ALBINO CARBOGNANI

Un cielo pieno di

COMETE

Che cosa sono

Da dove vengono

Come osservarle

Come fotografarle

mo fin dalla più remota antichità. Gli scienziati hanno scoperto che sono grosse palle di neve sporca , ma la loro realtà è molto più complessa di quello che sembra.Nonostante secoli di studi sempre più approfonditi e perfino alcune missioni spaziali dirette verso questi corpi celesti, ci sono ancora tanti misteri da risolvere. )n questo libro vengono presentate nel modo più semplice possibile la storia e la scienza delle comete sotto i diversi aspetti che le caratterizzano. Ma soprattutto si vuole invogliare il lettore a osservare le comete, a occhio nudo quando è possibile! oppure con piccoli strumenti. )nfatti, fanno notizia solo le grandi comete , ma pochi sanno che quasi tutte le notti ci sono in cielo comete alla portata anche di strumenti amatoriali.Per gli astrofili più esigenti, il libro tutto riccamente illustrato a colori dedica un capitolo intero alla ripresa fotografica delle comete con le camere CCD e alla misura della loro posizione e della loro luminosità, per studi di interesse scientifico e didattico.

ALB)NO CARBOGNAN) si è laureato in fisica all’Università di Parma e ha conseguito il dottorato in fisica del plasma all’Università La Sapienza di Roma nel 1 . Astronomo all’Osservatorio Astronomico della Regione Autonoma Valle d’Aosta OAVdA , è responsabile delle osservazioni sugli asteroidi e collabora alla ricerca di nuovi pianeti extrasolari. )n campo divulgativo ha all’attivo oltre un centinaio di articoli e diversi libri di carattere astronomico.

9788895650500

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ALBINO CARBOGNANI

Un cielo pieno di

COMETE

Che cosa sono

Da dove vengono

Come osservarle

Come fotografarle

In copertina: la cometa Hale-Bopp ripresa il 10 marzo 1997 da Eckhard Slawik (ESO)

Sommario

Prefazione ....................................................................................................................................... 7

1 I mondi intorno a noi ................................................................................................................ 9

1.1Unosguardofuoridalla“inestra”.......................................................................................9 1.2LaGalassia...........................................................................................................................9 1.2.1Cennidievoluzionestellare........................................................................................11 1.2.2Gliammassistellari,laViaLatteaelegalassieesterne..............................................13 1.3Lemagnitudinistellari.......................................................................................................15 1.4Unavisioned’insiemedelSistemaSolare.........................................................................16 1.4.1LagenesidelSistemaSolare.......................................................................................16 1.4.2Uncolpod’occhiosuicorpiminori.............................................................................18 1.4.3Mercurio......................................................................................................................19 1.4.4Venere..........................................................................................................................20 1.4.5Marte...........................................................................................................................21 1.4.6LaFasciaPrincipaledegliasteroidi............................................................................24 1.4.7Giove...........................................................................................................................27 1.4.8Saturno........................................................................................................................28 1.4.9Urano...........................................................................................................................30 1.4.10Nettuno......................................................................................................................31 1.5CennidiMeccanicaCeleste...............................................................................................33 1.5.1Glielementiorbitali....................................................................................................36 1.5.2IpuntidiequilibrioLagrangianiel’invariantediTisserand.......................................37 1.5.3SferadiHilleLimitediRoche...................................................................................41

2 Le comete nella storia ............................................................................................................. 43

2.1Lecometenell’antichità.....................................................................................................43 2.2Lecometenell’anticaCina................................................................................................44 2.3DaSenecaaTychoBrahe..................................................................................................45 2.4Newton,leorbiteelaisicadellecomete..........................................................................48 2.5EdmondHalleyelaperiodicitàdellecomete....................................................................49 2.5.1LacometadiHalleyeilTalmud.................................................................................40 2.6LacometadiEnckeeilconcettodinucleocometario......................................................53

3 Fisica delle comete .................................................................................................................. 54

3.1Unbrevesguardosullecomete..........................................................................................54 3.2Nomenclaturadellecomete................................................................................................56 3.3Latassonomiadellecomete...............................................................................................57

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3.3.1Classiicazionesecondoilperiodo..............................................................................57 3.3.2Classiicazionesecondol’invariantediTisserand.......................................................58 3.4Ilnucleo..............................................................................................................................59 3.4.1Idatisuinuclei............................................................................................................66 3.4.2Cometevistedavicino:inucleialloscoperto!...........................................................68 3.5Lacoma..............................................................................................................................71 3.6Lacodadiplasmaequelladipolveri................................................................................73 3.6.1Lecodedisodioeferro................................................................................................75 3.7Lospettrodellachiomadellecomete................................................................................76 3.7.1LeleggidiKirchhoffeilmodellodell’atomodiBohr...............................................76 3.7.2Cennisuglispettristellari............................................................................................78 3.7.3Glispettridellecomete...............................................................................................79 3.8LaLuceZodiacaleeglisciamidimeteore........................................................................82 3.8.1Allaricercadellacometaperduta................................................................................86

4 Lo “zoo” delle comete ............................................................................................................. 88

