Cometa

cometa

comèta [Lat. cometa, dal gr. kométes "chiomato"] [ASF] Corpo celeste gravitante intorno al Sole secondo le leggi di Keplero, come i pianeti, dai quali però differisce sia per le caratteristiche fisiche, sia per quelle orbitali. Nella forma tipica, la c. appare composta di un nucleo, più o meno brillante, circondato da una sorta di nebulosità luminosa detta chioma; nucleo e chioma (talora indistinguibili uno dall'altra) formano la testa, dalla quale parte, allorché la c. si avvicina al Sole, lo strascico luminoso, a volte lunghissimo, che forma la coda (a volte, peraltro, la coda manca). La dimensione apparente della testa può arrivare fino al diametro apparente della Luna. Soltanto in epoca relativ. recente, con la nascita della meccanica celeste (sec. 17°), che ha permesso di chiarire i movimenti delle c., e poi con l'introduzione dei moderni metodi di indagine astrofisica (sec. 19°), che hanno consentito di precisarne struttura e costituzione, questi singolari astri hanno perduto quel carattere sotto molti aspetti misterioso ed enigmatico loro attribuito nel passato. Anassagora e Democrito attribuivano i loro splendori a un concorso di più pianeti, mentre Aristotele le riteneva esalazioni emanate dalla Terra e infiammatesi nell'alta atmosfera per azione degli astri e in partic. del Sole; una teoria che, salvo rare eccezioni (Seneca), fu universalmente accettata. Tra i primi a sospettare che le c. fossero situate almeno al di là della Luna fu G. Cardano, ma la prova della loro natura celeste si deve a Tycho Brahe, il quale rilevò che la c. apparsa nel 1577 doveva essere abbastanza lontana, posto che non presentava un apprezzabile effetto di parallasse se osservata da due località distanti. L'idea che il cammino delle c. fosse all'incirca parabolico fu avanzata da J. Hevelius, ma soltanto come semplice ipotesi; fu E. Halley che più tardi, dopo l'enunciazione della legge della gravitazione universale da parte di I. Newton e con i risultati dedotti dallo studio di 14 c. osservate fra il 1337 e il 1698, poté stabilire che il moto delle c., come quello dei pianeti, è governato dalla gravitazione solare e poté pertanto rappresentare matematicamente l'orbita della grande c. apparsa nel 1682, la famosa c. periodica che da lui prese nome. (a) Caratteristiche dinamiche: come già accennato, le c., analogamente a quanto avviene per i pianeti, si muovono principalmente per effetto della gravitazione solare, per cui le loro traiettorie sono, come quelle planetarie, delle coniche; mentre però l'eccentricità delle orbite planetarie è assai piccola (le orbite sono ellissi poco schiacciate), l'eccentricità di quelle delle c. è per la maggioranza dei casi vicina all'unità, corrispondentemente a orbite quasi paraboliche. Inoltre, mentre le orbite planetarie hanno sempre modesta inclinazione sul piano dell'eclittica, quelle delle c. presentano rispetto a questo giaciture qualsiasi e vengono percorse indifferentemente in senso diretto o in senso retrogrado. Esiste peraltro un ristretto numero di c., dette c. a breve periodo, con orbite ellittiche di moderata eccentricità, ma si ha ragione di ritenere che esse formino un gruppo del tutto particolare, trattandosi di c. che da una primitiva orbita parabolica o quasi parabolica sono state condotte nell'attuale orbita ellittica a seguito di perturbazioni da parte di Giove. In effetti, è certo che per nessuna c. si può parlare di un'orbita permanente e regolare, poiché in realtà esse si muovono sotto l'azione combinata del Sole e dei pianeti e può accadere che una c. passi così vicina a un pianeta che ne sia profondamente modificato il suo moto, al punto da essere portata a descrivere una traiettoria iperbolica e sfuggire quindi dal Sistema Solare. Infatti, e in ciò osservazioni e calcolo vanno d'accordo, molte c. con orbite iperboliche si muovevano originar. su orbite ellittiche, erano cioè c. periodiche. Delle circa 600 c. di cui sono noti con sufficiente esattezza gli elementi orbitali, meno di un centinaio hanno orbita iperbolica (con eccentricità che eccede l'unità soltanto nella terza cifra decimale), circa 300 hanno orbita parabolica e poco