Coda

La coda rappresenta sicuramente il tratto più caratteristico e spettacolare delle comete. Essa si forma tra le 10 e le 3 U.A. come conseguenza diretta della formazione della chioma. La coda è costituita dalle enormi quantità di gas, detriti e polveri rilasciate dal nucleo a causa delle radiazioni solari che ne “sciolgono” la superficie. Nei corpi cometari la coda si riscontra soltanto nelle porzioni d’orbita adiacenti al perielio. Le sue dimensioni vanno da un minimo di 100.000/150.000 km dei corpi più piccoli fino a svariate decine di milioni di km dei corpi più grandi. Tuttavia questi valori sono affetti da forti fluttuazioni in quanto basta citare l’esempio di una cometa, apparsa nel 1843, che riuscì a sviluppare una coda di ioni lunga oltre 320 milioni di km.

Nel disegno qui sotto possiamo osservare un piccolo schema semplificato della formazione e delle peculiarità dei corpi cometari. La coda inizia gradualmente a formarsi quando la cometa è ancora lontana dal Sole e solo successivamente, con l’avvicinamento della stessa all’astro, si fa via via più lunga, densa e luminosa. Notare inoltre la “rotazione” che le diverse code subiscono durante il passaggio al perielio a causa della differente influenza che la pressione di radiazione solare esercita sui materiali liberati dal nucleo (particelle rocciose e gas ionizzati).

Meccanismo di formazione delle code

I meccanismi di formazione delle code cometarie sono assai complessi infatti si intrecciano e si influenzano vicendevolmente producendo, all’apparenza, effetti contrastanti e privi di “buon senso”.

Il meccanismo principale consiste nell’interazione tra i fotoni emessi dal Sole e le particelle rilasciate dai nuclei cometari. I fotoni esercitano sulle particelle una piccolissima pressione, detta “pressione di radiazione”, dovuta al trasferimento di parte dell’energia, in particolare del momento, veicolato dai fotoni alle particelle cometarie. L’efficienza di questo processo fisico diminuisce col quadrato della distanza dal Sole.

Questa pressione (stimata in 5 milionesimi di Pascal ad una distanza di 1 U.A.) influenza maggiormente le particelle di piccola massa rispetto a quelle di grande massa. Ciò fa si che le particelle più grandi, risentendo meno dell'effetto di Poynting-Robertson, vengono meno respinte, restando prossime al nucleo, a differenza di quelle più piccole che vengono “iniettate” velocemente nella coda. Queste ultime si allontanano con grande velocità dal nucleo e dall'orbita, disseminandosi in vaste regioni pressoché complanari con l'orbita stessa.

Quando una particella abbandona il nucleo può seguire due traiettorie diverse, entrambe influenzate dal contributo della pressione di radiazione incidente su di essa:

• sincrone: le traiettorie sincrone si verificano quando le particelle rilasciate nello stesso istante formano curve poco evidenti;
• sindinamiche: le traiettorie sindinamiche si verificano quando le particelle rilasciate in tempi diversi seguono percorsi molto curvi.

A causa dei molteplici effetti appena esposti possiamo affermare che le comete possiedono numerose “code”, diverse per composizione strutturale, forma e caratteristiche fisiche.

Sino al 1997 si credeva che questi corpi potevano generare al massimo due code ben distinte, la coda di polvere e la coda di ioni, finché l’astronomo italiano G. Cremonese, analizzando le immagini della cometa Hale-Bopp, scoprì l’esistenza di una terza coda costituita da atomi di sodio neutro. Questa scoperta è stata ulteriormente ampliata da un’altra, avvenuta nel 2006, ad opera del satellite per osservazioni solari STEREO che ha evidenziato nella cometa McNaught la presenza di una debole coda di atomi di ferro neutri.

Ciò porta il totale delle possibili “code” a quattro: coda di polveri, coda di ioni, coda di sodio e coda di ferro.

Ovviamente non tutte le comete sviluppano necessariamente tutte le code al passaggio al perielio in quanto esse sono strettamente legate alla composizione e alla grandezza del corpo.

Le diverse code

Prima di procedere all’analisi delle caratteristiche delle singole code bisogna tuttavia precisare che, nonostante le diverse code presentino peculiarità specifiche, in media l’analisi spettroscopica di queste strutture evidenzia chiaramente la presenza di uno spettro continuo di tipo solare, dovuto principalmente alla riflessione della luce solare ad opera del pulviscolo, e di uno spettro in emissione, causato dal gas eccitato e ionizzato dalla radiazione solare.