4.1NucleicometariattiviagrandedistanzadalSole..............................................................88 4.1.1Unacometaesplosiva!................................................................................................90 4.2LecometedellaFasciaPrincipale......................................................................................91 4.3ITroianidiGiove...............................................................................................................93 4.3.1IlModelloNizzasull’evoluzionedelSistemaSolare.................................................94 4.3.2ITroianisonoexcomete?...........................................................................................96 4.4CometeeCentauri..............................................................................................................96 4.5LecometeradentiilSoleosungrazer................................................................................98 4.5.1LacometaLovejoy(C/2011W3)..............................................................................100 4.6L’originedellecomete......................................................................................................102 4.6.1LaNubediOort.........................................................................................................102 4.6.2LaFasciadiKuiper...................................................................................................104 4.7LacometaHartley2eilmisterodell’acquasullaTerra..................................................105 4.7.1Ilrapportodeuterio/idrogenonelSistemaSolare......................................................109

5 Le comete spettacolari più recenti ....................................................................................... 111

5.1LaShoemaker-Levy9(D/1993F2).................................................................................111 5.1.1Lecatenedicrateri....................................................................................................113 5.2LaHale-Bopp(C/1995O1)..............................................................................................114 5.3LaHyakutake(C/1996B2)..............................................................................................116 5.4LaMcNaught(C/2006P1)...............................................................................................117 5.5La17P/Holmes.................................................................................................................118 5.6LaPanSTARRS(C/2011L4)...........................................................................................120 5.7LaISON(C/2012S1)......................................................................................................122

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6 Cenni di astronomia pratica................................................................................................. 125

6.1Primipassiversoilcielo..................................................................................................125 6.2Osservareilcieloaocchionudo.......................................................................................125 6.3Osservareilcieloconilbinocolo.....................................................................................128 6.4Osservareilcieloconunpiccolotelescopio....................................................................129 6.5LaLunaèunaseveramaestra!.........................................................................................132 6.6Osservarepianeti,Soleeoggettidelprofondocielo.......................................................133 6.7L’osservazionevisualedellecomete................................................................................134 6.8Laricercavisualedinuovecomete..................................................................................138 6.9Laripresadelleprimeimmaginiastronomiche................................................................140

7 L’osservazione delle comete con il CCD ............................................................................. 142

7.1LacameraCCD................................................................................................................142 7.2IlpretrattamentodelleimmaginiCCD.............................................................................145 7.3LaripresaCCDdellachiomadellecomete.....................................................................147 7.4L’astrometria....................................................................................................................151 7.4.1Ilsistemadiriferimentoequatoriale..........................................................................152 7.5L’astrometriadellecomete...............................................................................................152 7.5.1Lasincroniadell’orologioelamessaafuoco...........................................................153 7.5.2Lasceltadeltempodiposa.......................................................................................154 7.5.3Unesempio:l’astrometriadellacometaP/2013J2(McNaught)..............................155 7.6MisuradeldiametroedellamagnitudinedellachiomaconilCCD................................157 7.6.1Esempio:misuradellamagnitudinedellachiomaperlaC/2013R1........................158 7.7LascopertadinuovecometeconilCCD........................................................................159

8 Referenze................................................................................................................................163 8.1Bibliograiadivulgativasucomete,asteroidiemeteoriti................................................163 8.2Bibliograiascientiicasullecomete................................................................................163 8.3Bibliograiadidatticaperl’osservazionedelcielo...........................................................164

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Prefazione Lo studio delle comete, specialmente dopo le numerose missioni spaziali dirette verso la Halley, con le prime storiche immagini ravvicinate di un nucleo cometario e il passaggio al perielio di comete molto luminose come la Hale-Bopp (C/1995 O1), l’impressionante Hyakutake (C/1996 B2) o l’imprevedibile ISON (C/2012 S1), è un campo affascinante della moderna planetologia. Una cometa è un corpo celeste che presenta una fenomenologia e una fisica che possono esseremolto complesse e tanto resta ancora da comprendere. Ad esempio, delle comete non sono ancora ben chiare la struttura e la composizione dei nuclei, l’evoluzione e il contributo che hanno dato alla formazione degli oceani terrestri, così come non è chiara la genesi di quelle, recentemente scoperte, che si trovano nella Fascia Principale degli asteroidi o il legame fra le comete e gli asteroidi Troiani di Giove. Inoltre, le comete sono i più antichi residui della formazione ed evoluzione primordiale del Sistema Solare che possiamo ancora “interrogare direttamente”, insieme agli asteroidi. Dal punto di vista storico le comete, grazie al fatto che, in certi casi, possono essere ben visibili a occhio nudo, hanno fatto parte dell’immaginario dell’uomo fin dalla più remota antichità. E l'interesseper gli astri chiomati si rinnova tutte le volte che ne splende una in cielo, oppure quando un'impresascientifica si dedica al loro studio, come la pionieristica missione Rosetta della NASA.Lo scopo di questo libro è duplice. Da un lato, presentare nel modo più semplice possibile la storia e la fisica delle comete sotto i diversi aspetti che le caratterizzano. Il secondo obiettivo è invogliare il lettore all’osservazione diretta del cielo, in particolare delle comete, a occhio nudo o con piccoli strumenti. Infatti, l’astronomia è una delle poche scienze in cui l’oggetto di studio è, letteralmente, sotto gli occhi di tutti e l’osservazione astronomica è un’attività molto formativa sia dal punto di vista didattico sia scientifico. A questo scopo sono stati scritti gli ultimi due capitoli e le appendici. L’ultimo capitolo, dedicato all’osservazione CCD delle comete, è stato scritto con la collaborazione dell’amico Luca Buzzi dell’Osservatorio Astronomico “Schiaparelli” di Varese, che ringrazio di cuore, così come ringrazio Lorenzo Comolli (Gruppo Astronomico Tradatese), Dario Comino e Paolo Corelli di Buttrio per avere concesso l’utilizzo delle loro immagini. Il lettore per cui è pensato il libro copre una vasta tipologia. Dal semplice curioso, allo studente interessato, all’insegnante di scienze (ci sono diversi spunti per allestire delle esperienze didattiche) o all’appassionato di astronomia che voglia approfondire le proprie conoscenze sulle comete. Nel libro sono riportate alcune formule, che però non sono quasi mai essenziali per comprendere il discorso, quindi il lettore non versato nella matematica può saltarle senza troppi problemi. Buona lettura! Chatillon (AO), maggio 2014

