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Sistema Solare 4

PLUTONE

(134340 Pluto)

Un'immagine di Plutone (sulla sinistra) e Caronte (sulla destra) ripresa dall'Hubble Space Telescope

Scoperta

18 febbraio 1930

Scopritore

Clyde Tombaugh

Classificazione

Oggetto trans-nettuniano, plutoide

Famiglia

Plutino

PARAMETRI ORBITALI

(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

5 906 376 272 km

39,48168677 UA

Perielio

4 436 824 613 km

29,65834067 UA

Afelio

7 375 927 931 km

49,30503287 UA

Circonf. orbitale

36 530 000 000 km

244,186 UA

Periodo orbitale

248,09 anni

Periodo sinodico

366,73 giorni

Velocità orbitale

3 676 m/s (min)

4 749 m/s(media)

6 112 m/s (max)

Inclinazione sull'eclittica

17,14175°

Inclinazione rispetto all'equat. del Sole

11,88°

Eccentricità

0,24880766

Longitudine del nodo ascendente

110,30347°

Argom. del perielio

113,76329°

Satelliti

3

Anelli

no

DATI FISICI

Diametro medio

2306 ± 20 km

Superficie

1,795 · 1013

Volume

7,15 · 1018

Massa

(1,305±0,007) · 1022 kg

Densità media

(2,03±0,06) · 103 kg/m³|(2,03±0,06) · 103 kg/m³

Acceleraz. di gravità in superficie

0,58 m/s² (0,059 g)

Velocità di fuga

1 200 m/s

Periodo di rotazione

6,387230 giorni (6g 9h 17min 36s)

Velocità di rotazione (all'equatore)

13,11 m/s

Inclinazione assiale

122,54°

Inclinaz. dell'asse sull'eclittica

115,60°

A.R. polo nord

133,02° (8h 52' 5)

Declinazione

-9,09°

Temperatura superficiale

33 K (min)

44 K (media)

55 K (max)

Pressione atm.

0,30 Pa (max)

Albedo

0,49-0,66

Plutone è un pianeta nano orbitante nelle regioni periferiche del sistema solare, con un'orbita eccentrica a cavallo dell'orbita di Nettuno; fu scoperto nel 1930 da Clyde Tombaugh e inizialmente classificato come il nono pianeta.
Il nuovo corpo celeste venne battezzato in onore di Plutone, divinità romana dell'Oltretomba; le prime lettere del nome, PL, sono anche le iniziali dell'eminente astronomo Percival Lowell, che per primo ne postulò l'esistenza.
Il suo simbolo astronomico è la versione stilizzata delle iniziali di Lowell ( ).
Precedentemente considerato un pianeta vero e proprio, il 24 agosto 2006 Plutone è stato declassato a pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale, ricevendo il nome di 134340 Pluto. In virtù dei suoi parametri orbitali, Plutone è anche considerato un classico esempio di oggetto trans-nettuniano.
Plutone è stato assunto quale elemento di riferimento della classe dei pianeti nani trans-nettuniani, denominati ufficialmente plutoidi dalla Unione Astronomica Internazionale.

Cenni storici

Si sospettava da tempo l'esistenza di un pianeta esterno rispetto a quelli già noti, a causa del fatto che Urano e Nettuno sembravano muoversi in modo diverso dal previsto, come se fossero stati perturbati dall'attrazione gravitazionale di un altro oggetto. Alle stesse conclusioni arrivarono William Henry Pickering e Percival Lowell all'inizio del Novecento. Perfino lo scrittore H. P. Lovecraft aveva ipotizzato, sulla base di calcoli astronomici, l'esistenza di un altro pianeta oltre Nettuno. La tecnica delle perturbazioni aveva già riportato un grande successo nel 1846, quando Nettuno era stato scoperto allo stesso modo.
Seguendo le previsioni teoriche, Plutone fu scoperto presso l'Osservatorio Lowell, in Arizona, il 18 febbraio 1930, dopo lunghe ricerche, per mezzo del confronto di lastre fotografiche impressionate pochi giorni prima, il 23 e il 29 gennaio, da Clyde Tombaugh. Dopo che l'osservatorio ebbe ottenuto fotografie di conferma, la notizia della scoperta fu telegrafata all'Harvard College Observatory il 13 marzo 1930. Il pianeta fu in seguito ritrovato in fotografie risalenti al 19 marzo 1915.
Plutone fu trovato quasi esattamente nella posizione prevista dai calcoli teorici, per cui inizialmente si credette di aver trovato il corpo perturbatore. Col passare degli anni le misurazioni rivelarono tuttavia che Plutone era di gran lunga troppo piccolo per spiegare le perturbazioni osservate, e si pensò quindi che non si potesse trattare dell'ultimo pianeta del sistema solare. Partì quindi la caccia al decimo pianeta, il cosiddetto Pianeta X.

La questione fu risolta solo nel 1989, quando l'analisi dei dati della sonda Voyager 2 rivelò che le misure della massa di Urano e Nettuno comunemente accettate in precedenza erano lievemente sbagliate. Le orbite calcolate con le nuove masse non mostravano alcuna anomalia, il che escludeva categoricamente la presenza di qualunque pianeta più esterno di Nettuno con una massa elevata.
La scoperta di Plutone fu in definitiva casuale, trovandosi il pianeta al posto giusto nel momento giusto mentre si dava la caccia a qualcos'altro.

Osservazione da terra

La magnitudine apparente di Plutone da Terra è pari a 14,5, mentre il suo diametro angolare è soltanto in media di
0,14 secondi d'arco, caratteristiche che ne rendono difficile l'osservazione da Terra e che giustificano la sua individuazione solamente nella prima metà del XX secolo.

Parametri orbitali

Plutone e Caronte rapportati a Terra e Luna


Plutone possiede un'orbita molto eccentrica e notevolmente inclinata rispetto all'eclittica, e in un breve periodo della sua rivoluzione si trova più vicino al Sole anche di Nettuno. Tuttavia i due oggetti orbitano in risonanza 2:3, e quindi non si verificano incontri ravvicinati tali da perturbare l'orbita di Plutone.
A partire dagli anni novanta del XX secolo sono stati scoperti diversi planetoidi della fascia di Edgeworth-Kuiper in risonanza orbitale 2:3 con Nettuno: oggi tali corpi vanno sotto la denominazione comune di plutini, e Plutone ne è considerato il prototipo.

Atmosfera

Il sistema di Plutone non è mai stato visitato da alcuna sonda spaziale di fabbricazione umana, e pertanto molte misurazioni relative alla sua natura fisica sono approssimative e non confermate. Si ritiene comunque che esso possieda una debole atmosfera, composta prevalentemente da metano gassoso, quindi da argon, azoto, monossido di carbonio, ossigeno. Probabilmente la pressione atmosferica, comunque estremamente bassa, varia sensibilmente al variare della distanza del corpo dal Sole e con il ciclo delle stagioni: è presente quando il pianeta nano si trova vicino al perielio, nel momento in cui la pressione al suolo raggiungerebbe dai 3 ai 160 microbar, mentre a distanze maggiori dal Sole congela e precipita sulla superficie.

Superficie

La superficie di Plutone, composta da ghiaccio d'acqua e di metano, non è uniforme, come dimostrano le sensibili variazioni di albedo riscontrabili da Terra nel corso della rotazione del pianeta.
Una mappa a bassa risoluzione è stata realizzata a partire da osservazioni effettuate grazie al telescopio spaziale Hubble, ma i dettagli visibili sono pochi. Sembra vi siano macchie più chiare, probabilmente composte di azoto e metano solido, che riflettono la debole luce presente, contrastando con il resto della superficie più scura, probabilmente costituita da antiche pianure laviche.
La temperatura superficiale si aggira tra i 40 e i 60 K.

Struttura interna

La densità media di Plutone, pari a due volte quella dell'acqua, suggerisce che il suo interno sia costituito da un miscuglio di materiali rocciosi e di ghiaccio d'acqua e di metano (la presenza di quest'ultimo è stata dedotta dalle osservazioni sulla riflettività del suolo del pianeta a diverse lunghezze d'onda). L'oggetto sarebbe cioè composto in gran parte da ghiaccio e rocce silicatiche. Anche il nucleo sembra essere costituito in gran parte da silicati.


Una mappa in falsi colori di Plutone, basata su osservazioni realizzate con il telescopio spaziale Hubble, raccoglie in una immagine circa due anni di lavoro. Le zone rosse, diffuse quasi ovunque, indicano metano ghiacciato; le zone scure probabilmente indicano ghiaccio d'acqua (sporco); le zone più chiare indicano la presenza di azoto ghiacciato. La macchia più luminosa al centro potrebbe essere un segno di monossido di carbonio.

