 ed essendo già visibile ad occhio nudo fu scoperta indipendentemente da molti osservatori situati nell’emisfero australe, tra i quali anche un gruppo di marinai italiani. Il primo astronomo ad osservare la cometa fu William Henry Finlay, dell’Osservatorio di Città del Capo, in Sudafrica. La prima osservazione di Finlay, effettuata alle 16 H GMT del 7 settembre fu una scoperta indipendente: Finlay riportò che la cometa aveva una magnitudine apparente di circa +3 e una coda lunga circa 1°. La cometa aumentò rapidamente di luminosità e col passare dei giorni divenne un oggetto molto luminoso.
Osservazione del transito al perielio
Quando la cometa è stata scoperta, stava avvicinandosi velocemente al perielio. Si è calcolato che al perielio la cometa sia passata a soli 450.000 km dalla superficie del Sole. Per varie ore prima e dopo il momento del suo passaggio al perielio, la cometa fu facilmente visibile in pieno giorno vicina al Sole: si stima che raggiunse una magnitudine di -17. Subito dopo aver raggiunto il perielio il 17 settembre, la cometa transitò davanti il Sole. A Città del Capo Finlay osservò la cometa attraverso un filtro neutro fino al momento del transito, il limbo solare gli apparve come una superficie di acqua in ebollizione. Finlay riporta che la cometa scomparve alla sua vista quasi improvvisamente e non poté scorgere nessuna traccia di essa sullo sfondo della superficie solare.
L’astronomo David Gill dell’Osservatorio di Città del Capo, riportò di aver osservato il 18 settembre sorgere la cometa dall’orizzonte pochi minuti prima del Sole e la descrisse in questo modo: «Il nucleo era certamente singolo e con un diametro inferiore ai 4″, nei fatti da come l’ho descritto, assomigliava molto a una stella di +1 magnitudine vista con la luce del giorno».
Osservazioni post-perielio
Dopo il passaggio al perielio la cometa rimase uno oggetto notevole nel cielo anche grazie al fatto che si allontanava dalla luminosità del Sole, nonostante la luminosità propria fosse diminuita a causa del suo allontanamento dal Sole. Il 30 settembre, osservatori, tra i quali Finlay, Edward Emerson Barnard e Annibale Riccò, si accorsero che il nucleo della cometa si era allungato e frammentato in due parti luminose, e dal 5 ottobre si vide che il nucleo si era spezzato in tre frammenti[10], dal 17 ottobre in 5 frammenti. Gli osservatori riportarono che la luminosità dei vari frammenti variava di giorno in giorno. A metà ottobre la cometa sviluppò una notevole anti-coda in direzione del Sole. Le anticode nelle comete sono relativamente comuni e sono dovute alla geometria apparente dell’orbita della cometa vista dalla Terra, per questo effetto il materiale, principalmente polvere, emesso dalla cometa lungo il suo piano orbitale è visto dalla Terra di taglio riflettendo così al massimo la luce solare e divenendo in questo modo visibile. Il nucleo della cometa raggiunse la sua massima apparente dimensione nel dicembre 1882. La cometa si indebolì progressivamente ma nonostante la frammentazione del suo nucleo rimase visibile ad occhio nudo fino al febbraio 1883. L’ultimo avvistamento della cometa fu effettuato da Benjamin Apthorp Gould da Córdoba (Argentina) il 1 giugno 1883.
Studi orbitali
Lo studio dell’orbita della cometa ha mostrato che la grande cometa del 1882 stava seguendo praticamente la stessa orbita delle precedenti grandi comete del 1843 e del 1880. L’astronomo tedesco Heinrich Kreutz studiò le orbite di queste tre grandi comete ed ipotizzò che fossero frammenti di una cometa molto più grande spezzatasi durante un precedente passaggio al perielio; la stessa frammentazione della grande cometa del 1882 dimostrava che questa frammentazione era possibile. Oggi si ritiene che la grande cometa del 1882 sia un frammento della grande cometa del 1106, e che le comete C/1945 X1 (du Toit) del 1945 e C/1965 S1 (Ikeya-Seki) del 1965 siano altri due dei frammenti che si staccarono in tale occasione. È stato accertato successivamente che le grandi comete C/1843 D1, C/1880 C1, C/1882 R1, C/1887 B1, C/1963 R1, C/1965 S1 e C/1970 K1 sono tutte membri di una famiglia di comete conosciuta come famiglia delle comete Kreutz e che derivano tutte da una stessa cometa frantumatasi a più riprese durante le passate orbite. I modelli correnti non sostengono l’ipotesi frequentemente presentata in passato secondo la quale la famosa cometa del 372 a.C. sarebbe la cometa dalla cui frammentazione si sono originati tutti i membri della famiglia delle comete di Kreutz. La cometa del 372 a.C. è spesso associata con Aristotele che, con altri dal suo tempo, ha parlato di questa cometa nei suoi scritti; tuttavia, Aristotele aveva solo dodici anni ai tempi dell’apparizione di questa cometa e lo storico Callistene di Olinto, che trattò anche lui di questa cometa, nacque ben dieci anni dopo il passaggio della cometa, di conseguenza, i loro scritti non dovrebbero essere presi in considerazione come una testimonianza oculare. Inoltre non c’è menzione della cometa nella letteratura cinese del tempo. Oggi si ritiene che il probabile progenitore della famiglia delle comete di Kreutz sia o la cometa del febbraio 423 o quella del febbraio 467, entrambe con periodi orbitali di circa 700 anni. I frammenti della grande cometa del 1882 ritorneranno al perielio tra varie centinaia di anni, sparsi lungo un periodo di due o tre secoli.
Tratto da Wikipedia