Albino Carbognani

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1 I mondi intorno a noi 1.1 Uno sguardo fuori dalla “finestra” Potrà sembrare strano che in un libro dedicato alle comete s’inizi parlando della nostra Galassia e del Sistema Solare, ma il paradosso è solo apparente. Questo volume non presume nessuna conoscenza a priori del lettore in ambito astronomico. Spendere alcune righe sulla Galassia e dare un’occhiata al Sistema Solare nel suo complesso è un buon modo per delimitare “geograficamente” la regione di spazio in cui si collocano e muovono le comete. In astronomia è molto importante avere ben chiare la scala delle distanze che ci separano dai diversi corpi celesti e la struttura gerarchica dell’Universo, almeno a grandi linee. Diversamente, si rischia di fare solo confusione e avere una visione distorta di una realtà che è già sufficientemente complessa per proprio conto. Armiamoci di pazienza e, prima di dedicarci alle comete, diamo un’occhiata fuori dalla “finestra”. 1.2 La Galassia La Galassia è il vasto sistema di stelle, pianeti, gas, polveri, raggi cosmici e materia oscura di cui fa parte il nostro Sole e, con esso, il Sistema Solare. Dal punto di vista morfologico la Galassia ha una struttura a spirale barrata, sensibilmente piatta, formata da circa 200-400 miliardi di stelle. La distanza media che separa le stelle della Galassia è enorme se confrontata con le distanze con cui di solito abbiamo a che fare sulla Terra (al più qualche decina di migliaia di km), tanto che in astronomia si rende necessaria l’adozione di una nuova unità di misura per le distanze.

Figura 1.1 - La galassia NGC 7331 nella costellazione di Pegaso è un sistema stellare a spirale molto simile alla nostra Galassia, posta a 45 milioni di anni luce da noi. La sigla NGC sta per New General Catalogue, un catalogo di oggetti non-stellari compilato nel 1880 dall’astronomo danese John Dreyer (A. Carbognani). In ambito galattico l’unità di misura delle distanze è l’anno luce, definito come la distanza percorsa da un raggio di luce nel vuoto in un anno giuliano, periodo che ha una durata di 365,25 giorni solari medi. Poiché la luce ha una velocità c = 299.792.458 m/s e in un anno ci sono circa 31,5576 milioni di secondi, un anno luce equivale a una distanza di circa 9.461 miliardi di km. L’adozione dell’anno

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luce rende molto più facile esprimere le grandi distanze che s’incontrano in astronomia. Mentre in ambito galattico l’unità di misura delle distanze è l’anno luce, nel Sistema Solare si utilizza l’Unità Astronomica (U.A.), cioè la lunghezza del semiasse maggiore dell’orbita terrestre (in pratica il raggio orbitale), pari a circa 150 milioni di km. Armati con il concetto di anno luce possiamo dire che, complessivamente, il diametro del disco galattico misura circa 100.000-120.000 anni luce, mentre la distanza media delle stelle nella regione di spazio attorno al Sole è di circa 6 anni luce. Si tratta di distanze enormi, impossibili da percorrere in tempi ragionevoli usando l’attuale tecnologia del razzo chimico. Solo per arrivare al sistema stellare a noi più vicino (Alfa Centauri a 4,36 anni luce di distanza), sarebbe necessario un viaggio con una durata di diverse decine di migliaia di anni! La tecnologia per il viaggio interstellare è sicuramente ben oltre le conoscenze attuali. Al centro della Galassia, si trova il nucleo (o bulge) galattico, un rigonfiamento del disco formato da una moltitudine di stelle piuttosto vecchie, in parte prossime alla fine del loro ciclo evolutivo. Nel centro del nucleo della Galassia si osserva un’intensa sorgente di onde radio, Sagittarius A*, che segna la posizione del buco nero galattico. Si tratta di un astro collassato, con una velocità di fuga superiore alla velocità c della luce e una massa di circa 4 milioni di volte quella del nostro Sole. La massa del buco nero galattico è stata misurata osservando, nell’infrarosso, le orbite ellittiche descritte dalle stelle più prossime ed è il risultato di quasi 20 anni di osservazioni. Il valore della massa ci dice che, probabilmente, il buco nero galattico è il risultato di un merging di un milione di buchi neri di taglia stellare.

Figura 1.2 - Un’immagine, ripresa nell’infrarosso a 2,2 µm, delle stelle in prossimità del centro galattico. Sono tracciate le orbite percorse dal 1995 al 2011. Si tratta di orbite kepleriane che forniscono la prova della presenza di un buco nero con circa 4 milioni di volte la massa del Sole. La posizione geometrica del buco nero è indicata dalla stellina bianca disegnata al centro dell’immagine (Keck/UCLA).