Coda di polveri (detta anche di Tipo I)

Lunga al massimo 10 milioni di km presenta una forma arcuata molto pronunciata. La sua colorazione parte dal bianco luminosissimo della zone prossime al nucleo fino a degradare pian piano nel grigio-verdastro delle zone marginali. Lo spettro a riflessione che si ottiene dalle analisi spettroscopiche indica che essa è composta dal pulviscolo e dai detriti rocciosi che riflettono la luce solare.

La forma ricurva si può spiegare considerando l'azione di tre componenti distinte: il moto orbitale della cometa, la forza gravitazionale esercitata dal Sole sui grani di polvere e la pressione di radiazione solare, che devia maggiormente i grani di polvere più piccoli producendo la tipica “coda a ventaglio”.


Coda di ioni (detta anche di Tipo II)

Lunga tipicamente 100 milioni di km (ma ne sono state osservate anche di oltre 300 milioni di km) presenta una forma lineare, dritta, in direzione opposta a quella del Sole. La sua colorazione parte dal blu elettrico della zone prossime al nucleo fino a degradare in un celeste pallido delle zone marginali. Molto spesso in essa sono presenti turbolenze locali e piccole strutture filiformi dovute a leggerissime anomalie nel flusso delle particelle. La forma lineare si può spiegare considerando l’interazione tra la chioma e il vento solare, a causa di ciò gli ioni rilasciati dal corpo cometario si distribuiscono come in un cono che si allarga con la distanza e che emette radiazioni per fluorescenza.

Le code di ioni presentano un ampio spettro di emissione dovuto all’assorbimento della radiazione solare da parte di ioni e molecole e successiva riemissione per fluorescenza. Lo spettro è dominato dalle righe dello ione monossido di carbonio (CO+), sono inoltre presenti le righe dello ione cianuro (CN+), l'ossidrile (OH), lo ione idronio (H₃O+) e lo ione CH.

(una delle comete più impressionanti degli ultimi 25 anni: Hale-Bopp apparsa nel 1997. Notare le due magnifiche code: quella bianco-giallastra di polveri e quella blu accesa di ioni)

Coda di sodio

Lunga tipicamente 40-50 milioni di km presenta una forma impercettibilmente arcuata. Essa fu scoperta nel 1997 dall’astronomo italiano G. Cremonese analizzando alcune immagini, ricavate con appositi filtri, della cometa Hale-Bopp. Questa debole coda, costituita esclusivamente da atomi di sodio neutro, presenta un colore giallo paglierino pallido. La forma debolmente arcuata è determinata dalla parziale influenza che la pressione di radiazione solare ha sugli atomi di sodio neutri. Questa coda infatti si trova nello spazio compreso tra la coda di polveri (spiccatamente arcuata) e la coda di ioni (lineare, dritta). Il flusso di atomi di sodio sembra provenire dalla cometa, anche se la sorgente sembra nascosta nel nucleo. Tuttavia a tutt’oggi non è stato ancora individuato un meccanismo plausibile che possa spiegare questo fenomeno.

La coda di sodio è stata osservata anche sulla cometa Ikeya-Zhang, scoperta il 13 febbraio 2002.

(nell’immagine qui sopra possiamo notare le debole coda di sodio sviluppata dalla cometa Hale-Bopp. L'immagine è stata ottenuta mediante appositi filtri. La coda di sodio è la debole coda impercettibilmente arcuata che si scorge alla sinistra della grande coda di polveri)

Coda di ferro

La coda di ferro è stata (forse) l’ultima coda scoperta in ordine temporale in quanto è stata individuata solo nel 2006 sulla cometa McNaught che ha successivamente raggiunto il perielio il 12 gennaio 2007.

La scoperta della coda di ferro è stata operata per puro caso quando la cometa McNaught è finita nel campo visivo del satellite STEREO per osservazioni solari della Nasa. Questo satellite possiede speciali strumenti per l’osservazione del Sole, alcuni di questi sono in grado di ricostruire la composizione degli oggetti osservati; data la eccezionale luminosità della coda lunga oltre 3 milioni di km della cometa McNaught, STEREO è stato capace di individuare una debole coda arcuata costituita da atomi di ferro neutri. Anche quest’ultimo meccanismo di emissione tutt’oggi non è ancora ben compreso. Si è ipotizzato che gli atomi di ferro neutro provengano da un minerale, presente nel nucleo cometario, noto come troilite, composto principalmente da solfuro di ferro.

