Un

giorno gli anni 1985 e 1986saranno considerati un'epocad'oro per l'astronomia come-

tana. Se avessimo avuto la possibilità discegliere due anni nei quali essere come-tologi attivi la scelta sarebbe cadutachiaramente su questi due. Due cometedi grande importanza, la Giacobini-Zin-ner e la Halley, orbitando attorno al Solesi sono avvicinate fino a distanza di os-servazione. La cometa Giacobini-Zin-ner ha già fornito una messe copiosa diinformazioni per essere stata la primacometa visitata da una sonda spaziale,mentre per esaminare la cometa di Hal-ley gli astronomi hanno mobilitato unospiegamento di risorse senza precedenti.Vengono raccolti dati da osservatori di-stribuiti su tutta la superficie terrestre,da satelliti artificiali in orbita attorno allaTerra, da veicoli nello spazio e in orbitaattorno ad altri pianeti e da sei sonde chesi avvicineranno all'atmosfera della co-meta o addirittura vi penetreranno.

È una fortuna che la Giacobini-Zin-ner e la Halley, due tra le poche cometeperiodiche note con brillanza sufficientee quasi tutta la gamma delle caratteristi-che cometarie, siano state sottoposte aun esame ravvicinato quasi contempora-neamente. Gli astronomi confronteran-no le scoperte su due comete molto di-verse con tecniche osservative analoghe.I grandi sforzi compiuti per studiare laGiacobini-Zinner e la Halley prometto-no di offrire una verifica diretta delleteorie sull'origine, la composizione e ladinamica delle comete e delle loro code,

ma prevediamo che solleveranno anchemolti problemi nuovi.

L'i l settembre 1985 'InternationalCometary Explorer (icE) della NationalAeronautics and Space Administration(NAsA)ha attraversato a grande velocitàla coda della Giacobini-Zinner e ha in-viato dati ancora in corso di valutazione.Il mese prossimo sonde dell'EuropeanSpace Agency, del Giappone e dell'U-nione Sovietica si avvicineranno allaHalley e trasmetteranno dati precisi sul-la struttura, sulla composizione e sullecondizioni fisiche delle atmosfere come-tane, oltre a fornire le prime immaginidi un nucleo cometario. Le missioniavranno l'appoggio di reti di osservazio-ne con base a terra; altre osservazionicoordinate verranno compiute dall'equi-paggio della missione Astro 1 della NA-SA sulla navetta spaziale. [L'articolo èstato pubblicato nell'edizione originaleprima del disastro del Challenger].

T e missioni attuali proseguono una ric-ca storia di osservazioni sulle come-

te che si dipana nel corso dei secoli. Gliastronomi greci furono i primi a dare aquesti visitatori del Sole il nome di astronkometes, cioè stella chiomata. Oggi si sache questi oggetti sono composti da treparti principali: atmosfera, coda e nu-cleo. La parte visibile dell'atmosferaprende spesso il nome di chioma o testaed è costituita da una nube di gas e pol-vere sostanzialmente sferica. L'atmosfe-ra può avere un diametro compreso trameno di 1000 chilometri e vari milioni

di chilometri a seconda della specie digas. Dietro di essa si estendono una o piùcode, orientate in direzione opposta alSole. Ne esistono di due tipi principali:code di polvere e code di plasma.

Le prime consistono di particelle soli-de di dimensioni micrometriche allonta-nate dalla luce solare che colpisce i gra-nelli di polvere. Sono curve e confuse edi norma con una struttura interna ridot-ta o nulla. Quelle di plasma sono moltodiverse. Sono costituite da molecole io-nizzate nell'atmosfera dalla radiazionesolare e intrappolate sui campi magneticiinterplanetari generati dal Sole e avvoltiintorno alla cometa così che gli ioni for-mano una lunga struttura a becco d'oca,la quale spesso presenta formazioni fila-mentose, nodi e perturbazioni di grandescala. I gas nella chioma e nella codaemettono luce per fluorescenza, cioè as-sorbono quella solare e la reirradiano.

Secondo un modello comunementeaccettato, proposto da Fred L. Whipplenel 1950, la fonte di tutto il materialedella cometa è il nucleo, che si trovadentro l'atmosfera ma non si osserva maicon i telescopi perché è troppo piccolo.Whipple lo ha paragonato a una palla dineve sporca: è costituito da ghiacciod'acqua e da altre molecole. Nella ma-trice di ghiaccio sono disseminati in mo-do più o meno uniforme granelli di pol-vere e forse materiale roccioso. Spessosi considera il nucleo approssimativa-mente sferico, con un diametro di varichilometri. Come è possibile che un cor-po secondario come questo dia origine acode di plasma lunghe a volte 50 milionidi chilometri?