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Dalla barra del nucleo della Galassia si diparte una serie di bracci a spirale che si sovrappongono al disco galattico. Ed è proprio nei bracci a spirale che si trovano le nubi di polveri e gas che, per collasso gravitazionale, danno luogo alle diverse generazioni stellari. Il classico esempio di nube interstellare in cui stanno nascendo nuove stelle è la Grande Nebulosa di Orione (M42), posta nella costellazione omonima a circa 1270 anni luce dalla Terra. Questa nebulosa ha un diametro di circa 24 anni luce e una massa sufficiente a far nascere 2000 stelle come il Sole. La nebulosa è già debolmente visibile a occhio nudo e diventa spettacolare anche in un piccolo telescopio. 1.2.1 Cenni di evoluzione stellare Le stelle sono sostanzialmente grandi sfere di gas, costituite prevalentemente da idrogeno ed elio più una frazione di tutti gli altri elementi. Ad esempio, nel caso del Sole le abbondanze in massa sono del 71,0% per l’idrogeno, 27,1% per l’elio e 1,9% per i metalli (in astrofisica si chiamano metalli tutti gli elementi chimici che non siano idrogeno o elio). Come suggerì per primo l’astronomo britannico Arthur Eddington (1882-1944) nel 1920, le stelle sono in grado di emettere radiazioni elettromagnetiche per effetto delle reazioni termonucleari, di fusione dell’idrogeno in elio, che avvengono nel loro nucleo (o core), che si trova nella regione centrale della stella. Durante la nucleosintesi 4 nuclei d’idrogeno si fondono insieme per formare un nucleo di elio ma circa il 7‰ della massa coinvolta è trasformata in energia. Come determinò il fisico e astronomo tedesco Hans Bethe (1906-2005) nel 1938, la catena di reazioni più comune (ma non l’unica), è quella protone-protone, vedi Figura 1.4. Da quanto detto segue che la durata della vita stellare, per quanto lunga, è comunque finita perché, alla fine, l’idrogeno si esaurisce. I parametri più importanti che caratterizzano la fisica stellare sono la massa e la luminosità, mentre la composizione chimica è quasi la stessa per tutte le stelle. Una stella come il Sole può vivere circa 10 miliardi di anni prima di esaurire l’idrogeno nel core diventando una gigante rossa per poi terminare il proprio ciclo come nana bianca, una stella in cui non avvengono più reazioni termonucleari e la cui materia si trova in uno stato compresso di alta densità, circa una tonnellata per centimetro cubo! Se una stella diventa una nana bianca, allora non può avere una massa superiore alle 1,44 masse solari (Limite di Chandrasekhar). Al contrario, le stelle più massicce (15-20 masse solari), possono arrivare a vivere solo alcuni milioni di anni, diventando rapidamente supergiganti rosse per poi esplodere come supernovae. Queste esplosioni stellari in generale lasciano come residuo un corpo compatto, che può essere una stella di neutroni in rapida rotazione attorno al proprio asse e dotata di un intenso campo magnetico (pulsar), oppure un buco nero se la massa è superiore alle 3 masse solari (Limite di Volkoff-Oppenheimer). Sono proprio le supernovae che, con le loro onde d’urto in rapido movimento nello spazio a 10.000 km/s, possono comprimere le nubi di gas e polveri interstellari e innescare la nascita di successive generazioni stellari; inoltre, disseminano lo spazio interstellare degli elementi chimici pesanti come carbonio, ossigeno e azoto, indispensabili per lo sviluppo della vita. D’altra parte stelle più piccole del Sole, come le nane rosse, possono vivere molto più a lungo della nostra stella, decine di miliardi di anni, anche se terminano il proprio ciclo evolutivo sempre come nane bianche.

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Figura 1.3 - Schema della struttura del Sole, dal core fino alle estreme propaggini esterne: fotosfera, cromosfera e corona. Il diametro solare è pari a circa 1,5 milioni di km, 109 volte il diametro della Terra. Osservando il Sole nell’ottico è percepibile la sola fotosfera, uno strato di gas alla temperatura di 5750 K. Nella fotosfera si possono osservare le famose macchie solari, regioni dove il gas è più freddo perché sedi d’intensi campi magnetici (NASA).

Figura 1.4 - I diversi passaggi della catena protone-protone, la serie di reazioni nucleari più comuni nei nuclei stellari, che trasforma l’idrogeno in elio liberando energia, sia elettromagnetica sia cinetica. Qui P è il protone, D il deuterio (formato da un protone unito ad un neutrone), e+ è il positrone (l’antiparticella dell’elettrone), νe è il neutrino elettronico, 3He è l’elio 3 (formato da 2 protoni e un neutrone), γ è un fotone gamma (radiazione elettromagnetica di alta frequenza), mentre 4He è il comune nucleo di elio (con 2 protoni uniti a 2 neutroni). Sotto i 10 milioni di gradi Kelvin la catena di reazioni non produce più elio (A. Carbognani).

P+P -> D+e++νe

D+P -> 3He+γ 3H

e+3H

e-> 4H

e+2P

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Figura 1.5 - La Nebulosa Granchio (Crab Nebula), nota come M1 è il residuo dell’esplosione di una supernova osservata a occhio nudo nel 1054 d.C. nella costellazione del Toro. La nebulosa si trova a circa 6.500 anni luce da noi ed ha un diametro di 5,5 anni luce. Al centro della nebulosa si trova una stella di neutroni, scoperta nel 1968, con un diametro di circa 30 km e un periodo di rotazione di soli 33 millisecondi (NASA/ESA/HST). 1.2.2 Gli ammassi stellari, la Via Lattea e le galassie esterne Nelle braccia a spirale della Galassia si trovano gli ammassi stellari aperti, il risultato finale del collasso gravitazionale in stelle di una nube interstellare, con età tipiche di alcune centinaia di milioni di anni, e le stelle più giovani e massicce (con masse di 15-20 volte quella del Sole), destinate a diventare delle brillanti supernovae. Un esempio di ammasso stellare aperto, ben visibile anche a occhio nudo, è quello delle Pleiadi nella costellazione del Toro, composto da circa 1000 stelle poste a 440 anni luce da noi con un’età di circa 100 milioni di anni. Legati gravitazionalmente alla Galassia nel così detto alone galattico (un’estesa regione sferica che avvolge l’intera Galassia, centrata sul nucleo galattico), a distanze dell’ordine di 25.000-50.000 anni luce, si trovano circa 150