Satelliti naturali

Diagramma del sistema plutoniano


Plutone possiede tre satelliti naturali conosciuti: il più massiccio, Caronte, fu identificato nel 1978, mentre gli altri due, di dimensioni minori, Notte ed Idra, sono stati scoperti nel maggio 2005. La loro individuazione da parte di astronomi dell'Università Johns Hopkins è stata resa possibile dall'analisi delle fotografie scattate dal telescopio spaziale Hubble fra il 15 e il 18 maggio 2005; la loro esistenza è stata confermata con precovery dalle immagini dell'Hubble del 14 giugno 2002.
Si ritiene che entrambi i due satelliti minori abbiano masse minori dello 0,3% di Caronte (o 0,03% della massa di Plutone). Una ricerca approfondita condotta da Terra fino alla magnitudine visuale 27 e fino ad una distanza di 5 secondi d'arco ha escluso l'esistenza di altri satelliti di dimensioni maggiori di 12 km.

Caronte

Caronte possiede dimensioni non molto inferiori a Plutone; alcuni preferiscono quindi parlare di un sistema binario, giacché i due corpi orbitano attorno ad un comune centro di gravità situato all'esterno di Plutone. Caronte è stato scoperto nel 22 giugno 1978 da Jim Christy; sulle lastre fotografiche di allora, riprese dall'osservatorio di Flagstaff in Arizona, era visibile come una protuberanza del disco di Plutone. Tuttavia la periodicità e la posizione di tale protuberanza fecero ben presto ipotizzare la presenza di un satellite (inizialmente denominato S/1978 P1).
Caronte ruota su se stesso con un movimento sincrono in 6,39 giorni, presentando sempre la stessa faccia a Plutone, come la Luna con la Terra. Tuttavia lo stesso Plutone rivolge sempre il medesimo emisfero al proprio satellite principale. La loro rotazione presenta quindi una sincronia doppia, unica fra i corpi maggiori nel sistema solare.
Si ritiene che la sua origine risalga ad un impatto catastrofico fra Plutone ed un asteroide; parte dei frammenti del planetoide originario si sarebbero poi riaggregati in orbita attorno ad esso.

Idra e Notte

Il sistema di Plutone ripreso da Hubble combinando esposizioni brevi con filtri blu (475 nm) e giallo-verde (555 nm) per Plutone e Caronte, e lunghe con filtro giallo (606 nm) per i due satelliti minori

Idra è il satellite più esterno del sistema, quello più a destra in entrambe le fotografie; esso è caratterizzato da una magnitudine apparente stimata in 22,96 ± 0,15 e ruota intorno al pianeta in 38,2 ± 0,8 giorni ad una distanza media di 64 700 ± 850 km. Ruota in senso antiorario sullo stesso piano orbitale di Caronte, in risonanza orbitale rispetto a quest'ultimo. Sembra essere il maggiore dei due nuovi satelliti, e stime basate sui valori probabili di albedo danno un diametro compreso tra 52 e 160 km.
Notte è il satellite visibile più in alto in entrambe le fotografie; la sua magnitudine apparente è pari a 23,41 ± 0,15, e ruota intorno a Plutone in 25,5 ± 0,5 giorni ad una distanza media di 49 400 ± 600 km. Notte ruota in senso antiorario sullo stesso piano orbitale di Caronte, in risonanza orbitale 4:1 rispetto a quest'ultimo. Sembra essere il minore dei satelliti del sistema.

Esplorazione di Plutone

La sonda New Horizons della NASA è stata lanciata il 19 gennaio 2006, dopo due giorni di rinvii per maltempo e problemi tecnici, alla volta di Plutone. L'incontro con il pianeta nano avverrà nel 2015.
Si tratterà di un fly-by, ossia di un sorvolo, perché la sonda non ha abbastanza carburante a bordo per rallentare e immettersi in orbita attorno all'oggetto; attualmente i piani di volo prevedono un avvicinamento massimo a circa 9.000 km di distanza dalla superficie plutoniana a una velocità relativa di circa 10 km/s, ma è prevedibile che il sorvolo avverrà più vicino al pianeta, grazie alla possibilità di correggere la rotta durante la missione.
La sonda si attiverà sin da circa 4 mesi prima dell'arrivo, momento in cui le fotografie di Plutone che potrà scattare saranno già migliori di quelle ottenibili da Terra o dal telescopio spaziale Hubble. Data l'enorme distanza dalla Terra e la bassa potenza disponibile, l'invio dei dati avverrà a velocità molto bassa, meno di un kilobit al secondo, e occuperà i mesi successivi all'incontro.

Status planetario controverso

Fin dalle prime analisi di Plutone è emerso che il pianeta era un pianeta anomalo, la sua orbita era molto diversa da quella degli altri pianeti e la sua dimensione era modesta rapportata a quella degli altri pianeti. Nel corso degli anni queste e altre considerazioni astronomiche hanno spinto alcuni astronomi a richiedere la riclassificazione del corpo celeste. Infine il 24 agosto 2006 l'Unione Astronomica Internazionale tramite votazione ha deciso di riclassificare il corpo celeste come pianeta nano. Questa decisione ha comportato lo scontento di alcune persone e di alcune istituzioni. Nel marzo 2009, il Congresso dello stato dell'Illinois ha votato una legge che ristabilisce lo status di Pianeta per Plutone. L'Illinois è la patria natale di Clyde Tombaugh e quindi la perdita dello status di Pianeta da parte di Plutone era stata vissuta in modo negativo nello stato.

Nella cultura popolare

Plutone ha fatto da scenario per diverse opere narrative, principalmente di fantascienza, fin dalla sua scoperta. Alla sua popolarità ha certamente contribuito il fatto che - quand'era ancora classificato come pianeta - aveva il primato di essere il pianeta più esterno del sistema solare. Secondo un'idea popolare nella prima fantascienza, i pianeti più esterni, formandosi prima, sarebbero divenuti abitabili più presto rispetto alla Terra, dunque Plutone avrebbe potuto ospitare esseri molto evoluti. Plutone ha ricevuto una certa notorietà nuovamente nel 2006 a seguito della sua riclassificazione a pianeta nano.

Asteroidi

Un asteroide (a volte chiamato pianetino o planetoide) è un oggetto simile per composizione ad un pianeta terrestre ma più piccolo, e generalmente privo di una forma sferica; ha in genere un diametro inferiore al chilometro, anche se non mancano corpi di grandi dimensioni, giacché tecnicamente anche i corpi particolarmente massicci recentemente scoperti nel Sistema solare esterno sono da considerarsi asteroidi. Si pensa che gli asteroidi siano residui del disco protoplanetario che non sono stati incorporati nei pianeti, durante la formazione del sistema. La maggior parte degli asteroidi si trovano nella fascia principale, e alcuni hanno degli asteroidi satelliti. Hanno spesso orbite

Ida e la sua luna Dactyl, il primo satellite di un asteroide ad essere stato scoperto.


caratterizzate da un'elevata eccentricità. Asteroidi molto piccoli (in genere frammenti derivanti da collisioni), con le dimensioni di un masso o anche meno (secondo l'Unione Astronomica Internazionale, corpi di massa compresa fra 10-9 e 107 kg), sono conosciuti come meteoroidi. Gli asteroidi composti per la maggior parte di ghiaccio sono conosciuti invece come comete. Alcuni asteroidi sono il residuo di vecchie comete, che hanno perso il loro ghiaccio nel corso di ripetuti avvicinamenti al Sole, e sono adesso composti per lo più di roccia.