La risposta sta nella dinamica del ma-teriale che il nucleo libera nello spaziointerplanetario. Quando una cometa siavvicina al Sole il nucleo assorbe la lucesolare e si riscalda fino a raggiungere latemperatura alla quale i ghiacci sublima-no, cioè passano direttamente dalla fase

La cometa West, fotografata il 9 marzo 1976, presentava due tipi di coda. La coda di polvere(a sinistra), ampia e diffusa, è costituita da tre larghe bande inframmezzate da emissioni deboli;è composta di particelle solide che sono state spinte via dall'atmosfera della cometa dallapressione della luce solare che colpisce i granelli di polvere. La coda di plasma (a destra), piùsottile, è intessuta di raggi e pennacchi; è composta di molecole intrappolate da linee del campomagnetico interplanetario (portate da particelle del vento solare) avvoltesi intorno alla cometa.

La struttura delle codedelle comete

L'osservazione ravvicinata delle comete Giacobini-Zinner e Halleycontribuirà a chiarire i fenomeni di formazione e di distacco della codadi plasma dalla chioma in risposta al vento solare e ai campi magnetici

di John C. Brandt e Malcolm B. Niedner, Jr.

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La cometa Giacobini-Zinner è circondata da un'ampia atmosfera, un poco allungata in dire-zione opposta al Sole. L'immagine elettronica è stata realizzata al Lunar and Planetary Labo-ratory di Tucson da Uwe Fink con un dispositivo a scorrimento di carica il 26 luglio 1985. Lacoda di plasma non è visibile, probabilmente a causa della brevità dell'esposizione.

PIANO ORBITA SOLEDELL'ECLITTICA DELLA TERRA

ORBITADELLA COMETAGIACOBINI-ZINNER

ORBITADELLA COMETA DIHALLEY

La Giacobini-Zinner e la Halley sono comete periodiche, che visitanoil sistema solare interno nel corso dei viaggi regolari che compionointorno al Sole. La cometa di Halley si può osservare dalla Terra circa

ogni 76 anni, mentre la cometa Giacobini-Zinner si avvicina al nostropianeta ogni 6.5 anni. I puntini in colore sulle tre orbite indicanola posizione delle due comete e della Terra il 15 gennaio 1986.

solida a quella gassosa. I gas che si libe-rano abbandonano il nucleo a una velo-cità di diverse centinaia di metri al se-condo e, nel loro moto verso l'esterno,vanno incontro a numerose reazioni chi-miche. Inoltre le molecole dei gas chesfuggono collidono con i granelli di pol-vere appena liberatisi e li spingono versol'esterno. Molte molecole di gas assor-bono fotoni ultravioletti di luce solare eacquistano energia cinetica a mano amano che si scindono in molecole piùpiccole, processo detto fotodissociazio-ne. Questa conversione della luce solarein energia cinetica e la pressione del gaspiù denso che spinge le molecole versol'esterno fanno sì che queste ultime su-biscano un'accelerazione fino a raggiun-gere in media la velocità di un chilome-tro al secondo. Il miscuglio di gas e pol-vere si espande fino a diventare l'atmo-sfera della cometa, che continua a esten-dersi e a essere alimentata dal materialeche sfugge ininterrottamente dal nucleo.

Dopo aver abbandonato il nucleo i gassubiscono una serie complessa di

trasformazioni che producono nuovemolecole; una recente simulazione alcalcolatore di queste attività includevapiù di 1200 processi e reazioni. I gasemessi possono reagire anche con le par-ticelle che allontanandosi dal Sole a ve-locità accelerata circondano la cometa.In un tipo di reazione, lo scambio dicarica, un protone cattura un elettroneda una molecola o da un atomo del gascometario dando origine a un atomo di

idrogeno neutro e a uno ione carico po-sitivamente. I gas che sfuggono vengonomodificati anche da reazioni tra moleco-le neutre e ioni, nelle quali si ha unoscambio di carica. Le varie reazioni chealterano i gas originari del nucleo gene-rano nella chioma un accumulo di ioniche diventeranno il costituente gassosodella coda di plasma della cometa.