più di 200 hanno orbita ellittica. (b) Caratteristiche strutturali: a motivo della sua relativa piccolezza è assai difficile determinare la massa di una c. attraverso i suoi effetti dinamici su altri corpi; recenti valutazioni indirette, compiute con osservazioni fotometriche, portano a ritenere che le masse delle c. siano dell'ordine di 1015÷1017 g. Le dimensioni delle c. variano continuamente lungo l'orbita in relazione alla distanza dal Sole; la chioma e la coda (quest'ultima non sempre presente) si sviluppano in prossimità del perielio: in questa posizione le dimensioni della testa variano generalm. tra 20 000 e 250 000 km, e la coda può assumere anche lunghezze spettacolari, a volte superiori all'unità astronomica. Il nucleo, poco osservabile a causa della sua piccolezza e dei gas luminosi che lo circondano, non sempre è presente, oppure lo è solo per alcuni giorni. I nuclei delle c., con dimensioni tipiche dell'ordine di un kilometro e densità dell'ordine di 1 g/cm3, sono un agglomerato di cristalli (prevalentemente metano, ammoniaca e acqua) in cui sono disseminate polveri metalliche (ferro, nichel, calcio, magnesio, silicio, sodio, ecc.); avvicinandosi la c. al Sole, i cristalli evaporano, dando luogo alla chioma e quindi, talvolta anche con espulsione violenta, alla coda, che si allunga per effetto della pressione della radiazione solare e la cui estremità finisce con il disperdersi nello spazio. Si calcola che a ogni avvicinamento al Sole venga disperso circa 1/200 della massa totale, per cui una c. dovrebbe esaurirsi dopo un certo numero di passaggi al perielio. La velocità di espansione della coda è di parecchi km/s, superiore a volte (c. Morehouse 1911 II) a quella prevedibile per la sola azione dell'energia raggiante dal Sole; tali grandi velocità di recessione di alcune code cometarie vengono attribuite al-l'azione del vento solare. (c) Caratteristiche luminose: la luminosità delle c. deriva in parte da fenomeni di fluorescenza eccitati dalla radiazione ultravioletta solare e in parte da fenomeni di diffusione della luce solare. L'analisi spettrale ha rilevato che la testa è costituita principalmente da aggruppamenti atomici C₃, C₂, CN, OH, NH. A questi, incompleti dal punto di vista della chimica terrestre e che possono sussistere nelle c. solo a causa della estrema rarefazione della materia, si aggiungono, in vicinanza del nucleo, aggruppamenti CH₂ e NH₂. Quando la c. si avvicina molto al Sole, la temperatura del nucleo aumenta e questo emette allora vapori di sodio, le cui caratteristiche radiazioni gialle divengono talvolta tanto intense da poter essere fotografate in pieno giorno a qualche grado soltanto dal Sole. A distanze dal Sole inferiori a 0.1 UA possono apparire nello spettro della testa alcune righe di emissione del ferro e del nichel. Nello spettro della coda sono presenti bande di aggruppamenti ionizzati CO, N₂, OH e CO₂. Nello spettro delle c. non si sono mai osservate le righe dell'idrogeno, né quelle che caratterizzano le nebulose gassose e la corona solare. (d) Classificazione: si conoscono soltanto le c. che all'interno del Sistema Solare sono sufficientemente luminose da poter essere osservate o fotografate dalla Terra. Delle 5 o 6 c. scoperte ogni anno, un terzo circa sono c. periodiche già osservate e due terzi c. nuove; un totale dunque di circa 300 c. nuove ogni secolo. Una c. viene inizialmente designata con il numero del-l'anno della scoperta, seguito da una lettera minuscola (a, b, ecc.) secondo l'ordine dell'apparizione nell'anno. In un secondo tempo, non ap-pena ne sia nota l'orbita, viene designata con il numero dell'anno del passaggio al perielio (non sempre coincidente con quello della scoperta), seguito da un ordinale romano che ne indica l'ordine del passaggio al perielio nello stesso anno (per es., la c. 1966 III è la terza c. passata al perielio nel 1966). Quasi tutte le c. hanno però anche un nome proprio, generalm. quello dello scopritore o di persona che abbia compiuto studi particolari su di essa. Tra le c. più notevoli va ricordata la c. di Halley, già citata per essere la prima c. di cui si sia calcolata l'orbita (E. Halley, l682), una