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ammassi globulari. Si tratta di ammassi stellari compatti formati da stelle molto antiche (quindi povere di metalli), di forma globalmente sferica, popolati da circa 100.000 stelle e del diametro medio di circa 100 anni luce. Un esempio classico di ammasso globulare è M13 nella costellazione di Ercole, posto a 25.100 anni luce da noi e con un’età stimata di circa 12 miliardi di anni. Nel centro dell’ammasso le stelle sono 500 volte più fitte di quelle che si trovano nei paraggi del Sole. M13 è visibile già con un piccolo binocolo perché è l’ammasso globulare più luminoso di tutto l’emisfero boreale. Il Sistema Solare si trova nella periferia della Galassia, nel così detto Braccio di Orione, a circa 27.200 anni luce dal centro galattico. Orbitando alla velocità di 220 km/s, il Sole e il suo codazzo di pianeti, impiegano 225-250 milioni di anni per compiere un’intera orbita attorno al nucleo galattico. Dall’epoca della sua formazione, circa 5 miliardi di anni fa, il Sole ha già percorso circa 20-22 orbite galattiche e le stelle che si vedono ora nel cielo notturno non sono le stesse che erano presenti al momento della formazione del Sistema Solare. La velocità orbitale delle stelle non diminuisce a mano a mano che ci si allontana dal nucleo della Galassia come avviene nel caso dei pianeti in orbita attorno al Sole ma, al contrario, resta costante. Questo indica la presenza di una massa invisibile nella Galassia, nota come materia oscura. Gli effetti gravitazionali della materia oscura sono stati osservati anche in molte altre galassie e ammassi di galassie. Per ora non sono state fisicamente rilevate le particelle elementari che compongono la materia oscura, ma le ricerche in questo campo continuano. Per noi che ci troviamo immersi nel disco galattico è difficile avere una visione d’insieme della Galassia. Quello che possiamo vedere direttamente con i nostri occhi è quella fascia, debolmente luminosa, che attraversa il cielo da un orizzonte all’altro, più intensa nella stagione estiva, più evanescente in quella invernale. Si tratta dell’intersezione del disco galattico con la sfera celeste: la Via Lattea. La Via Lattea estiva è più appariscente perché in questa stagione stiamo guardando verso il centro galattico (che geometricamente cade nella costellazione del Sagittario), mentre quella invernale è più debole perché in questo caso si sta guardando l’estrema periferia galattica, verso lo spazio intergalattico. La Galassia non è isolata nello spazio, ma fa parte di un piccolo ammasso di galassie, noto come Gruppo Locale, formato da circa 70 membri e del diametro di 10 milioni di anni luce. Il Gruppo Locale è formato per lo più da piccole galassie di forma ellittica o irregolare. Ci sono solo altre due galassie a spirale nel nostro gruppo: la Galassia di Andromeda, nota come M31 a 2,5 milioni di anni luce (visibile anche a occhio nudo se il cielo è buio) e la Galassia del Triangolo, o M33 a 3 milioni di anni luce. A sua volta il Gruppo Locale è posto alla periferia dell’Ammasso di galassie della Vergine, a 60 milioni di anni luce da noi e formato da circa 1500 galassie, alcune estremamente massicce come M84. A sua volta l’ammasso della Vergine è solo uno dei circa 10.000 ammassi di galassie noti elencati nello Zwicky Galaxy Catalog, che formano l’Universo osservabile. Dopo questa rapida, e vertiginosa, scalata delle “distanze cosmiche” si potrebbe pensare che gli oggetti a cui abbiamo accennato siano difficili da vedere o che solo gli astronomi possano osservarli. In realtà, basta un bel cielo buio e un piccolo binocolo per vedere con i propri occhi le dense regioni di stelle che cadono nella direzione della costellazione del Sagittario, gli ammassi aperti e gli ammassi globulari più luminosi, così come le nebulose all’interno delle quali nascono nuove generazioni di stelle o le galassie più vicine a noi.

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Figura 1.6 - Una rappresentazione artistica della Galassia vista dall’alto, con il nucleo a barra da cui si dipartono le braccia a spirale segnate da stelle giovani e calde che illuminano nubi di gas e polvere interstellare. Il Sole si trova nel Braccio di Orione. Sovrapposto alla Galassia si trova il reticolo di coordinate delle longitudini galattiche centrato sul Sole (NASA/JPL). 1.3 Le magnitudini stellari Ora dobbiamo aprire una piccola parentesi per vedere secondo quale scala è misurata la luminosità di una stella, una nozione che ci tornerà molto utile più avanti quando parleremo di come si osservano le comete. La luminosità (apparente) delle stelle è misurata dagli astronomi in magnitudini, una quantità che, di solito, è indicata con la lettera m, ed è definita così:

( )FLogCm 105,2−= Questa definizione è stata introdotta dall’astronomo inglese Robert Pogson (1829-1891) nel 1856. Qui C è una costante che segna il “punto zero” della scala, mentre F è il flusso luminoso ricevuto dalla stella, misurato in Watt/m2. La relazione precedente si può calibrare assegnando un valore di m a una stella assunta come riferimento e misurandone il flusso, come ad esempio Vega che è, quasi per definizione, di magnitudine 0. Vediamo qualche esempio. Le stelle più deboli osservabili a occhio nudo sono di magnitudine +6,0, mentre Sirio, la stella apparentemente più luminosa di tutto il cielo è di magnitudine -1,47. La Luna piena ha una magnitudine di -12,74, Giove all’opposizione arriva alla -2,94 mentre Venere scende anche a -4,89. Il Telescopio Spaziale “Hubble” è riuscito a riprendere stelle di magnitudine +30. Come si vede a magnitudini più elevate corrisponde un flusso luminoso più basso. La magnitudine definita da Pogson ricalca all’incirca la scala empirica delle magnitudini introdotta da Ipparco di Nicea (190-120 a.C.) nel 135 a.C. per la compilazione del primo catalogo stellare della storia. Attenzione però! Quella di cui abbiamo parlato ora è la magnitudine apparente, cioè la luminosità come appare che dipende, oltre che dalla luminosità intrinseca, anche dalla distanza cui si trova la stella. Se s’immagina di portare tutti i corpi celesti a una stessa distanza e di misurarne la magnitudine si trova quella che gli astronomi chiamano magnitudine assoluta, di solito indicata con la lettera M. La distanza assunta come riferimento è di

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32,6 anni luce pari a 10 parsec. Il parsec è un’unità di lunghezza alternativa all’anno luce, fu introdotto dall’astronomo inglese Herbert H. Turner (1861-1930) nel 1913, per semplificare i calcoli sulla distanza delle stelle. Alla distanza di un parsec il raggio orbitale della Terra sottende esattamente un secondo d’arco e vale l’equivalenza 1 parsec = 3,26 anni luce. Solo confrontando le magnitudini assolute di due stelle si può sapere quale effettivamente è la più intrinsecamente luminosa. Poiché la scala delle magnitudini è logaritmica, quando 2 stelle differiscono nella propria luminosità di una magnitudine, vuol dire che una è 2,512 volte più luminosa dell’altra. Ora, per completare la nostra breve introduzione, non ci resta che focalizzare l’attenzione sul Sistema Solare e sugli 8 pianeti conosciuti che si trovano in orbita attorno al Sole. 1.4 Una visione d’insieme del Sistema Solare Il Sistema Solare è formato da quell’insieme di corpi che sono legati gravitazionalmente alla stella che noi chiamiamo Sole. Prima di proseguire, per evitare fraintendimenti, è bene vedere esattamente le definizioni di pianeta, pianeta nano e corpo minore così come stabilite il 24 agosto 2006 dalla XXVI assemblea Generale dell’Unione Astronomica Internazionale tenutasi a Praga. Per poter essere definito pianeta, un corpo celeste del Sistema Solare deve possedere queste proprietà:

1. Deve essere in orbita attorno al Sole. 2. Deve avere una massa tale da essere in equilibrio idrostatico (la gravità domina la forma). 3. Ha “spazzato” via dalla propria orbita corpi di dimensione simile.

I corpi che rispettano solo i punti 1 e 2 sono i pianeti nani, mentre quelli che rispettano solo il punto 1 sono corpi minori. Una cometa è un corpo minore che appare circondato da una chioma o che possiede una coda o entrambe queste caratteristiche. Attorno al Sole orbitano otto pianeti conosciuti con i loro satelliti, alcuni pianeti nani (Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris), qualche migliaio di comete, centinaia di migliaia di asteroidi, un’innumerevole quantità di granelli di polvere interplanetaria e atomi o ioni sparsi del vento solare. Collettivamente, comete e asteroidi, compongono la popolazione dei corpi minori del Sistema Solare. Le orbite dei pianeti, come scoprì l’astronomo e matematico tedesco Johannes Kepler nel 1609, sono delle ellissi a piccola eccentricità (di cui il Sole occupa uno dei due fuochi), che non si discostano di molto, al più qualche grado, dal piano dell’orbita terrestre (noto come piano dell’eclittica). Di conseguenza il Sistema Solare è una struttura essenzialmente bidimensionale, anche se i corpi minori, a causa delle interazioni gravitazionali ravvicinate che hanno avuto (e che hanno!) con i pianeti, possono avere orbite anche ad alta inclinazione sull’eclittica. 1.4.1 La genesi del Sistema Solare La formazione del nostro “villaggio planetario”, è avvenuta circa 4,5 miliardi di anni fa dalla condensazione gravitazionale di una nube di gas e polveri (nebulosa pre-solare). Probabilmente il collasso gravitazionale della nube fu innescato dall’esplosione di una vicina supernova o dagli intensi venti stellari di una stella massiccia come può essere una supergigante rossa oppure una stella di Wolf-Rayet. Questi scenari, riguardanti la prima fase di vita del Sistema Solare, sono suggeriti dall’analisi dei prodotti di decadimento di radionuclidi a vita breve, come 26Al (vita media di 0,73 milioni di anni), 41Ca (vita media di 0,15 milioni di anni) e il 53Mn (vita media di 5,3 milioni di anni), ritrovati nei meteoriti. La maggior parte della nube collassò al centro a formare il giovane Sole, mentre il resto assunse una forma sensibilmente appiattita per effetto della rotazione della nube stessa, andando a formare un disco protoplanetario. La dimensione tipica di un disco protoplanetario è di circa 100 UA e il sistema non è statico: la turbolenza del gas è in grado di provocare un continuo rimescolamento della polvere al suo interno, uniformandone la composizione chimica. In seguito ad accrezioni successive dei granelli di polvere presenti nel disco, si formarono i planetesimi (oggetti con un diametro fino a circa 10 km), e da qua i protopianeti e i pianeti veri e propri, il tutto in pochi milioni