La conoscenza della formazione e del-la struttura della coda di plasma ha com-piuto grandi progressi grazie alla tecnicafotografica sviluppata verso la fine delsecolo scorso. Le prime fotografie dibuona qualità di una cometa furono pro-babilmente quelle ottenute da Sir DavidGill nel 1882, ma la tecnica non entrònella pratica fino alla comparsa della co-meta Swift, dieci anni dopo. Un pionieredello sfruttamento intensivo della foto-grafia fu Edward Emerson Barnard, chelavorò con una apparecchiatura sempli-cissima: una macchina fotografica conun obiettivo per ritratti. Fu lui il primoa osservare che le code di plasma sonomolto complesse, intessute di strutture araggio e getti accompagnati spesso danodi, agglomerati ed eliche. Nelle foto-grafie riprese diverse volte nel corso diogni notte serena notò che alcune partidella coda di plasma si muovevano agrande velocità. In effetti le fotografieriprese in notti successive non presenta-vano di solito la minima somiglianza acausa dei grandi mutamenti della coda.Pur non conoscendo nei particolari lacomposizione delle code che osservava,Barnard riuscì a distinguerle da quelle a

evoluzione più lenta oggi note come co-de di polvere.

Gli studi di Barnard portarono allascoperta più importante di quei primianni di fotografia delle comete, ossia cheuna coda di plasma si stacca e sfuggenello spazio per essere sostituita da unacoda nuova. In un saggio del 1905, TheAnomalous Tails of Comets , Barnarddescrisse questo fenomeno ciclico scon-certante e caldeggiò la pratica di ripren-dere fotografie frequenti per tutta la not-te. Egli affermava: «La storia di una co-meta giorno per giorno presenta inter-valli troppo grandi, e i mutamenti nonsono necessariamente tutti collegati. È lastoria ora per ora che si deve studiare percomprendere i mutamenti che hannoluogo nella cometa. Nel caso di una co-meta di grande brillanza si dovrebberofare esposizioni a intervalli di mezz'oraper il massimo periodo e con la massimacontinuità che le condizioni permettono.In questo modo sarà possibile determi-nare il valore esatto dello spostamentodelle particelle nella coda di varie come-te.» Sulla base di questi studi Barnardipotizzava che i distacchi fossero causatida interazioni con «correnti nello spaziointerplanetario attraverso le quali la co-da può trovarsi a passare».

Dopo il lavoro profetico di Barnard iprogressi compiuti sono stati scarsi

fino al 1951 quando Ludwig Biermannha cominciato a individuare la naturadelle correnti analizzando il moto e l'ac-celerazione delle strutture osservate nel-le code cometarie di plasma. Egli ha cal-colato che la pressione della luce solarenon è neppure lontanamente sufficientea spiegare l'intensità della forza chespinge la coda lontano dal Sole e ha so-stenuto che qualche forma di «radiazio-ne corpuscolare» emessa continuamentedal Sole debba collidere con gli ioni dellacometa per formare la coda e produrrele grandi accelerazioni osservate.

Il passo successivo è stato quello dideterminare la natura di queste particel-le solari ipotetiche e chiarire come que-ste spiegassero la complessa morfologiadella coda di plasma. Si sapeva che l'i-drogeno e l'elio della corona (la parteesterna rarefatta dell'atmosfera solare)sono ionizzati e che i protoni e gli elet-troni risultanti si allontanano dal Sole acausa della sua temperatura elevata. E.N. Parker dell'Università di Chicago hadeterminato che questi atomi devonovenire accelerati quando sfuggono all'at-trazione gravitazionale e viaggiano at-traverso lo spazio interplanetario. Perspiegare il moto intenso mutevole dellaradiazione mentre percorre il sistema so-lare ha coniato l'espressione «vento so-lare». Nel 1957, un anno prima dellapubblicazione del lavoro pionieristico diParker, Hannes Alfvén dell'Istituto rea-le di tecnologia di Stoccolma aveva ipo-tizzato che forse questa radiazione cor-puscolare trasportava nello spazio ilcampo magnetico solare. Nel saggio ve-

niva dimostrato come il campo magne-tico del vento solare faccia interagire ilplasma del vento solare con gli ioni dellecomete con la conseguente formazionedelle code di plasma. Il modello dei «tubidi flusso magnetico» di Alfvén è oggiampiamente accettato. Il nostro lavoroe le osservazioni della Giacobini-Zinnere della Halley continuano ad aggiungereparticolari alla sua teoria.