Le comete della Fascia principale

La fascia principale degli asteroidi è la regione del sistema solare situata grossomodo tra le orbite di Marte e di Giove. È occupata da numerosi corpi di forma irregolare chiamati asteroidi o pianeti minori. Circa metà della massa della fascia è contenuta nei quattro asteroidi più grandi, Cerere, Vesta, Pallade, e Igea. Questi hanno diametri medi di oltre 400 km, mentre Cerere, l’unico pianeta nano della fascia, di circa 950 km. I restanti corpi hanno dimensioni più ridotte, fino a quelle di un granello di polvere. Il materiale asteroidale è distribuito in modo estremamente diradato; numerosi veicoli spaziali senza equipaggio l’hanno attraversato senza incidenti. Tuttavia, tra gli asteroidi più grandi possono verificarsi collisioni che possono formare una famiglia di asteroidi i cui membri hanno caratteristiche orbitali e composizioni simili. Un tempo si riteneva che fossero le collisioni tra gli asteroidi a produrre quella polvere fine che contribuisce maggiormente a formare la luce zodiacale. Nesvorny e Jenniskens (2010 Astrophysical Journal), però, hanno attribuito l’85 per cento della polvere della luce zodiacale a frammentazioni di comete della famiglia di Giove piuttosto che a collisioni tra asteroidi. I singoli asteroidi della fascia sono classificati in base al loro spettro. La maggior parte rientra in tre gruppi fondamentali: a base di carbonio (tipo C), a base di silicati (tipo S), a base di metalli (tipo M). La fascia degli asteroidi si è formata dalla nebulosa solare primordiale come aggregazione di planetesimi, che a loro volta hanno formato i protopianeti. Tra Marte e Giove, tuttavia, le perturbazioni gravitazionali causate da Giove avevano dotato i protopianeti di troppa energia orbitale perché potessero accrescersi in pianeti. Le collisioni diventarono troppo violente, così, invece di aggregarsi, i planetesimi e la maggior parte dei protopianeti si frantumarono. Di conseguenza, il 99,9% della massa iniziale della fascia degli asteroidi andò persa nei primi 100 milioni di anni di vita del Sistema Solare. Alla fine, alcuni frammenti si fecero strada verso il Sistema Solare interno, causando impatti meteoritici con i pianeti interni. Le orbite degli asteroidi continuano ad essere sensibilmente perturbate ogni volta che il loro periodo di rivoluzione attorno al Sole entra in risonanza orbitale con Giove. Alle distanze orbitali a cui si trovano, quando essi vengono spinti in altre orbite, si forma una lacuna di Kirkwood. In altre regioni del Sistema Solare, esistono altri corpi minori, tra cui: i centauri, gli oggetti della fascia di Kuiper e del disco diffuso, le comete della nube di Oort.
Comete della fascia principale
Diversi corpi della fascia esterna mostrano un’attività di tipo cometario. Poiché le loro orbite non possono essere spiegate con la cattura di comete classiche, si pensa che molti degli asteroidi esterni possano essere ghiacciati, con il ghiaccio a volte sottoposto a sublimazione attraverso piccoli urti. Le comete della fascia principale potrebbero essere state una delle fonti principali degli oceani della Terra: le comete classiche hanno un rapporto deuterio-idrogeno troppo basso per esserne considerate la fonte principale.
Orbite
La maggior parte degli asteroidi della fascia ha un’eccentricità orbitale inferiore a 0,4 e un’inclinazione inferiore a 30°. La loro distribuzione orbitale è massima ad un’eccentricità di 0,07 circa e un’inclinazione inferiore a 4°. Così, mentre un asteroide tipico ha un’orbita quasi circolare e si trova relativamente vicino al piano dell’eclittica, alcuni possono avere orbite molto eccentriche ed estendersi ben al di fuori del piano dell’eclittica. A volte, il termine ‘fascia principale’ è usato per indicare solo la regione centrale, dove si trova la più forte concentrazione di corpi. Questa si trova tra le lacune di Kirkwood 4:1 e 2:1 (a 2,06 e 3,27 UA rispettivamente), e ad eccentricità orbitali inferiori a 0,33 circa, con inclinazioni orbitali inferiori a 20° circa. La regione centrale contiene circa il 93,4% di tutti gli asteroidi numerati del Sistema Solare.
Tratto da Wikipedia

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