Anomalie nelle code

Nel corso di secoli e secoli di osservazioni gli astronomi hanno individuato alcuni punti critici circa la formazione e le caratteristiche delle code cometarie. L’esistenza certificata di quattro tipologie di code ben distinte non implica necessariamente che tutte le comete debbano presentarle. Si è notato infatti che alcune comete del passato, come la Hale-Bopp, presentavano la coda di polveri, quella di sodio e quella di ioni a differenza di altre, come la Hyakutake, che invece mostravano solo la coda di ioni. Successivamente si è capito che questo fenomeno è direttamente collegato all’età delle comete. Ogni passaggio al perielio infatti provoca una cospicua perdita dei vari materiali che le compongono. Ciò permette di valutare l'età della cometa poiché si è calcolato che le polveri e i detriti rocciosi si esauriscono abbastanza velocemente, molto prima di quanto facciano gli ioni.
Infatti ogni cometa quando si trova nelle porzioni di orbita limitrofe al perielio perde circa 30 tonnellate di polveri e rocce al secondo. Appare adesso evidente che se una cometa presenta solo la coda di ioni (come ad esempio la Hyakutake) dovrà necessariamente possedere un’età abbastanza grande in quanto ha già compiuto molti passaggi al perielio che le hanno fatto esaurire la scorta di detriti rocciosi che recava nel nucleo. Tuttavia esistono casi ancor più singolari: alcuni rarissimi corpi cometari, anche transitando regolarmente al perielio, non hanno mai sviluppato la coda. Questo sottolinea ancora una volte che i complessi meccanismi di formazione delle code recano tutt’oggi ancora diversi lati oscuri.

Alcune comete inoltre mostrano quella che gli astronomi chiamano “anticoda”. Questo fenomeno, abbastanza raro, si manifesta nelle comete che intersecano e attraversano il piano orbitale terrestre per una durata non superiore a 1-2 giorni. L’anticoda è una piccola coda, composta anch’essa da particelle rocciose e detriti, che punta dritto verso il Sole. In prima approssimazione suddetto fenomeno appare quanto mai grottesco poiché mina in profondità tutti i ragionamenti ufficialmente accettati dalla scienza circa la formazione delle code cometarie. Fortunatamente dopo numerosi studi è stato dimostrato che la soluzione del problema è più semplice di quello che si pensa: il tutto è dovuto a effetti prospettici che traggono in inganno un osservatore posizionato sulla Terra. Questo perché le code cometarie, nel punto esatto in cui transitano al perielio, subiscono una "rotazione" e quindi precedono e nascondono la chioma nel moto di allontanamento dal Sole.

Effetti prodotti dal materiale disperso dalle comete

In ogni passaggio al perielio le comete perdono migliaia e migliaia di tonnellate di materiale, di conseguenza esse si consumano progressivamente fino ad esaurire totalmente il contenuto di ghiacci e delle altre sostanze contenute nei clatarti. Questo processo di erosione dura migliaia di anni o meglio “migliaia di passaggi” in quanto bisogna ricordare che un corpo errante si trasforma in cometa (ossia forma la chioma e la coda) soltanto in regioni molto prossime al Sole in cui le radiazioni sono intense. Quando una cometa si trova all’afelio e nelle porzioni d’orbita limitrofe (cioè per oltre il 90 % del tempo impiegato a completare l’orbita) si trova in una condizione molto simile a un asteroide, ossia un corpo freddo, scuro e inerte.

Al contrario quando una cometa transita al perielio perde quantità enormi di rocce, polveri e gas ionizzato. Questi materiali si disperdono nel sistema solare a causa della piccola forza repulsiva che la pressione di radiazione esercita su di essi. Nel caso in cui le comete genitrici siano molto grandi questi materiali possono radunarsi in vere e proprie nubi che si muovono in maniera indipendente nel Sistema Solare oppure vanno a posizionarsi lungo le orbite dei singoli pianeti. A volte queste nubi possono investire un pianeta determinando un bombardamento meteorico. Nel caso della Terra questo fenomeno si trasforma nel meraviglioso spettacolo degli sciami meteorici, meglio conosciuto come “stelle cadenti”. La periodicità posseduta da alcuni sciami è dovuta al fatto che alcune nubi stazionano perennemente in ben determinate porzioni d’orbita che vengono investite dalla Terra con frequenza annuale.

Un altro fenomeno direttamente connesso al materiale disperso dalle comete è quello della cosiddetta “Luce Zodiacale”. Come già detto in precedenza il materiale disperso dalle comete si perde nel sistema solare; è stato dimostrato che la maggior parte di esso si “deposita” in zone limitrofe a quella che da Terra definiamo come eclittica, cioè il piano su ci giace il Sistema Solare (il piano su cui giacciono le orbite dei pianeti). Queste impercettibili particelle quando vengono illuminate dalla luce del Sole diffondono un debole bagliore che si può apprezzare in maniera diffusa in una fascia a cavallo dell’eclittica che individuiamo in cielo dalla Terra. Come tutti sanno le costellazioni che fanno da sfondo all’eclittica sono le dodici costellazioni dello zodiaco. La luce zodiacale si chiama così proprio perché sembra illuminare con un tenue bagliore la lunga porzione di cielo che fa da sfondo alle costellazioni zodiacali.