Al centro della teoria vi è la collisioneviolenta tra il vento solare e i gas atmo-sferici della cometa. Il vento solare e ilsuo campo magnetico si muovono versola cometa con una velocità caratteristicadi 400 chilometri al secondo. Contraria-mente al plasma del vento solare, che siallontana dal Sole, gli ioni appena creatidelle comete si muovono verso di esso auna velocità di forse un chilometro alsecondo. Alcune conoscenze elementaridi elettricità e di magnetismo ci aiutanoa prevedere che cosa accadrà quando igas collideranno. È importante che leparticelle cariche non possano attraver-sare liberamente un campo magnetico,ma si muovano invece in orbite elicoidalilungo le sue linee di forza. Quando ioniprovenienti dalle regioni esterne dell'a-tmosfera (a 500 000 chilometri dal nu-cleo o più) si depositano nel vento sola-re, vengono «catturati» dalle sue linee di

forza magnetiche e quindi si muovonoall'indietro verso la cometa nella stessadirezione del vento solare.

Poiché ha subito un aumento di massain forma di ioni cometari, il vento solaredeve rallentare per conservare la propriaquantità di moto. Questo processo di de-celerazione continua a mano a mano cheviene catturato un numero sempre mag-giore di ioni durante il percorso del ven-to solare verso l'atmosfera interna. Allafine si raggiunge un punto nel quale ilnumero di ioni catturati è così elevato eil flusso è tanto rallentato, che la pres-sione verso l'esterno dovuta agli ioni eagli altri gas vicini al nucleo è equilibratadalla pressione verso l'interno esercitatadal vento solare che trasporta gli ionicatturati. A questo punto il flusso delvento solare si arresta. I campi magneticiche trasporta, e che sono stati continua-mente compressi, formano una barrieramagnetica anch'essa in quiete. Ciò av-viene ben addentro all'atmosfera; nelcaso di una cometa di brillanza notevolecome quella di Halley può avvenire auna distanza dal nucleo compresa tra1000 e 10 000 chilometri.

Poiché la cometa rappresenta un osta-colo per il vento solare, si forma

un'« onda d'urto di prua» tra 50 000 e

100 000 chilometri circa dal nucleo, si-mile all'onda di prua generata da unanave in moto nell'acqua. Molto lontanoai lati della cometa il vento cattura unnumero di ioni inferiore e, di conseguen-za, non viene ostacolato in maniera si-gnificativa. I campi magnetici di questezone, che sono collegati a quelli dellabarriera, si avvolgono dietro la cometaformando due lobi di polarità opposta.Questa coda magnetica è osservabileperché incanala ioni cometari fluore-scenti, come quelli derivati dal monossi-do di carbonio e dal vapore acqueo.

Il campo magnetico incorporato nelvento solare interagisce periodicamenteanche con quello della coda della cometaper causare il tipo di distacco osservatoda Barnard. Il nostro studio della cometaKohoutek condotto negli anni 1973--1974 mostra il funzionamento del pro-cesso. La cometa è stata abbondante-mente fotografata al Joint Observatoryfor Cometary Research presso Socorro,nel New Mexico. Le immagini hanno ri-velato una grande quantità di particolaristrutturali della coda di plasma. Le foto-grafie realizzate nel corso di una notteindicavano che la coda si estendeva ver-so l'esterno fino a un punto situato a unacerta distanza dalla testa, si fermava epoi sembrava ripartire. Nel tentativo di

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DIREZIONE DEL PERCORSO\ DELLA COMETA

VERSO IL SOLE

LINEE DI CAMPO MAGNETICO

lLIMITEDEL SETTORE MAGNETICO ORBITA DELLA TERRA

dA),La forma a spirale del campo magnetico del vento solare (visto da sopra il pano dell'orbitaterrestre) derh a dalla rotazione del Sole mentre emette plasma che trasporta il campo. In ognirotazione si hanno quattro «settori di campo». Settori adiacenti hanno polarità opposta.