Origini e struttura

Dal fatidico anno (1° gennaio 1801) in cui l'astronomo italiano Giuseppe Piazzi scoprì quello che allora venne definito un pianetino, assai poco luminoso, orbitante nella fascia tra Marte e Giove, e che in seguito sarà classificato come asteroide, gli studiosi cercano di individuare le origini dei singoli planetini e delle famiglie di corpuscoli.
Prendendo come riferimento gli asteroidi formati nel sistema solare, quelli vicini ai pianeti come la Terra e a Marte mostrano lo spettro dei minerali rocciosi mescolati col ferro, mentre quelli vicini a Giove tendono a essere scuri e rossastri, indice di una composizione non molto diversa da quella della nebulosa primordiale, che circa 4,5 miliardi di anni fa avrebbe prodotto i pianeti da condensare.
Quindi, in base alle ipotesi più accreditate, in una prima fase i minuscoli corpi solidi si aggregarono per formare i mattoncini dei pianeti, ma nella zona oltre Marte, a causa degli effetti delle risonanze gravitazionali con la massa di Asteroide e Giove, furono impedite le formazioni di corpi con diametro superiore a 1000 chilometri.
I corpuscoli che non riuscirono ad essere inglobati all'interno dei pianeti in formazione divennero asteroidi, e tra essi i più grandi raggiunsero una temperatura sufficiente per consentire una differenziazione chimica; la conseguenza fu che in alcuni di essi si formò l'acqua, in altri fenomeni vulcanici.
Grazie all'interferenza di Giove sulle orbite primarie degli asteroidi aumentarono gradualmente le loro collisioni, che portarono a numerose distruzioni e mutilazioni dalle quali sopravvissero i corpi più grandi, mentre altri corpuscoli furono proiettati fuori dal sistema solare.
Quindi alcuni asteroidi, e anche i meteoriti, rappresentano i resti di questi protopianeti, mentre altri, come le comete, sono corpi ancora più primitivi, che non sono riusciti a differenziarsi e perciò sono testimonianze di un passato molto remoto, vicino alle origini del sistema solare.
Per quanto riguarda la deconposizione, gli studiosi hanno avanzato l'ipotesi che accanto alla conformazione tipica solida e rocciosa, gli asteroidi più grandi di un chilometro non siano monolitici, ma piuttosto aggregati di frammenti piccoli o addirittura pile di pietre frammentate sulla falsariga delle comete, come proposero per la prima volta Don Davis e Clark Chapman.
Oltre 170.000 asteroidi sono già stati numerati e catalogati, e probabilmente altre centinaia di migliaia (alcune stime superano il milione) attendono ancora di essere scoperti. L'asteroide più grande del sistema solare interno è Cerere, con un diametro di 900-1000 km; seguono Pallade e Vesta, entrambi con diametri sui 500 km; i tre sono anche gli unici asteroidi di forma approssimativamente sferica della fascia principale. Numerosi oggetti asteroidali del sistema solare esterno quali Eris, Sedna, Orco, Quaoar, Issione e Varuna, sono più grandi di Cerere.

Confronto in scala fra i 10 più grandi asteroidi della Fascia principale.

La fascia principale, di Kuiper, dei Centauri e dei Troiani

La maggior parte degli asteroidi orbitano traMarte e Giove, ad una distanza compresa tra 2 e 4 UA dal Sole, in una regione conosciuta come Fascia principale. Questi oggetti non poterono riunirsi a formare un pianeta, a causa delle forti perturbazioni gravitazionali del vicino pianeta Giove; queste stesse perturbazioni sono all'origine delle cosiddette lacune di Kirkwood, zone vuote dalla fascia dove gli asteroidi non possono orbitare, in quanto si troverebbero in risonanza orbitale con Giove e ne verrebbero presto espulsi.
Un numeroso gruppo di asteroidi, oltre un migliaio, è costituito dai cosiddetti troiani. Questi asteroidi hanno orbite molto simili a quella di Giove. Sono suddivisi in due gruppi: uno precede Giove di 60 gradi nella sua orbita e l'altro lo segue ad una medesima distanza angolare. In altre parole, i troiani occupano due dei cinque punti lagrangiani del sistema Sole-Giove, l'L4 e l'L5, dove le orbite sono stabili. Gruppi simili di asteroidi, molto più piccoli e meno numerosi, sono stati scoperti anche nei punti lagrangiani L4 e L5 del sistema Sole-Marte e del sistema Sole-Nettuno.
I centauri orbitano attorno al Sole in mezzo ai pianeti giganti, quindi oltre l'orbita di Giove. Il primo scoperto di questa categoria fu Chirone, nel 1977, un asteroide di più di 100 km di diametro, anche se gli altri conosciuti sono più piccoli. Si pensa che questi oggetti siano asteroidi o ex-comete che sono state espulse dalle loro orbite originali e le loro orbite li portano in regioni relativamente poco popolate dagli asteroidi tradizionali.
Le migliorate capacità dei moderni telescopi hanno permesso di estendere le nostre conoscenze sugli oggetti trans-nettuniani. Oggi vengono comunemente riconosciute tre grandi distribuzioni asteroidali oltre l'orbita di Nettuno: la fascia di Edgeworth-Kuiper, il disco diffuso e la nube di Oort.
La fascia di Kuiper è la sorgente di circa la metà delle comete che arrivano nel sistema interno. Le prime scoperte risalgono al 1992, quando David Jewitt dell'Università delle Hawaii e Jane Luu di Harvard individuarono corpi ghiacciati poco oltre l'orbita di Nettuno. Si conosce molto poco degli asteroidi della fascia di Kuiper, che appaiono come minuscoli puntini anche nei telescopi più potenti. La loro classificazione e composizione chimica è per adesso materia di speculazioni. Alcuni di questi asteroidi si sono rivelati essere non molto più piccoli di Plutone o della sua luna Caronte. È stata proprio la scoperta, negli ultimi anni, di oggetti di dimensioni sempre maggiori - Quaoar, con i suoi 1200 km di diametro, scoperto nel 2002; Eris, nel 2003, con un diametro stimato di 2400 km, appartenente alla regione del disco diffuso - a portare ad una stretta finale l'Unione Astronomica Internazionale, che durante l'assemblea generale del 24 agosto 2006 ha promulgato definitivamente la definizione ufficiale di pianeta. Nella stessa occasione è stata riconosciuta l'appartenenza di Plutone ed Eris alla nuova classe dei pianeti nani.

Classificazione degli asteroidi

Classificazione spettrale

Gli asteroidi sono classificati in tipi spettrali, che corrispondono alla composizione del materiale superficiale dell'asteroide. Il numero degli asteroidi conosciuti nelle diverse classi spettrali potrebbe non corrispondere alla distribuzione effettiva, perché alcuni tipi di asteroidi sono più facili da osservare di altri, ed il loro numero viene quindi sovrastimato.
• Asteroidi di tipo C - 75% degli asteroidi conosciuti. La C sta per carbonacei. Sono estremamente scuri (albedo 0,03), simili alle meteoriti carbonacee. Questi asteroidi hanno all'incirca la stessa composizione del Sole, tranne l'idrogeno, l'elio e altri elementi volatili. I loro spettri hanno colori relativamente blu, e sono molto piatti e senza strutture evidenti.
• Asteroidi di tipo S - 17% degli asteroidi conosciuti. La S sta per silicio. Sono oggetti relativamente luminosi (albedo 0,1-0,22). Hanno una composizione metallica (principalmente silicati di nichel, ferro e magnesio). Lo spettro di questi asteroidi ha una forte componente rossa, ed è simile alle meteoriti ferrose.
• Asteroidi di tipo M - Questa classe comprende quasi tutti gli altri asteroidi. La M sta per metallico. Sono asteroidi piuttosto brillanti (albedo 0,1-0,18), sembrano fatti di nichel-ferro quasi puro.
Ci sono altri tipi di asteroidi, molto più rari:
• Asteroidi di tipo G - Una suddivisione degli asteroidi di tipo C, spettralmente distinta per le differenze nell'assorbimento degli ultravioletti. Il principale rappresentante di questa classe è l'asteroide Ceres.
• Asteroidi di tipo E - La E sta per enstatite. Raccoglie asteroidi di ridotte dimensioni che orbitano principalmente nella parte interna della Fascia principale e che probabilmente hanno avuto origine dal mantello di asteroidi di
grandi dimensioni, distrutti in tempi remoti.
• Asteroidi di tipo R - La R sta per (colore e spettro) rossastro.
• Asteroidi di tipo V - La V sta per Vesta, un grosso asteroide di cui si pensa che questi potrebbero esserne frammenti.

Classificazione orbitale

Molti asteroidi sono stati classificati in gruppi e famiglie in base alle loro caratteristiche orbitali. A parte le suddivisioni più ampie, è abitudine nominare un gruppo di asteroidi dal primo asteroide scoperto tra gli appartenenti al gruppo (ovvero dall'asteroide con il numero identificativo più basso tra gli apparteneneti al gruppo). I gruppi sono associazioni dinamicamente sciolte, mentre le famiglie sono molto più strette e sono il risultato della disgregazione catastrofica di un progenitore nel passato. Finora, la quasi totalità delle famiglie scoperte appartiene alla Fascia principale. Esse furono inizialmente riconosciute da Kiyotsugu Hirayama nel 1918 e sono spesso chiamate famiglie Hirayama in suo onore.
Tra il 30% ed il 35% degli oggetti della Fascia principale appartengono a famiglie dinamiche, ognuna delle quali si pensa sia stata originata dalla collisione tra due asteroidi nel passato. Una famiglia è stata associata all'oggetto trans-nettuniano Haumea.

FH è il punto bianco al centro dell'immagine; l'oggetto che attraversa rapidamente lo schermo è un satellite artificiale.