c. periodica, con periodo di circa 76 anni, di cui sono stati individuati ben 28 ritorni a partire dal 280 a.C. (→ Halley, Edmund); la c. Schwassman-Wachmann (1925 II) e la c. Oterma, che hanno orbita pressoché circolare; la c. di Encke, a tutt'oggi quella a più breve periodo (3 anni e 106 giorni). Rimarchevole è anche il gruppo delle Grazing Comets, così dette perché passano tanto vicino al Sole da sfiorarlo quasi; a esso appartengono le grandi comete del 1668, del 1843, del 1880, del 1882 (la più cospicua), del 1887 e la c. Ikeya-Seki, osservata nel 1965. Avendo tutte orbita praticamente identica, si suppone che siano resti di una primitiva c. disintegratasi durante un passaggio in prossimità del Sole. Al di là dell'orbita di Nettuno e fino forse a migliaia di UA è stata individuata una particolare famiglia di qualche miliardo di planetesimi con piccola inclinazione sull'eclittica, detta fascia di Kuiper, probabile origine di c. con breve periodo; sinora (1996) sono state individuate 18 c. in questa fascia, con diametri di qualche centinaio di km. (e) Origine ed evoluzione: il problema dell'origine delle c. occupa l'attenzione degli astronomi da più di due secoli. Ci sono teorie (P.-S. de Laplace, V. Schiaparelli) che considerano le c. del tutto distinte dai pianeti e originate da una nube interstellare catturata dal Sole, ma l'assenza di orbite decisamente iperboliche favorisce l'ipotesi che le c. conosciute appartengano al Sistema Solare. Peraltro, l'ipotesi (G.L. Lagrange) che le c. siano nate da una qualche violenta esplosione avvenuta sulla superficie di un pianeta maggiore è stata abbandonata perché non dà adeguatamente conto delle caratteristiche delle orbite più estese. Nel 1950 J. Oort avanzò l'ipotesi che le c. osservate siano una piccola parte di una nube di c. circondante il Sistema Solare sino a distanze di centinaia di migliaia di UA (nube di Oort); la stima corrente del numero totale di c. è di 1012, con una massa totale dell'ordine di quella della Terra. Queste c. si sarebbero formate per accrescimento nelle fasi iniziali del Sistema Solare nella zona dei pianeti esterni o più lontano; l'evoluzione successiva è determinata dalle interazioni gravitazionali sia con i grandi pianeti solari, che spesso ne allontanano l'afelio (se questo oltrepassa circa 20 000 UA, la c. si perde nello spazio interstellare), sia con stelle o nubi interstellari vicine, che possono strapparle dal Sistema Solare; così, si stima che la nube di Oort si sia ora ridotta al suo 70 %. È anche da notare la stretta parentela delle c. con gli asteroidi, nonché con le meteore, che, com'è ben noto, si trovano spesso sulla scia delle c. di breve periodo. (f) Passaggi della Terra attraverso le code cometarie: di veri e propri scontri della Terra con c. non si hanno notizie storiche, ma più d'una volta il nostro pianeta è passato, e seguiterà a passare nel futuro, attraverso code cometarie. I fenomeni che possono prodursi in tali passaggi sono in primo luogo un notevole aumento della frequenza delle meteore (sino a centinaia di stelle cadenti al minuto) e, secondariamente, un'anormale luminosità del cielo notturno e l'apparizione di corone solari e lunari. Sensazionali fenomeni del genere si ebbero, per es., nel 1833, quando la Terra attraversò la coda della c. di Tempel, nel 1910 (la citata c. di Halley) e nel 1946 (la c. Giacobini-Zinner). L'associazione tra sciami periodici di meteore e c. è stata trovata da V. Schiaparelli per lo sciame di meteore dell'11 agosto (dette Perseidi dalla posizione del loro radiante), la cui orbita è identica a quel-la della c. 1862 III; successiv., è stata accertata l'identità dell'orbita della c. di Tempel (1866 I) con quella dello sciame delle Leonidi, e della c. di Biela con lo sciame delle Andromedidi (→ meteora). (g) Esplorazione delle c. dallo spazio: un programma spaziale specifico, con varie sonde automatiche, è stato attuato per osservare la c. di Halley durante il suo ritorno nel 1986 (v. Giotto); l'Agenzia spaziale europea (ASI) ha in progetto attualmente (1996) una grande missione, denominata ROSETTA, per prelevare e riportare a terra materiale di comete.