ONDA D'URTO DI PRUADIREZIONE

DELLE LINEEDI CAMPO MAGNETICO

AREA DI INVERSIONEDEL CAMPO MAGNETICO

Le linee di campo magnetico del vento solare incidente vengonocompresse nell'atmosfera della cometa. Gli ioni dell'atmosfera ven-gono catturati mentre il vento solare fluisce in essa. La compressioneè causata dall'aumento di massa del vento solare dovuta alla catturadegli ioni; la conservazione della quantità di moto impone che il flussosubisca un rallentamento. A un certo punto ben addentro nell'atmo-sfera, dove la concentrazione di ioni catturati è diventata molto gran-

Gli ioni della coda di una cometa sono incanalati lungo le linee delcampo magnetico del vento solare che si avvolge intorno alla cometa.Una lamina di corrente elettrica (freccia verticale) e un campo ma-gnetico di debole intensità separano nella coda i lobi di polarità oppo-

de, la pressione degli ioni che si muovono verso l'esterno uguagliaquella del vento solare che scorre verso l'interno. Questo equilibrioimpedisce al plasma del vento solare e alle linee di forza che trasportadi penetrare ulteriormente nell'atmosfera; si ha quindi una regionedella cometa priva di campi magnetici. Ai lati, le linee di campo ma-gnetico si avvolgono intorno alla cometa e dietro di essa. Queste lineetrascinano lontano dal Sole ioni dell'atmosfera insieme al vento solare.

sta. Quando il vento solare supersonico ha catturato una massa di ionidella cometa abbastanza grande, subisce un improvviso rallentamentomentre attraversa un'«onda d'urto di prua» che è analoga a quellagenerata da un aereo supersonico o dalla prua di un'imbarcazione.

stabilire se le fotografie della Kohoutekstessero dimostrando davvero l'esisten-za di una proprietà delle comete o sestessimo semplicemente fraintendendole immagini deboli sulla pellicola abbia-mo studiato attentamente gli scritti diBarnard su quelli che oggi prendono ilnome di «eventi di distacco». Le sue fo-tografie hanno fornito l'appoggio che cioccorreva per considerare questi feno-meni proprietà generali delle comete.

Siamo poi tornati ai dati relativi allaKohoutek cercando di capire come pos-sano avvenire distacchi anche se le lineedi forza magnetiche non possiedono néun inizio né una fine. Il satellite EighthInterplanetary Monitoring Platform haesaminato il plasma del vento solare e ilcampo magnetico nelle vicinanze dellaTerra. Trasportando questi dati alla po-sizione della Kohoutek abbiamo trovatola causa probabile degli eventi di distac-co. La Kohoutek ha perso la coda du-rante l'attraversamento del confine di unsettore magnetico. la frontiera tra settoridi campo magnetico con polarità oppo-sta. Ne deduciamo che probabilmenteavviene un distacco della coda ogni voltache una cometa passa da un settore ma-gnetico all'altro. Una cometa può per-dere la coda in moltissime occasioni; du-rante una rotazione, che dura 25 giorni,il Sole forma quattro settori magnetici apolarità alternata che si espandono co-stantemente mentre ruotano con il Sole.Quando i settori vengono osservati nelpiano dell'orbita terrestre hanno l'aspet-to di quattro spirali rotanti.

Secondo il nostro modello una cometa perde la coda quando attraversa il

confine di un settore perché il settorenuovo contiene un campo magnetico op-posto a quello dal quale la coda si èsviluppata. Dal punto di vista della fisicadei plasmi, la contrapposizione di duecampi crea una situazione che non po-trebbe essere meno stabile. Il risultato èun processo che prende diversi nomi:ricollegamento magnetico, fusione ma-gnetica o annichilazione magnetica. An-che se i particolari teorici del fenomenosono poco chiari nonostante decenni distudi, si ammette in generale che la to-pologia del campo magnetico nell'atmo-sfera cometaria cambi in modo fonda-mentale. Quando alle linee del vecchiocampo magnetico della cometa si avvi-cinano quelle del nuovo settore, le primevengono tagliate e ricollegate secondo loschema delle linee di campo del nuovosettore. Quando le linee di campo dellacometa vengono tagliate, il materialeche contengono resta intrappolato nellelinee del vecchio campo mentre la come-ta continua a muoversi nel campo ma-gnetico nuovo. Si assiste al distacco visi-bile della coda quando l'ultima parte delmateriale immerso nel vecchio campo siallontana dalla cometa. Appena il pro-cesso di distacco è completo la cometainizia a sviluppare una nuova coda diplasma con una polarità che corrisponde

a quella del nuovo settore magnetico.Il nostro modello che prevede eventi

di distacco ogni volta che una cometaattraversa il confine di un settore, ossiacirca ogni settimana, è avallato dalla no-tevole correlazione tra gli eventi di di-stacco osservati e gli attraversamenti deiconfini tra settori magnetici. Abbiamoriscontrato un accordo anche tra i muta-menti morfologici osservati durante unevento di distacco e quelli previsti dalmodello. Sono stati proposti altri mec-canismi per spiegare gli eventi di distac-co, ma la spiegazione che si basa sul ta-glio e sul ricollegamento delle linee dicampo magnetico ai confini dei settorisembra la migliore.