Ricerca degli asteroidi

Fino al 1998, e in parte ancora oggi, gli asteroidi venivano scoperti con un procedimento in quattro fasi. Per prima cosa, una regione del cielo veniva fotografata con un telescopio a grande campo. Venivano prese coppie di fotografie della stessa regione, separate in genere da un'ora di tempo. In un secondo momento, le due pellicole della stessa regione venivano osservate sotto uno stereoscopio, che permetteva di trovare ogni oggetto che si fosse mosso tra le due esposizioni. Poiché le stelle sono fisse, mentre gli oggetti del Sistema Solare si sono mossi leggermente durante l'ora di tempo trascorsa tra le due foto, ogni asteroide risalta come un punto in movimento. Terzo, una volta che un corpo in movimento fosse stato trovato, si misuravano le sue posizioni in modo molto preciso, usando come riferimento stelle presenti sulla fotografia, le cui posizioni siano conosciute con grande precisione.
Alla fine di queste tre fasi non si ha ancora una scoperta, ma solo un candidato asteroide. Il passo finale era di inviare i risultati al Minor Planet Center, dove, a partire dalle posizioni misurate, veniva calcolata un'orbita preliminare e venivano calcolate le effemeridi per i giorni successivi. Una volta che l'oggetto veniva ritrovato grazie alle predizioni (segno che tutti i passi precedenti erano stati svolti senza errori), l'astronomo, il gruppo di astronomi o il dilettante che aveva fatto le osservazioni ne era riconosciuto lo scopritore e aveva il diritto di proporre all'Unione Astronomica Internazionale il nome da dare all'asteroide.
Quando l'orbita di un asteroide viene confermata, esso viene numerato, e più tardi può anche ricevere un nome (per esempio, 1 Cerere o 2060 Chirone). I primi vennero chiamati con nomi derivati dalla mitologia greco-romana, ma quando questi nomi iniziarono a scarseggiare, ne vennero usati altri: persone famose, i nomi delle mogli degli scopritori, persino attori di televisione. Alcuni gruppi hanno nomi derivati da un tema comune, per esempio i Centauri sono tutti chiamati a partire da centauri leggendari, mentre i Troiani portano i nomi degli eroi delle guerre di Troia.
A partire dal 1998, un gran numero di telescopi automatizzati percorrono tutte le fasi di cui sopra da soli, usando camere CCD e computer collegati direttamente al telescopio, che calcolano l'orbita e vanno a ripescare l'asteroide in seguito. Tali sistemi scoprono ormai la maggior parte degli asteroidi, ed ognuno è gestito da un gruppo di astronomi e tecnici. Ecco un elenco di alcuni di questi gruppi:
• Il gruppo Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR)
• Il gruppo Near-Earth Asteroid Tracking
• Spacewatch (guardia spaziale, il primo di essi)
• Il gruppo Lowell Observatory Near-Earth Object Search
• La Catalina Sky Survey
• La Japanese Spaceguard Association
• L'Asiago DLR Asteroid Survey (in Italia)
Il solo sistema LINEAR, uno dei più avanzati, al 31 dicembre 2007, ha scoperto 225.957 asteroidi. Tutti insieme, i sistemi automatici hanno anche scoperto, al 1º giugno 2008, 5 432 asteroidi near-Earth, cioè potenzialmente pericolosi per il nostro pianeta.

Esplorazione degli asteroidi

Prima dell'era dei viaggi spaziali, gli asteroidi erano soltanto dei puntini luminosi anche se osservati con i più grandi telescopi. La loro forma e le caratteristiche della superficie rimanevano un mistero.
Le prime fotografie ravvicinate di un oggetto di tipo asteroidale furono scattate nel 1971 quando la sonda Mariner 9 riprese delle immagini delle piccole lune di Marte, Phobos e Deimos, due asteroidi catturati. Queste immagine mostrarono la forma irregolare, simile ad una patata, comune alla maggior parte degli asteroidi, in seguito confermato dalle immagini acquisite dalle sonde Vojager delle lune più piccole dei giganti gassosi.

951 Gaspra, il primo asteroide ad essere fotografato in modo ravvicinato

Le prime fotografie ravvicinate di un asteroide vennero scattate dalla sonda Galileo, agli oggetti Gaspra nel 1991, e Ida nel 1993. Nel 1996 la NASA ha lanciato la prima missione dedicata allo studio di un asteroide: la sonda NEAR Shoemaker, dopo aver effettuato nel 1997 il sorvolo dell'asteroide Mathilde, atterrò sull'asteroide Eros nel 2001, determinandone la densità con estrema precisione a partire dalle misure del campo gravitazionale.
Altri asteroidi visitati da sonde in rotta per altre destinazioni sono:
• 9969 Braille (da Deep Space 1 nel 1999)
• 5535 Annefrank (da Stardust nel 2002).
Nel settembre del 2005, la sonda giapponese Hayabusa ha iniziato lo studio dell'asteroide 25143 Itokawa e dovrebbe riportare sulla Terra campioni della superficie. La sonda Hayabusa ha incontrato numerosi contrattempo, compresi i guasti di due delle tre ruote di reazione, che controllano l'orientazione della sonda rispetto al sole e mantengono il puntamento dei pannelli solari, e di due dei quattro motori a ioni.
Il lancio della missione Dawn della NASA, diretta verso Cerere e Vesta, è avvenuto nel mese di settembre del 2007.
Il 5 settembre 2008 la sonda Rosetta dell'ESA è transitata ad 800 km dall'asteroide 2867 Šteins. Per la sonda, è previsto un secondo incontro il 10 luglio 2010 con 21 Lutetia. Inoltre, la NASA ha programmato di dirigere la sonda New Horizons verso un centauro nel 2010.

Questa immagine di Eros, presa il 14 febbraio 2000 dalla sonda NEAR (in realtà un mosaico composto da due immagini), i più piccoli dettagli distinguibili sono grandi circa 35 metri. Si riconoscono massi della dimensione di case in molti posti. Uno si trova sull'orlo del cratere gigante che separa le due metà dell'asteroide. Un'area luminosa è visibile nella parte superiore sinistra, e dei solchi possono essere visti subito sotto di essa. I solchi scorrono paralleli alla dimensione maggiore dell'asteroide.

Modifica dell'orbita degli asteroidi

Negli ultimi tempi, si è sviluppato molto interesse attorno agli asteroidi la cui orbita interseca quella della Terra e che potrebbero, nel corso dei secoli, scontrarsi con essa. La quasi totalità degli asteroidi near-Earth sono classificati, a seconda del semiasse maggiore della loro orbita e della distanza da Sole del loro perielio, come asteroidi Amor, asteroidi Apollo o asteroidi Aten. Sono stati proposti diversi modi per modificarne l'orbita, nel caso fosse confermato il rischio di collisione, tuttavia la scarsa conoscenza della struttura interna di tali oggetti impedisce di prevedere nel dettaglio come reagirebbero ad un impatto o ad un'esplosione causata nelle loro vicinanze per defletterli o distruggerli. Persino i modelli che cercano di prevedere le conseguenze di un impatto catastrofico con la Terra sono ancora di dubbia validità a causa dell'impossibilità di sottoporli a prova sperimentale.

Comete

Evoluzione delle code di polveri e di ioni, lungo l'orbita di una cometa. La coda di ioni (blu) è più dritta e rivolta in direzione opposta al Sole, mentre quella di polveri si incurva relativamente al percorso orbitale.

Una cometa è un oggetto celeste relativamente piccolo, simile ad un asteroide ma composto prevalentemente di ghiaccio. Nel Sistema solare, le orbite delle comete si estendono oltre quelle di Plutone. Le comete che entrano nel sistema interno, e si rendono quindi visibili ai nostri occhi, hanno spesso orbite ellittiche. Spesso descritte come palle di neve sporche, le comete sono composte per la maggior parte di sostanze volatili come biossido di carbonio, metano e acqua ghiacciati, con mescolati aggregati di polvere e vari minerali. La sublimazione delle sostanze volatili quando la cometa è in prossimità del Sole causa la formazione della chioma e della coda.
Si pensa che le comete siano dei residui rimasti dalla condensazione della nebulosa da cui si formò il Sistema solare: le zone periferiche di tale nebulosa sarebbero state abbastanza fredde da permettere all'acqua di trovarsi in forma solida (invece che come gas). È sbagliato descrivere le comete come asteroidi circondati da ghiaccio: i bordi esterni del disco di accrescimento della nebulosa erano così freddi che i corpi in via di formazione non subirono la differenziazione sperimentata da corpi in orbite più vicine al Sole.

Origine del nome

Il termine cometa viene dal greco κομήτης (kométes), cioè chiomato, dotato di chioma, a sua volta derivato da κόμη (kòme), cioè chioma, capelli, in quanto gli antichi paragonavano la coda di questi corpi celesti ad una lunga capigliatura.

Caratteristiche fisiche

Immagine del nucleo della Cometa Tempel 1 ripresa dal proiettile della Deep Impact. Il nucleo raggiunge circa i 6 km di diametro.

