Le diverse code

 

La coda di sodio della Cometa Hale Bopp nel Marzo’97, ripresa dal satellite POLAR. Disponibile su: http://www.gruppoastronomicotradatese.it/hb/hbastro.htm

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”.

Una serie di immagini fotografiche riprese da Alberto Brunati che mostra l’evoluzione della coda di ioni della Cometa Hale Bopp quando la cometa era al suo massimo splendore (1997). Cliccate sull’immagine per ingrandire. Disponibile su: http://www.gruppoastronomicotradatese.it/hb/hbastro.htm .

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.

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.

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.

Sabrina

Informazioni su Sabrina Masiero

Ricercatore Astronomo (Tecnologo III livello) presso INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo-Gal Hassin, Centro Internazionale delle Scienze Astronomiche di Isnello, Palermo. In precedenza: Borsista presso INAF-Osservatorio Astronomico di Padova e Fundaciòn Galileo Galilei, FGG-Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Isole Canarie.
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Una risposta a Le diverse code

  1. Silvia dice:

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