In questo modello degli eventi di di-stacco esistono alcune carenze fonda-mentali che tutte le osservazioni dellacometa di Halley attualmente in corsodovrebbero eliminare. In primo luogo, ilnostro modello macroscopico della mor-fologia del fenomeno e dell'evoluzionedelle code di plasma è stato affetto finoradalla frammentarietà dei dati; il quadroè stato messo insieme utilizzando imma-gini di comete diverse e analizzando datiprovenienti da diversi osservatori che siaffidano a una grande varietà di stru-menti, emulsioni e tempi di esposizione.Il Large-Scale Phenomena Network del-

l'International Halley Watch dovrebbefornire una documentazione completadel viaggio della Halley. La rete consistedi circa 100 strutture distribuite in tuttoil mondo e ciascuna delle quali equipag-giata con apparecchiature fotografiche agrande campo che dovrebbero riprende-re una parte considerevole della coda diplasma e di quella di polvere della co-meta. Questi osservatori stanno seguen-do la Halley dal suo passaggio attraversol'emisfero boreale della sfera celeste du-rante il viaggio di arrivo fino al ritornonel sistema solare esterno attraverso l'e-misfero australe questa primavera.

Per ottenere periodi estesi di copertu-ra frequente occorrono condizioni at-mosferiche buone e una distribuzioneuniforme delle osservazioni nei due emi-sferi. In quello australe, che è coperto ingran parte dagli oceani, sono stati orga-nizzati quattro posti di osservazione diuna rete insulare, due nel Pacifico e altridue, uno nell'oceano Atlantico e unonell'oceano Indiano, nei quali sarannoinstallati telescopi portatili per colmarequella che altrimenti sarebbe una coper-tura saltuaria del passaggio della cometanell'emisfero australe in marzo e aprile.

Si dovrebbero poter osservare sia lacoda di polvere, sia quella di plasma.Durante il viaggio della cometa verso il

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3 4

NUOVACODA

2

LIMITEDEL SETTOREMAGNETICO

CODADISTACCATA

Le vecchie linee di campo trattengono gli ioni catturati, ma non sonopiù legate alla cometa. Quando tutti i campi magnetici vecchi sonostati espulsi dall'atmosfera, gli ioni nuovi non hanno alcun collega-mento magnetico con la coda di plasma che si stacca visibilmente dallachioma. L'atmosfera fornisce immediatamente ioni per una coda nuo-va avente la polarità del nuovo settore di campo magnetico.

LIMITE DEL SETTORE MAGNETICO

NUCLEO

CODADI PLASMA

VISIBILE

Sole esse punteranno circa nella stessadirezione, mentre nel tratto di ritornodovrebbero essere separate da un gran-de angolo. Vi sono tutti i motivi perchési ripeta l'apparizione delle code con lastessa imponente lunghezza osservatanel passaggio del 1910, anche se questavolta le code non sembreranno altrettan-to lunghe a causa della prospettiva discorcio e della maggiore distanza dallaTerra. L'analisi delle fotografie ripresenel 1910 fa pensare che la coda dellaHalley abbia raggiunto una lunghezza diparecchi decimi di unità astronomica(un'unità astronomica è pari a circa 150milioni di chilometri). Grazie alla dispo-sizione geometrica assai propizia e ai fat-

tori di proiezione, nel 1910 l'estensioneangolare della coda raggiungeva anche i50 gradi. Nel 1985-1986 questa esten-sione apparente dovrebbe essere com-presa tra 10 e 15 gradi.

T a copertura del Large-Scale Pheno-l—i mena Network sarà integrata dallefotografie della Halley riprese dagli ap-parecchi a grande campo a bordo dellanavetta spaziale nella missione Astro 1.In marzo questi apparecchi riprenderan-no immagini della Halley ogni sei ore peruna settimana e ogni ora e mezzo perperiodi di un giorno durante l'avvicina-mento di due sonde, la Vega-2 sovieticae la Giotto dell'European Space Agency.