Nucleo

I nuclei cometari possono variare in dimensione dalle centinaia di metri fino a quaranta e più chilometri e sono composti da roccia, polvere e ghiacci d'acqua e di altre sostanze, comunemente presenti sulla Terra allo stato gassoso, quali monossido di carbonio, anidride carbonica, metano ed ammoniaca. Sono popolarmente descritti come palle di neve sporca, sebbene osservazioni recenti hanno rivelato forme irregolari e superfici secche di polveri o rocce, suggerendo che i ghiacci siano nascosti sotto la crosta. Le comete sono composte inoltre da una varietà di composti organici: oltre ai gas già menzionati, sono presenti metanolo, acido cianidrico, formaldeide, etanolo ed etano ed anche, forse, molecole più complesse come lunghe catene di idrocarburi e amminoacidi. Ironicamente, i nuclei cometari sono tra gli oggetti del Sistema solare più scuri conosciuti: alcuni sono più neri del carbone. La sonda Giotto scoprì che il nucleo della Cometa di Halley riflette circa il 4% della luce con cui viene illuminato, e la sonda Deep Space 1 scoprì che la superficie della cometa Borrelly riflette una percentuale tra il 2,4% e il 3%. Per confronto, il normale asfalto stradale riflette il 7% della luce incidente. Si pensa che il colore scuro derivi dai composti organici che dovrebbero abbondare in superficie: il riscaldamento solare porta via ghiacci ed elementi volatili, lasciando solo molecole pesanti organiche, che tendono ad essere molto scure, come sulla Terra il bitume o il petrolio grezzo. Paradossalmente, il colore scuro del nucleo è il motore della formazione della coda, perché solo così il nucleo riesce ad assorbire il calore necessario ad alimentare il processo.
Nel Sistema solare esterno le comete rimangono in uno stato congelato ed è estremamente difficile o impossibile rilevarle da Terra a cause delle loro ridotte dimensioni. Sono state riportate rilevazioni statistiche da parte del Telescopio spaziale Hubble di nuclei cometari non attivi nella fascia di Kuiper, sebbene le identificazioni siano state messe in discussione, e non abbiano ancora ricevuto delle conferme indipedenti.

La Cometa Hyakutake

Chioma e coda

Quando una cometa si avvicina al Sistema solare interno, il calore del Sole fa sublimare i suoi strati di ghiaccio più esterni. Le correnti di polvere e gas prodotte formano una grande, ma rarefatta atmosfera attorno al nucleo, chiamata chioma, mentre la forza esercitata sulla chioma dalla pressione di radiazione del Sole, e soprattutto dal vento solare, conducono alla formazione di un enorme coda che punta in direzione opposta al Sole. Chioma e coda risplendono sia per riflessione diretta della luce incidente, sia in conseguenza della ionizzazione dei gas per effetto del vento solare. Sebbene la maggior parte delle comete sia troppo debole per essere osservata senza l'ausilio di un binocolo o di un telescopio, una manciata ogni decade diventa ben visibile ad occhio nudo. Occasionalmente una cometa può sperimentare una enorme ed improvvisa esplosione di gas e polveri, indicata comunemente con il termine inglese outburst. Nella fase espansiva seguente la chioma può raggiungere dimensioni ragguardevoli. Nel novembre del 2007 per la chioma della Cometa Holmes è stato stimato un diametro di 1,4 milioni di chilometri, pari a quello del Sole. Per un brevissimo periodo, la cometa ha posseduto l'atmosfera più estesa del Sistema solare.

La Cometa Holmes nel 2007. Sulla destra nell'immagine è visibile caratteristica coda ionica, di colore azzurro.

Spesso polveri e gas formano due code distinte, che puntano in direzioni leggermente differenti: la polvere, più pesante, rimane indietro rispetto al nucleo e forma spesso una coda incurvata, che si mantiene sull'orbita della cometa; il gas, più sensibile al vento solare, forma una coda diritta, in direzione opposta al Sole, seguendo le linee del campo magnetico locale piuttosto che traiettorie orbitali. Viste prospettiche da Terra possono determinare configurazioni in cui le due code si sviluppano in direzioni opposte rispetto al nucleo; oppure in cui la coda di polveri, più estesa, appare ad entrambi i lati di esso. In questo casi si dice che la cometa possiede una coda ed un' anti-coda. Un esempio recente ne è stata la Cometa Lulin. Mentre il nucleo è generalmente inferiori ai 50 km di diametro, la chioma può superare le dimensioni del Sole e sono state osservate code ioniche di estensione superiore ad 1 UA (150 milioni di km). È stato proprio grazie all'osservazione della coda di una cometa, disposta in direzione opposta al Sole, che Ludwig Biermann ha contribuito significativamente alla scoperta del vento solare. Sono comunque estremamente tenui, tanto che è possibile vedere le stelle attraverso di esse.
La coda ionica si forma per effetto fotoelettrico, come risultato dell'azione della radiazione solare ultravioletta incidente sulla chioma. La radiazione incidente è sufficientemente energetica da superare l'energia di ionizzazione richiesta dalle particelle degli strati superiori della chioma, che vengono trasformate così in ioni. Il processo conduce alla formazione di un nuvola di particelle cariche positivamente intorno alla cometa che determina la formazione di una magnetosfera indotta, che costituisce un ostacolo per il moto del vento solare. Poiché inoltre la velocità relativa tra il vento solare e la cometa è supersonica, a monte della cometa e nella direzione di flusso del vento solare. si forma un bow shock, nel quale si raggruppa un'elevata concentrazione degli ioni cometari (chiamati pick up ions). Il vento solare ne risulta arricchito di plasma in modo che le linee di campo drappeggiano attorno alla cometa formando la coda ionica.

La Cometa Encke perde la sua coda.

Se l'intensità del vento solare aumenta ad un livello sufficiente, le linee del campo magnetico ad esso associato si stringono attorno alla cometa e ad una certa distanza lungo la coda, oltrepassata la chioma, si verifica la riconnessione magnetica. Ciò conduce an evento di disconnessione della coda: la coda perde la propria continuità (si spezza) e la porzione oltre la disconnessione si disperde nello spazio. Sono state osservate diverse occorrenze di tali eventi. Degna di nota è la disconnessione della coda della Cometa Encke avvenuta il 20 aprile del 2007, quando la cometa è stata investita da un'espulsione di massa coronale. L'osservatorio orbitante solare STEREO-A registrò alcune immagini dell'evento, che, montate a costituire una sequenza, sono visibili qui a lato.
L'osservazione della Cometa Hyakutake nel 1996 ha condotto alla scoperta che le comete emettono raggi X. La scoperta destò sorpresa tra gli astronomi, che non avevano previsto che le comete potessero emetterne. Si ritiene che i raggi X siano prodotti dall'interazione tra le comete ed il vento solare: quando ioni con carica elevata attraversano un'atmosfera cometaria, collidono con gli atomi e le molecole che la compongono. Nella collisione, gli ioni catturano uno o più elettroni emettendo nello stesso tempo raggi X e fotoni nel lontano ultravioletto.

Caratteristiche orbitali

Orbite della Cometa Kohoutek (in rosso) e della Terra (in blu). Per evidenziare la rapidità del moto della cometa sono indicate alcune posizioni assunte dai due corpi nel periodo tra il 1º ottobre 1973 ed il 1º aprile 1974. Notate anche le differenti eccentricità delle due orbite.