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di anni. La presenza di elementi radioattivi a vita breve ha in parte fornito il calore necessario per la fusione dell’interno dei protopianeti con conseguente differenziazione gravitazionale: gli elementi più pesanti (come il ferro) al centro e quelli più leggeri (come il silicio) a formare gli strati più superficiali. Le osservazioni mostrano che i pianeti si dividono in due grandi famiglie, quelli rocciosi (con piccolo diametro, atmosfere rarefatte e ad alta densità media), e i giganti gassosi (grande diametro, dense atmosfere e bassa densità media). Nella prima classe si annoverano i pianeti più vicini al Sole, cioè Mercurio, Venere, Terra e Marte, mentre nella seconda si trovano quelli più distanti: Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Questa dicotomia riflette la distribuzione della temperatura all’interno della nebulosa protoplanetaria, in grado di determinare la quantità di materiale disponibile per l’accrezione di un pianeta.

Figura 1.7 - Una collezione d’immagini di 30 nubi protoplanetarie osservate dal Telescopio Spaziale “Hubble” nella Grande Nebulosa di Orione (M42), posta a circa 1300 anni luce dalla Terra. Da una nebulosa appiattita simile a una di queste si è formato il Sole e il Sistema Solare (NASA/HST). Verso il centro, in prossimità del giovane Sole in formazione, la temperatura era alta e permetteva la condensazione solo degli elementi chimici più refrattari al calore. Al contrario, nelle regioni periferiche la temperatura era abbastanza bassa da permettere la condensazione anche del ghiaccio d’acqua e di altri composti volatili, favorendo così la crescita di pianeti di grandi dimensioni, in grado di catturare gravitazionalmente anche elementi leggeri come l’idrogeno e l’elio. Tanto per entrare in maggiore dettaglio, gli elementi chimici più refrattari al calore, cioè quelli con le temperature di condensazione più elevate (1500-2000 K), sono il calcio e l’alluminio i cui minerali sono fra i più antichi che si possono trovare nel Sistema Solare, ad esempio nei meteoriti del tipo condrite carbonacea. A temperature di 800-1200 K si formano invece silicati ricchi di ferro e magnesio, mentre per la condensazione del ghiaccio d’acqua è necessario scendere a 150-200 K. Infine, solo a 20 K inizia la condensazione dell’azoto molecolare e del monossido di carbonio. La differenza nelle temperature di condensazione degli elementi chimici ha avuto effetto anche sulla

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composizione chimica dei corpi minori, almeno di quelli rimasti a vagare nello spazio interplanetario dopo la fase di formazione dei pianeti. 1.4.2 Un colpo d’occhio sui corpi minori Nel Sistema Solare i corpi minori conosciuti si collocano principalmente in due zone, la Fascia Principale compresa fra le orbite di Marte e Giove (fra le 1,8 e le 4 UA dal Sole), dove si trovano prevalentemente gli asteroidi formati da silicati e metalli, e la Fascia di Edgeworth-Kuiper oltre l’orbita di Nettuno fra le 30 e le 55 UA, dove si trovano corpi ghiacciati anche di discrete dimensioni. Il pianeta nano Plutone, con i suoi 2.300 km di diametro, è uno dei corpi più grandi di questa fascia esterna. Ancora più distante, fra le 50.000 e le 100.000 UA, si trova la Nube di Oort, una riserva di nuclei cometari a simmetria sferica che circonda tutto il Sistema Solare. Come vedremo, le comete della Nube di Oort non sono native di questa remota regione ai confini dello spazio interstellare, ma sono originarie della zona dei giganti gassosi. Ci sono anche popolazioni di corpi minori intermedie, come i Centauri, oggetti della Fascia di Kuiper che hanno subito delle perturbazioni gravitazionali tali che sono migrati nella zona dei giganti gassosi, oppure i Near Earth Object (NEO), per lo più asteroidi della Fascia Principale che, in seguito a interazioni gravitazionali con Giove, sono stati proiettati verso il Sistema Solare interno e con la loro orbita possono transitare a meno di 0,3 UA da quella della Terra. I NEO noti in questo momento sono più di 11.000 e costituiscono un rischio impatto per il nostro pianeta. Un’altra consistente popolazione di corpi minori condivide l’orbita con Giove, il maggiore dei giganti gassosi, collocandosi a circa 60° eliocentrici prima e dopo il pianeta: sono gli asteroidi Troiani di cui parleremo più avanti.

Figura 1.8 - Una rappresentazione grafica del Sistema Solare fino all’orbita di Saturno, con il Sole al centro e i pianeti che gli orbitano attorno. I puntini rosa sono gli asteroidi della Fascia Principale, mentre quelli gialli sono gli asteroidi Troiani di Giove. Le dimensioni dei pianeti non sono in scala con le loro distanze. Disegno ottenuto con il Microsoft WorldWide Telescope (A. Carbognani).