Della seconda carenza del nostro mo-dello - la scarsità di dati sulle condizionimicroscopiche del plasma cometario edei campi magnetici caudali - si stannooccupando sei sonde. Una di queste, ICE,ha già avuto un incontro riuscito con laGiacobini-Zinner. Le altre cinque in-contreranno la Halley il mese prossimo,e l'icE la controllerà a monte. Prima diqueste missioni non è stata effettuataalcuna misurazione in situ di qualche pa-rametro cometario; non abbiamo maiavuto a disposizione alcun valore precisoa proposito del campo magnetico, dellatemperatura, della densità, della compo-sizione o delle velocità complessive diqualsiasi plasma cometario. Sono neces-

sani dati su questi parametri per stabilirequali siano i processi importanti e conquale rapidità ci si possa attendere mu-tamenti nella cometa.

La prima missione, ICE, ha attraversa-to la coda di plasma della Giacobini-Zin-ner a circa 8000 chilometri dal nucleo1'11 settembre 1985, fornendo indica-zioni significative sulla forma del campomagnetico catturato, della coda a duelobi e del flusso di corrente elettrica nellacoda, caratteristiche che si desumono dalmodello di Alfvén del 1957. ICE ha mi-surato un quantitativo impressionante diturbolenza quando ha incontrato la re-gione dell'onda d'urto di prua. La mis-sione ha causato anche due grandi sor-prese: non tutti i segni dell'onda d'urtodi prua previsti sono stati osservati e dueesperimenti hanno rivelato alcuni ioni dialta energia imprevisti. Le osservazionidell'onda d'urto di prua hanno indottoalcuni studiosi a ipotizzare che il plasmacometario possa in certe condizioni pro-vocare un rallentamento graduale delvento solare anziché una decelerazionee un urto più rapidi come prevedeva ilmodello classico. Lo studio dei dati dellamissione ICE dovrebbe contribuire aspiegare queste e altre scoperte.

Il lancio delle sonde dirette verso la cometa di Halley è stato compiuto nel

momento più adatto per minimizzarel'energia necessaria a raggiungerla . Mi-rare alla cometa quando attraversa l'or-bita terrestre permette di sfruttare laquantità di moto orbitale della Terra checonferisce un impulso alla sonda e quindine aumenta notevolmente l'energia du-rante il lancio. La più ardita di questemissioni sarà compiuta da Giotto, cheincontrerà un grande accumulo di pol-vere cometaria passando a meno di 500chilometri dal nucleo. La superficie d'at-tacco di Giotto è protetta da un doppioscudo. Il primo dovrebbe spezzare e ral-lentare le particelle incidenti e il secondoimpedire loro la penetrazione nel corpoprincipale della sonda.

Per avvicinarsi molto, Giotto avrà bi-sogno di dati sulla posizione del nucleo.Sarà l'Unione Sovietica a fornirli in basea un accordo denominato «Pathfinder».Le apparecchiature fotografiche sullesonde sovietiche Vega-1 e Vega-2 regi-streranno la posizione del nucleo, cheverrà trasmessa sotto gli auspici di unInter-Agency Consultative Group com-posto dalle quattro agenzie responsabilidelle missioni e dall'International HalleyWatch. Vega-1 passerà a meno di 10 000chilometri dal nucleo; Vega-2 forse gliarriverà ancora più vicino. Le missioniVega e Giotto dovrebbero fornire le pri-me fotografie del nucleo di una cometa.Le sonde giapponesi, Sakigake e Suisei,forniranno informazioni ulteriori sullaHalley anche se si manterranno abba-stanza lontane dalla cometa al fine dievitare il pericolo dei suoi frammenti.Sakigake controllerà il vento solare chescorre sulla cometa da una posizione a

Il distacco della coda della cometa di Halley è stato fotografato nella sua ultima visita, nel1910. Nel 1899 Edward Emerson Barnard ipotizzò esattamente che i distacchi della codafossero causati da qualche interazione con il mezzo interplanetario. Per documentare questicambiamenti auspicò la possibilità di fotografare ripetutamente le comete. L'evento di distaccodella Halley è stato ricostruito da diverse fotografie riprese il 6 giugno 1910 allo YerkesObservatory. (in alto) e a Honolulu (al centro) e il 7 giugno a Beirut (in basso).