La maggior parte delle comete seguono orbite ellittiche molto allungate che le portano ad avvicinarsi al Sole per brevi periodi ed a permanere nelle zone più lontane del Sistema solare per la restante parte. Le comete sono usualmente classificate in base alla lunghezza del loro periodo orbitale.
Sono definite comete di corto periodo quelle che hanno un periodo orbitale inferiore a 200 anni. La maggior parte di esse percorre orbite che giaciono in prossimità del piano dell'eclittica, con lo stesso verso di percorrenza dei pianeti. Tali orbite sono generalmente caratterizzate da un afelio posto nella regione dei pianeti esterni (dall'orbita di Giove in poi). Per esempio, l'afelio dell'orbita della Cometa di Halley si trova poco oltre l'orbita di Nettuno. All'estremo opposto, la Cometa Encke percorre un'orbita che non la porta mai ad oltrepassare quella di Giove. Le comete periodiche sono a loro volta suddivise nella famiglia cometaria di Giove (comete con periodo inferiore ai 20 anni) e nella famiglia cometaria di Halley (comete con periodo compreso tra i 20 ed i 200 anni).
Le comete di lungo periodo percorrono orbite con elevate eccentricità e con periodi compresi tra 200 e migliaia o anche milioni di anni. (Comunque, per definizione, rimangono gravitazionalmente legate al Sole; non è possibile parlare propriamente di periodo, infatti, in riferimento a quelle comete che sono espulse dal Sistema solare in seguito all'incontro ravvicinato con un pianeta). Le loro orbite sono caratterizzate da afelii posti molto oltre la regione dei pianeti esterni ed i piani orbitali presentano una grande varietà di inclinazioni rispetto al piano dell'eclittica. Le comete extrasolari (in inglese, Single-apparition comets - comete da una singola apparizione) percorrono orbite paraboliche o iperboliche che le portano ad uscire permanentemente dal Sistema solare dopo esser passate una volta in prossimità del Sole.
Alcune fonti utilizzano la locuzione cometa periodica per riferirsi ad ogni cometa che percorra un'orbita chiusa (cioè, tutte le comete di corto periodo e quelle di lungo periodo), mentre altre la utilizzano esclusivamente per le comete di corto periodo. Similmente, sebbene il significato letterale di cometa non periodica sia lo stesso di cometa da una singola apparizione, alcuni lo utilizzano per riferirsi a tutte le comete che non sono periodiche nella seconda accezione del termine (cioè, includendo tutte le comete con un periodo superiore a 200 anni).
Comete recentemente scoperte nella fascia principale degli asteroidi (cioè corpi appartenenti alla fascia principale che manifestano attività cometaria durante una parte della loro orbita), percorrono orbite semi-circolari e sono state classificate in una classe a sé.
Esistono infine le comete radenti (in inglese sono chiamate sun-grazing - che sfiorano il Sole), dal perielio così vicino al Sole che sfiorano letteralmente la superficie solare. Queste comete hanno breve vita, perché l'intensa radiazione solare le fa evaporare in pochissimo tempo. Sono, inoltre, difficili da osservare, a causa dell'intensa luce solare molto vicina: per osservarle occorre usare strumenti speciali come un coronografo, usare un filtro a banda molto stretta, osservarle durante un eclissi totale di Sole, o osservarle con un satellite.
Da considerazioni sulle caratteristiche orbitali, si ritiene che le comete di corto periodo (decine o centinaia di anni) provengano dalla fascia di Kuiper o dal disco diffuso - un disco di oggetti nella regione transnettuniana - mentre si ritiene che il serbatoio delle comete a lungo periodo sia la ben più distante nube di Oort (una distribuzione sferica di oggetti che costituisce il confine del Sistema solare, la cui esistenza è stata ipotizzata dall’astronomo danese Jan Oort). È stato ipotizzato che in tali regioni distanti, un gran numero di comete orbiti intorno al Sole su orbite quasi circolari. Occasionalmente l'influenza gravitazionale dei pianeti esterni (nel caso degli oggetti presenti nella fascia di Kuiper) o delle stelle vicine (nel caso di quelli presenti nella nube di Oort) sposta uno di questi oggetti su un'orbita altamente ellittica che lo porta a tuffarsi verso le regioni interne del Sistema solare, dove appare come una vistosa cometa. Altre teorie ipotizzate nel passato prevedevano l'esistenza di una compagna sconosciuta del Sole chiamata Nemesi, o un ipotetico Pianeta X. A differenza del ritorno delle comete periodiche le cui orbite sono state determinate durante i transiti precedenti, non è predicibile la comparsa di una nuova cometa tramite questo meccanismo.
Poiché le orbite percorse portano le comete in prossimità dei giganti gassosi, esse sono soggette ad ulteriori perturbazioni gravitazionali. Le comete di corto periodo mostrano la tendenza di regolarizzare il proprio afelio e portarlo a coincidere con il raggio orbitale di uno dei pianeti giganti; un chiaro esempio di questo fenomeno è l'esistenza della famiglia cometaria di Giove. È chiaro inoltre che anche le orbite delle comete provenienti dalla nube di Oort possono essere fortemente alterate dall'incontro con un gigante gassoso. Giove è la principale fonte di perturbazioni, possedendo una massa quasi doppia rispetto a tutti gli altri pianeti messi assieme, oltre al fatto che è anche il pianeta gigante che completa la propria orbita più rapidamente. Queste perturbazioni possono trasferire a volte comete di lungo periodo su orbite con periodi orbitali più brevi (la Cometa di Halley ne è un esempio).
È interessante osservare che l'orbita che viene determinata per una cometa è un'orbita osculatrice, che non tiene conto delle perturbazioni gravitazionali e non a cui può essere soggetta la cometa. Un esempio ne è il fatto che le orbite delle comete di corto periodo rivelano piccole variazioni dei parametri orbitali ad ogni transito. Ancora più significativo è quanto accade per le comete di lungo periodo.
Per molte di esse viene calcolata un'orbita parabolica o iperbolica considerando la massa del Sole concentrata nel suo centro; se però l'orbita viene calcolata quando la cometa è oltre l'orbita di Nettuno ed assegnando all'attrattore principale la massa presente nelle regioni più interne del Sistema solare concentrata nel centro di massa del Sistema solare (prevalentemente del sistema composto dal Sole e da Giove), allora la stessa orbita risulta ellittica.
La maggior parte della comete paraboliche ed iperboliche appartengono quindi al Sistema solare. Una cometa proveniente dallo spazio interstellare dovrebbe invece essere identificabile da un valore dell'energia orbitale specifica nettamente positivo, corrispondente ad una velocità di attraversamento del Sistema solare interno di poche decine di km/s. Una stima approssimativa del numero di tali comete potrebbe essere di quattro per secolo.
Alcune comete periodiche scoperte nel secolo scorso sono perdute. Per alcune di esse, le osservazioni non permisero di determinare un'orbita con la precisione necessaria a predirne il ritorno. Di altre, invece, è stata osservata la frantumazione del nucleo. Quello che può essere stato il loro destino sarà descritto in una sezione successiva. Tuttavia, occasionalmente una nuova cometa scoperta presenta parametri orbitali compatibili con una cometa perduta. Esempi ne sono le comete 11P/Tempel-Swift-LINEAR, scoperta nel 1869, perduta dopo il 1908 in seguito ad un incontro ravvicinato con Giove e riscoperta nel 2001 nell'ambito del programma automatizzato per la ricerca di asteroidi LINEAR del Lincoln Laboratory, e la 206P/Barnard-Boattini, scoperta nel 1892 grazie all'utilizzo della fotografia, perduta per più di un secolo e riscoperta nel 2008 dall'astronomo italiano Andrea Boattini.

Immagine della cometa Schwassmann-Wachmann 3 raccolta dal Telescopio spaziale Spitzer tra il 4 ed il 6 maggio 2006

Morte delle comete

Le comete hanno vita relativamente breve. I ripetuti passaggi vicino al Sole le spogliano progressivamente degli elementi volatili, fino a che la coda non si può più formare, e rimane solo il materiale roccioso. Se questo non è abbastanza legato, la cometa può semplicemente svanire in una nuvola di polveri. Se invece il nucleo roccioso è consistente, la cometa è adesso diventata un asteroide inerte, che non subirà più cambiamenti. La frammentazione delle comete può essere attribuita essenzialmente a tre effetti: all'urto con un meteorite, ad effetti mareali di un corpo maggiore, quale conseguenza dello shock termico derivante da un repentino riscaldamento del nucleo cometario. Spesso episodi di frantumazione seguono fasi di intensa attività della cometa, indicate col termine inglese outburst. La frammentazione può comportare un aumento della superficie esposta al Sole e può risolversi in un rapido processo di disgregazione della cometa. L'osservazione della frammentazione del nucleo della cometa periodica Schwassmann-Wachmann 3 ha permesso di raccogliere nuovi dati su questo fenomeno.
Alcune comete possono subire una fine più violenta: cadere nel Sole oppure entrare in collisione con un pianeta, durante le loro innumerevoli orbite che percorrono il Sistema solare in lungo e in largo. Le collisioni tra pianeti e comete sono piuttosto frequenti su scala astronomica: la Terra incontrò una piccola cometa nel 1908, che esplose nella taiga siberiana causando l'evento di Tunguska, che rase al suolo migliaia di chilometri quadrati di foresta. Nel
1910 la Terra passò attraverso la coda della Cometa di Halley, ma le code sono talmente immateriali che il nostro pianeta non subì il minimo effetto.

I frammenti della cometa Shoemaker-Levy 9

Nel 1994, la cometa Shoemaker-Levy 9 passò troppo vicino a Giove e rimase catturata dalla gravità del pianeta. Le forze di marea causate dalla gravità spezzarono il nucleo in una decina di pezzi, i quali poi bombardarono il pianeta nelle settimane seguenti offrendo viste spettacolari ai telescopi di mezzo mondo, da tempo in allerta per seguire l'evento. Divenne immediatamente chiaro il significato di strane formazioni che si trovano sulla Luna e su altri corpi rocciosi del Sistema solare: catene di piccoli crateri, posti in linea retta uno dopo l'altro. È evidente che una cometa passò troppo vicino al nostro pianeta, ne rimase spezzata, ed andò a finire contro la Luna causando la catena di crateri.
La collisione di una grossa cometa con la Terra sarebbe un disastro immane se avvenisse vicino ad una grande città, perché causerebbe sicuramente migliaia, se non milioni di morti. Fortunatamente, seppur frequenti su scala astronomica, tali eventi sono molto rari su scala umana, e i luoghi densamente abitati della Terra sono ancora molto pochi rispetto alle vaste aree disabitate o coperte dai mari.