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Figura 1.9 - Una rappresentazione in scala delle dimensioni relative dei pianeti del Sistema Solare e del Sole. Da sinistra verso destra si trovano i pianeti rocciosi Mercurio, Venere, Terra e Marte, seguiti dai giganti gassosi Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Le distanze non sono in scala (Lunar and Planetary Institute, NASA). Dopo questa panoramica generale sul Sistema Solare passiamo in rassegna le principali caratteristiche fisiche di ciascun pianeta e della Fascia Principale degli asteroidi, in ordine di distanza crescente dal Sole. 1.4.3 Mercurio Si tratta di un pianeta di piccole dimensioni con meno della metà del diametro terrestre (è il più piccolo fra i pianeti rocciosi del Sistema Solare), posto a sole 0,4 UA dal Sole. Mercurio è dotato di una superficie solida costellata da migliaia di crateri da impatto, attraversata da grandi fratture lunghe anche centinaia di km (scarpate), la cui origine non è ancora chiara, ma s’ipotizza siano dovute alla riduzione del diametro del pianeta di alcuni km per effetto del raffreddamento del grande nucleo metallico del pianeta. I crateri di Mercurio sono di tutte le dimensioni e, in generale, la loro topografia dipende dal diametro. Sotto ai 10 km si trovano solo crateri semplici, dalla tipica forma a scodella. Fra i 10 e i 130 km i crateri presentano un picco centrale, fra 130 e 310 km, oltre al picco, compare anche un anello centrale, mentre oltre i 310 km di diametro compaiono anelli multipli. I crateri più giovani sono circondati da estese raggiere che possono arrivare a distanze di 1000 km. Il più grande bacino da impatto su Mercurio è il Bacino Borealis con un diametro di 1530 km; meglio conservato però è il Bacino Caloris, di 1340 km di diametro. Caloris è circondato da catene circolari di montagne che s’innalzano per 2 km rispetto al terreno circostante, il fondo è fratturato e molto accidentato. La formazione di questo bacino è dovuta all’impatto di un piccolo asteroide con il diametro di alcune decine di km. Mercurio è talmente vicino al Sole che l’alta temperatura superficiale (circa 400 °C), consente la fusione di stagno e piombo, impedendo al pianeta di possedere un’atmosfera per via della bassa gravità superficiale. Queste condizioni ambientali estreme però non impediscono la presenza di ghiaccio ai poli del pianeta. Fra il marzo del 1991 e quello del 1992 dal radiotelescopio di Arecibo furono ottenute immagini radar di Mercurio alla lunghezza d’onda di 12,6 cm. Analogamente, fra l’8 e il 23 agosto 1991 furono compiute osservazioni a 3,5 cm dall’antenna di 70 metri di diametro di Goldstone accoppiata con le 27 antenne del VLA (Very Large Array) in Nuovo Messico. Dall’analisi dei segnali riflessi dalla superficie di Mercurio, sono state evidenziate delle zone ad alta riflettività in prossimità dei poli nord e sud. Le caratteristiche delle onde radar riflesse da queste zone sono simili a quelle riflesse dalle calotte polari di Marte e dalle superfici dei satelliti ghiacciati di Giove. In base a quest’analogia di comportamento, le zone ad alta riflettività ai poli di Mercurio sono state interpretate come depositi di ghiaccio d’acqua. Le immagini delle regioni polari trasmesse dal Mariner 10 mostrano delle regioni craterizzate. Il ghiaccio d’acqua può essere mantenuto stabile se si trova sul fondo perennemente in ombra dei crateri. Se i depositi sono di ghiaccio d’acqua, è ragionevole pensare che si siano creati in seguito alla collisione di comete sulla superficie del

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pianeta. La presenza del ghiaccio d’acqua sul fondo dei crateri di Mercurio è stata confermata nel novembre 2012 dalla sonda MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) della NASA. A causa della vicinanza con il Sole, osservare Mercurio dalla Terra non è facile. In condizioni favorevoli, Mercurio può essere scorto a occhio nudo poco dopo il tramonto del Sole o poco prima dell’alba, ma si tratta di un’osservazione non facile, perché in genere il cielo è ancora abbastanza chiaro. L’osservazione è più semplice se si utilizza almeno un piccolo binocolo.

Figura 1.10 - Un mosaico della superficie craterizzata di Mercurio ottenuto dalla sonda MESSENGER della NASA lanciata nel 2004 (NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington). 1.4.4 Venere Si tratta di un pianeta posto a 0,7 UA dal Sole, di dimensioni e massa quasi paragonabili a quelle della Terra. Le somiglianze però finiscono qui. L’asse di rotazione di Venere è praticamente ortogonale al suo piano orbitale (il pianeta non ha stagioni), e il periodo di rotazione è di 243 giorni in senso retrogrado, cioè la rotazione avviene con verso orario se vista dal polo nord dell’eclittica. L’origine della rotazione retrograda del pianeta è ancora un mistero. Venere, insieme a Mercurio, è fra i pianeti che presentano il periodo di rotazione di maggior durata. Combinando la durata della rotazione con quello della rivoluzione attorno al Sole (224 giorni), risulta che il giorno di Venere è di ben 117 giorni terrestri. Venere ha una superficie solida e un’estesa atmosfera composta prevalentemente di anidride carbonica responsabile di un “effetto serra” che mantiene la temperatura superficiale sui 460 °C. L’atmosfera è pervasa da nubi opache composte di acido solforico, che impediscono l’osservazione diretta della superficie, ed esercita una pressione al suolo 90 volte superiore di quella terrestre al livello del mare. Queste condizioni ambientali estreme, rendono più difficile indagarne la superficie. Per questo motivo l’esplorazione della superficie di Venere è stata portata avanti, per lo più, con l’ausilio di radar messi in orbita attorno al pianeta, in