CHIOMA

La coda di plasma si stacca quando la cometa attraversa il confine tradue settori passando da uno dove il campo magnetico ha la stessapolarità di quello della coda a uno con polarità opposta. Quando ilcampo nuovo entra nella chioma e viene compresso contro quellivecchi a polarità opposta che percorrono la coda, le linee di campovecchie vengono tagliate da un processo di ricollegamento magnetico.

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GIACOBINI-ZINNER HALLEY

NASA URSS ESA GIAPPONE

VEICOLO ICE VEGA-1 VEGA-2 G/OTTO SAKIGAKE SU/SEI

DATA DEL LANCIOAGOSTO 1978(DICEMBRE 1983) DICEMBRE 1984 DICEMBRE 1984 LUGLIO 1985 GENNAIO 1985 AGOSTO 1985

INCONTRO:DATA 11-9-1985 6-3-1986 9-3-1986 13-3-1986 8-3-1986 7-3-1986

DISTANZA DAL NUCLEO(CHILOMETRI)

8000(VERSO LA CODA)

10 000(VERSO IL SOLE)

3000(VERSO IL SOLE)

500(VERSO IL SOLE)

4 -r- 108(VERSO IL SOLE)

2 x 105(VERSO IL SOLE)

DISTANZA DAL SOLE(CHILOMETRI) 1,55 x 108 1.185 x 10 8 1,245 x 108 1,335 x 10 8 1,215 x 108 1,20 x 108

DISTANZA DALLA TERRA(CHILOMETRI) 7.05 x 10 7 1,74 x 108 1,635 x 10 8 1,470 x 108 1.665 x 108 1,71 x 108

ESPERIMENTI 8 13 13 10 3 1

Gli incontri delle sonde con due comete importanti sono riassunti nellatabella. L'incontro con la Giacobini-Zinner ha fornito dati preziosisulla struttura della coda delle comete quando l'International Come-fan' Explorer (ice) della National Aeronautics and Space Administra-tion ha attraversato la coda di plasma 1'11 settembre scorso. (icE è

stato lanciato in orbita tra la Terra e il Sole nell'agosto 1978 e rias-segnato a un nuovo obiettivo, l'incontro con la cometa, nel dicembre1983.) Le missioni che intercetteranno la Halley il mese prossimodovrebbero fornire una conoscenza più particolareggiata delle pro-prietà delle code cometarie e informazioni sul lato rivolto verso il Sole.

monte del flusso di circa un milione o piùdi chilometri. Suisei penetrerà nell'a-tmosfera della cometa a una distanza di200 000 chilometri e otterrà dati sulladensità e sulla velocità del plasma. For-nirà inoltre immagini nell'ultraviolettodell'atmosfera cometaria.

I grandi sforzi concentrati sulla Halleye la Giacobini-Zinner dovrebbero farprogredire enormemente le conoscenze

della fisica cometaria, ma rimarrannomolti problemi, compresi quelli emer-genti dai dati nuovi. Le missioni di esplo-razione diretta danno informazioni ba-sate su una serie di istantanee ripreselungo tratti singoli di traiettoria. Per ap-profondire la conoscenza della coda del-le comete occorreranno dati globali cheregistrino i cambiamenti di una cometanel tempo. La missione Comet Rendez-

-vous and Asteroid Flyby della NASA, il

cui lancio è previsto per l'inizio deglianni novanta, dovrebbe fornire questidati. Si prevede che il veicolo si avvicinialla cometa Wild II nel 1995 e registridati preziosi viaggiando lungo la suastessa orbita per circa due anni e mezzo.Se avrà fortuna, la missione sarà il passologico successivo allo studio per com-prendere la natura delle comete.

La grande cometa del 1843 dominò i cieli boreali. Venne raffiguratain questa litografia quale appariva sopra Parigi il 19 marzo. La cometa,forse la più luminosa degli ultimi due secoli, non è stata osservata dopol'apparizione del 1843. La coda era lunga circa 300 milioni di chilo-

metri cioè più della distanza tra il Sole e l'orbita di Marte. L'artista haraffigurato una coda luminosa che è probabilmente la coda di polvere.Anche se deve esservi stata una coda di plasma. probabilmente eraincorporata in quella di polvere e troppo debole per essere osservata.

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