Origine degli sciami meteorici

Il nucleo di ogni cometa perde continuamente materia, che va a formare la coda. La parte più pesante di questo materiale non è spinta via dal vento solare, ma resta su un'orbita simile a quella originaria. Col tempo, l'orbita descritta dalla cometa si riempie di sciami di particelle piccolissime, ma molto numerose, e raggruppate in nubi che hanno origine in corrispondenza di un periodo di attività del nucleo. Quando la Terra incrocia l'orbita di una cometa in corrispondenza di una nube, il risultato è uno sciame di stelle cadenti, come le famose lacrime di San Lorenzo (10 agosto), o numerosi sciami più piccoli e meno conosciuti.
A volte le nubi sono densissime: le Leonidi produssero nel 1933 una vera e propria pioggia, con conteggi superiori alle dieci meteore al secondo. La Terra incrocia l'orbita delle Leonidi ogni 33 anni, ma gli sciami del 1966 e del 1999 non sono stati altrettanto prolifici.

Denominazione

Negli ultimi due secoli, sono state adottate diverse convenzioni tra loro differenti per la nomenclatura delle comete. Prima che fosse adottata la prima di esse, le comete venivano identificate con una grande varietà di nominativi. Precedentemente ai primi anni del XX secolo, ci si riferiva alla maggior parte delle comete con l'anno in cui erano apparse, a volte con aggettivi addizionali per le comete particolarmente brillanti; ad esempio, la Grande Cometa del 1680 (o Cometa di Kirch), la Grande Cometa del settembre del 1882, e la Cometa Daylight del 1910 (Grande Cometa del gennaio del 1910) - ad indicare che la cometa era stata visibile anche durante le ore diurne. Dopo che Edmund Halley ebbe dimostrato che le comete del 1531, 1607 e 1682 erano lo stesso oggetto celeste e ne predisse correttamente il ritorno nel 1759, quella cometa divenne nota come la Cometa di Halley. Similmente, la seconda e la terza cometa periodica conosciuta, la Cometa Encke e la Cometa Biela, furono nominate dal cognome degli astronomi che ne calcolarono l'orbita, piuttosto che da quello dei loro scopritori. Successivamente, le comete periodiche saranno nominate abitualmente dal nome degli scopritori, ma si continuerà a riferirsi soltanto con l'anno alle comete che appaiono solo una volta.
In particolare, divenne usanza comune nominare le comete dagli scopritori nei primi anni del XX secolo e questa convenzione è adottata anche oggi. Una cometa può essere nominata dal nome di non più di tre scopritori. In anni recenti, molte comete sono state scoperte da strumenti manovrati da un consistente numero di astronomi ed in questi casi le comete possono essere nominate dalla denominazione dello strumento. Per esempio, la Cometa IRAS-Araki-Alcock fu scoperta indipendentemente dal satellite IRAS e dagli astronomi amatoriali Genichi Araki e George Alcock. Nel passato, quando più comete venivano scoperte dallo stesso individuo, o gruppo di individui o squadra di ricerca, le comete venivano distinte aggiungendo un numero al nome dello scopritore (ma solo per le comete priodiche), ad esempio le Comete Shoemaker-Levy 1-9. Oggi che la maggior parte delle comete viene scoperta da alcuni strumenti (nell'agosto del 2005, il telescopio orbitante solare SOHO ha scoperto la sua millesima cometa) questo sistema è divenuto poco pratico e non è fatto alcun tentativo per assicurare ad ogni cometa un nome univoco, composto dalla denominazione dello strumento e dal numero. Invece, è stata adottata una designazione sistematica delle comete per evitare confusione.
Fino al 1994 alle comete era assegnata una designazione provvisoria composta dall'anno della scoperta seguito da una lettera minuscola ad indicare l'ordine di scoperta nell'anno (per esempio, la Cometa 1969i (Bennett) è stata la 9a cometa scoperta nel 1969). Una volta che era stato osservato il passaggio al perielio della cometa e ne era stata calcolata l'orbita con una buona approssimazione, alla cometa veniva assegnata una designazione permanente composta dall'anno del passaggio al perielio e da un numero romano indicante l'ordine di passaggio al perielio nell'anno. Così la Cometa 1969i è diventata la Cometa 1970 II (la seconda cometa ad esser passata al perielio nel 1970).
Aumentando il numero delle comete scoperte, questa procedura divenne scomoda e nel 1994 l'Unione Astronomica Internazionale ha adottato una nuova nomenclatura. Adesso, al momento della loro scoperta le comete ricevono una sigla composta da C/, dall'anno della scoperta, da una lettera maiuscola dell'alfabeto e un numero; la lettera indica in quale mese e parte del mese (prima o seconda metà) è stata scoperta, il numero indica l'ordine progressivo di annuncio della scoperta, durante ogni periodo di mezzo mese; a questa sigla segue il nome dello scopritore. Possono essere attribuiti fino a tre nomi o, se il caso, il nome del programma o del satellite che ha effettuato la scoperta. Negli ultimi anni si è assistito alla scoperta della natura cometaria di numerosi oggetti ritenuti inizialmente di natura asteroidale. Se tale scoperta avviene entro breve tempo dall'individuazione dell'oggetto, viene aggiunta alla sigla asteroidale la parte iniziale della sigla attribuita alle comete periodiche (P/); se invece si tratta di asteroidi scoperti e osservati da anni, all'oggetto viene assegnata una seconda denominazione cometaria e mantiene anche quella asteroidale.
Nella nomenclatura astronomica per le comete, la lettera che precede l'anno indica la natura della cometa e può essere:
• P/ indica una cometa periodica (definita a tale scopo come avente un periodo orbitale inferiore ai 200 anni o di cui sono stati osservati almeno due passaggi al perielio);
• C/ indica una cometa non periodica (definita come ogni cometa che non è periodica in accordo alla definizione precedente);
• D/ indica una cometa disintegrata o persa;
• X/ indica una cometa per cui non è stata calcolata un'orbita precisa (solitamente sono le comete storiche).
• A/ indica un oggetto identificato erroneamente come cometa ma che è in realtà un asteroide.
Quando viene osservato un secondo passaggio al perielio di una cometa identificata come periodica, ad essa viene assegnata una nuova denominazione composta da una P/, seguita da un numero progressivo dell'annuncio e dal nome degli scopritori secondo le regole precedentemente indicate.
Così la Cometa di Halley, la prima cometa ad essere stata individuata come periodica, presenta anche la designazione 1P/1682 Q1. Una cometa non periodica come la Cometa Hale-Bopp ha ricevuto la denominazione C/1995 O1. Le comete mantengono la denominazione asteroidale se l'hanno ricevuta prima che fosse identificata la loro natura cometaria, un esempio ne è la cometa P/2005 YQ 127 (LINEAR).
Ci sono solo cinque oggetti catalogati sia come asteroidi che come comete ed essi sono: 2060 Chiron (95P/Chiron), 4015 Wilson-Harrington (107P/Wilson-Harrington), 7968 Elst-Pizarro (133P/Elst-Pizarro), 60558 Echeclus (174P/Echeclus) e 118401 LINEAR (176P/LINEAR (LINEAR 52)).

Storia dello studio delle comete

Cometa C/1995 O1 Hale-Bopp. Si notino le due code: quella blu è di ioni, l'altra di polveri.

La questione di cosa fossero le comete, se fenomeni atmosferici od oggetti interplanetari, rimase a lungo irrisolta. Gli astronomi si limitavano a registrare la loro apparizione, ma i tentativi di spiegazione erano pure speculazioni. La svolta cominciò nel XVI secolo. In quegli anni, Tycho Brahe provò che dovevano trovarsi oltre l'orbita della Luna, e quindi ben al di fuori dell'atmosfera terrestre.
Nel XVII secolo, Edmond Halley usò la teoria della gravitazione, da poco formulata da Isaac Newton, per calcolare l'orbita di alcune comete. Trovò che una di queste tornava periodicamente vicino al Sole ogni 76 o 77 anni. Quando questa predizione fu confermata (Halley era già morto), divenne famosa come la Cometa di Halley, e si trovò che era stata osservata ogni 76 anni fin dal 66.
La seconda cometa riconosciuta come periodica fu la Cometa di Encke, nel 1821. Come la Halley, fu chiamata col nome di chi ne calcolò l'orbita, il matematico e fisico tedesco Johann Franz Encke (oggi le comete vengono in genere chiamate col nome dello scopritore).
La cometa di Encke ha il periodo più breve conosciuto, poco più di 3 anni, e grazie a questo è anche la cometa della quale si registrano più apparizioni. È anche la prima cometa per la quale si notò che l'orbita era influenzata da forze non gravitazionali (vedi più sotto). Anche se adesso è troppo debole per essere osservata ad occhio nudo, dev'essere stata molto luminosa qualche migliaio di anni fa, quando la sua superficie non era ancora evaporata. La sua prima apparizione registrata risale tuttavia al 1786.
La vera natura delle comete rimase incerta per altri secoli. All'inizio del XIX secolo un altro matematico tedesco, Friedrich Wilhelm Bessel, era sulla strada giusta. Creò una teoria secondo la quale la luminosità di una cometa proveniva dall'evaporazione di un oggetto solido, e che le forze non gravitazionali agenti sulla cometa di Encke fossero il risultato della spinta causata dai jet di materia in evaporazione. Le sue idee furono dimenticate per più di 100 anni fino a quando Fred Lawrence Whipple, all'oscuro del lavoro di Bessel, propose la stessa teoria nel 1950. Divenne presto il modello accettato di cometa e fu in seguito confermato dalla flotta di sonde (incluse la sonda Giotto dell'ESA e le sonde Vega 1 e Vega 2 dell'Unione Sovietica) che andò incontro alla Cometa di Halley nel 1986, per fotografarne il nucleo ed osservare i jet di materiale in evaporazione.
La sonda americana Deep Space 1 passò accanto alla Cometa 19P/Borrelly nel 2001 e confermò che le caratteristiche della Cometa di Halley erano simili a quelle di altre comete.
La missione Stardust è stata lanciata nel gennaio 1999, ed ha incontrato la cometa Wild 2 nel gennaio 2004. Ha raccolto del materiale che è rientrato sulla Terra nel 2006.
La missione Deep Impact è stata lanciata nel febbraio 2005, ed ha colpito con un proiettile la cometa Tempel 1 il 4 luglio 2005 (alle 5:52 UTC).

Portatrici di vita

Sette articoli pubblicati sulla rivista Science (Volume 314, Issue 5806, 2006) da un team di scienziati internazionali, tra i quali sette italiani, annunciano la scoperta nei grani di polvere della cometa Wild 2 di lunghe molecole organiche, di ammine precursori di quelle organiche, come il Dna. La sonda Stardust, dopo aver percorso 4,6 miliardi di km in circa sette anni ha catturato un centinaio di grani ognuno piccolo meno di un millimetro.
I grani sono stati catturati il 2 gennaio 2004 dalla coda della cometa Wild 2 con una speciale filtro in aerogel, una sostanza porosa dall'aspetto lattiginoso. Gli scienziati autori della scoperta, tra cui Alessandra Rotundi dell'Università Parthenope di Napoli, ritengono che questa scoperta sia la conferma della panspermia, la teoria secondo la quale molecole portate dalle comete siano alla base dell'origine della vita sulla Terra. È una teoria che nacque nei primi anni del novecento e confermata dalle osservazioni fatte dalla sonda europea Giotto nel 1986 quando si avvicinò alla cometa Halley.
Ad avvalorare questa ipotesi, vi sono anche i tempi rapidi con la quale è comparsa la vita sulla Terra. In poche decine di milioni di anni la situazione sulla Terra è mutata radicalmente e tempi così rapidi si possono spiegare solo con l'ipotesi che a portare gli ingredienti fondamentali alla vita siano state le comete.

Elenco di comete famose

• Cometa 19P/Borrelly
• Cometa 2P/Encke
• Cometa Hyakutake
• Cometa Hale-Bopp
• Cometa di Halley
• Cometa Humason
• Cometa Ikeya-Seki
• Cometa Machholz
• Cometa McNaught (C/2006 P1)
• Cometa Shoemaker-Levy 9
• Cometa Kohoutek

Curiosità

Fra tutte le comete periodiche conosciute quella che ricorre più frequentemente è la cometa di Encke, identificata per la prima volta nel 1786. Il suo periodo equivale a 1206 giorni (3,3 anni) ed è il più breve che si conosca. Il periodo più lungo, invece, appartiene alla cometa di Delevan, individuata nel 1914, per la quale non è stata determinata con precisione l'orbita: un calcolo approssimativo prevede il suo ritorno fra circa 24 milioni di anni.

Satelliti Naturali

Si dice satellite naturale, o talvolta più impropriamente luna con l'iniziale in minuscolo, un qualunque corpo celeste che orbita attorno a un corpo diverso da una stella, come ad esempio un pianeta, un pianeta nano o un asteroide. Nel sistema solare si conoscono oltre centocinquanta satelliti naturali e al di fuori dello stesso, al 2019 se ne conosce forse uno.
Tipicamente i giganti gassosi possiedono estesi sistemi di satelliti, mentre i pianeti terrestri ne hanno pochi: nel sistema solare Mercurio e Venere non ne sono dotati, la Terra ne possiede uno molto grande rapportato alle proprie dimensioni (Luna) mentre Marte ne possiede due piccoli (Fobos e Deimos). Fra i pianeti nani i satelliti sembrano essere una caratteristica predominante degli oggetti transnettuniani, come Plutone (cinque, di cui uno massiccio), Haumea (due satelliti) ed Eris (un satellite).

Per estensione si indica col termine di satellite naturale qualunque oggetto di origine non artificiale che orbiti intorno a un oggetto di massa più grande, ad esempio una galassia nana che orbita attorno a una galassia di dimensioni maggiori si chiama galassia satellite. Si pensa che la maggior parte dei satelliti abbia avuto origine nella stessa regione del disco protoplanetario nel quale ha avuto luogo la formazione del suo corpo madre. Vi sono tuttavia molte eccezioni e variazioni al modello standard di formazione dei satelliti. Molti satelliti del sistema solare esterno sono probabilmente asteroidi catturati, oppure frammenti di corpi più grandi distrutti da un impatto o, come nel caso della nostra Luna secondo una teoria accreditata, una porzione del pianeta stesso scagliata nello spazio in seguito a un grande impatto. La maggior parte dei satelliti è conosciuta solo attraverso poche osservazioni a distanza tramite telescopi o sonde spaziali e la maggior parte delle teorie che li riguardano sono quindi molto incerte. La cattura di un asteroide da parte di un'orbita eliocentrica non è sempre permanente. Stando alle simulazioni, i satelliti temporanei sono un fenomeno comune. Gli unici esempi mai osservati sono 1991 VG, 2006 RH120, 2020 CD3.

Rapporto tra le dimensioni dei principali satelliti naturali del sistema solare e la Terra.

La maggior parte dei satelliti naturali conosciuti presenta un chiaro fenomeno di risonanza orbitale con altri corpi oppure di rotazione sincrona (periodo di rotazione uguale al periodo di rivoluzione).
Un'eccezione è Iperione, satellite di Saturno che presenta una rotazione caotica a causa della sua forma estremamente irregolare. Non si conosce attualmente nessun satellite che possieda a sua volta un satellite: gli effetti mareali del pianeta primario renderebbero molto probabilmente le orbite instabili. Alcuni satelliti presentano tuttavia dei compagni nei loro punti lagrangiani, come ad esempio Teti e Dione, satelliti di Saturno.

La scoperta di numerosi satelliti asteroidali (a partire da Dactyl, attorno all'asteroide 243 Ida) ha rivelato che anche gli asteroidi possono possedere satelliti propri; alcuni, come 90 Antiope, sono addirittura asteroidi doppi con due componenti di dimensioni simili.

I principali satelliti naturali del sistema solare sono la Luna, che orbita attorno alla Terra, i satelliti medicei Io, Europa, Ganimede e Callisto, in orbita attorno a Giove, il satellite di Saturno Titano e il satellite di Nettuno Tritone.
Alcuni di questi corpi superano, per dimensioni, anche i più grandi pianeti nani, e due superano addirittura il pianeta più piccolo, Mercurio.

Diametro medio (km) Pianeti Pianeti nani
Terra Marte Giove Saturno Urano Nettuno Plutone Haumea Eris
5000-6000 Ganimede Titano
4000-5000 Callisto
3000-4000 Luna Io
Europa
2000-3000 Tritone
1000-2000 Rea
Giapeto
Dione
Teti
Titania
Oberon
Umbriel
Ariel
Caronte
500-1000 Encelado
250-500 Mimas
Iperione
Miranda Proteo
Nereide
Hi'iaka Disnomia
100-250 Amaltea
Imalia
Tebe
Febe
Giano
Epimeteo
Sicorace
Puck
Porzia
Larissa
Galatea
Despina
Namaka
50-100 Elara
Pasifaë
Prometeo
Pandora
Calibano
Giulietta
Belinda
Cressida
Rosalinda
Desdemona
Bianca
Talassa
Alimede
Neso
Naiade
Notte
Idra
10-50 Fobos
Deimos
Carme
Metis
Sinope
Lisitea
Ananke
Leda
Adrastea
Siarnaq
Elena
Albiorix
Atlante
PanTelesto
Paaliaq
Calipso
Ymir
Kiviuq
Tarvos
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