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Aggiornato il 16/05/2021
LA GRANDE COMETA
HALE-BOPP
C/1995 O1
La cometa Hale-Bopp (formalmente designata C / 1995 O1 ) è una cometa che è stata forse la più ampiamente osservata del XX° secolo ed una delle più luminose osservate per molti decenni.
Scoperta:
La cometa fu scoperta indipendentemente il 23 luglio 1995 da due osservatori, Alan Hale e Thomas Bopp , mentre sin trovava ancora a 7,2 UA dal sole, fatto che fece subito ipotizzare che sarebbe diventata spettacolare.
Hale aveva trascorso molte centinaia di ore alla ricerca di comete senza successo e stava seguendo le comete conosciute dal suo vialetto di casa nel New Mexico quando si imbatté in una cometa subito dopo mezzanotte. La cometa aveva una magnitudine apparente di +10,5 e giaceva vicino all'ammasso globulare M70 nella costellazione del Sagittario . Hale stabilì dapprima che non c'erano altri oggetti del cielo profondo vicino a M70, e poi consultò un elenco di comete conosciute, scoprendo che nessuna era nota per essere in quest'area del cielo. Una volta stabilito che l'oggetto si muoveva rispetto alle stelle sullo sfondo, ha inviato una e-mail all'Ufficio centrale per i telegrammi astronomici.
Bopp non possedeva un telescopio . Era fuori con degli amici vicino a Stanfield, in Arizona , ad osservare ammassi stellari e galassie quando si è imbattuto per caso nella cometa mentre era sotto l'oculare del telescopio del suo amico. Si rese conto che avrebbe potuto individuare qualcosa di nuovo quando, come Hale, controllò le sue mappe stellari per determinare se si conoscevano altri oggetti del cielo profondo vicini a M70 e scoprì che non ce n'erano. Ha allertato l'Ufficio centrale per i telegrammi astronomici tramite un telegramma della Western Union .
Brian G. Marsden , che dirigeva l'ufficio dal 1968, rise: " Nessuno invia più telegrammi. Voglio dire, quando quel telegramma è arrivato qui, Alan Hale ci aveva già inviato tre e-mail con le coordinate aggiornate ".
La mattina seguente, è stato confermato che si trattava di una nuova cometa e le è stata assegnata la designazione C/1995 O1. La scoperta è stata annunciata nella circolare 6187 dell'Unione Astronomica Internazionale .
Si è poi trovato un'immagine precedente alla scoperta scattata all'Anglo-Australian Telescope nel 1993 che mostrava la cometa allora inosservata a circa 13 UA dal Sole, una distanza alla quale la maggior parte delle comete sono essenzialmente inosservabili, e che indicava che si trattava di un grosso oggetto.
Dati fisici:
Le analisi in seguito alla scoperta indicarono che il nucleo della cometa aveva un diametro di 60±20 chilometri, circa sei volte la dimensione della cometa di Halley.
| Dati fisici |
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| Dimensioni medie | 60,0 km |
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| Massa stimata | 1,3x1016 kg |
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| Densità media | 0,6 kg/dm3 |
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Il tasso di produzione di polvere della cometa era molto alto (fino a 2,0 ×10E6 kg/s), il che potrebbe aver reso la chioma interna otticamente spessa . Sulla base delle proprietà dei suoi grani di polvere, cioè alta temperatura, alta albedo e forte caratteristica di emissione di silicato di 10 μm, gli astronomi hanno concluso che tali grani di polvere sono più piccoli di quanto osservato in qualsiasi altra cometa, ed è confermato dal fatto che la Hale-Bopp ha mostrato la più alta polarizzazione lineare mai rilevata per qualsiasi cometa. Tale polarizzazione è il risultato della radiazione solare che viene dispersa dalle particelle di polvere nella chioma della cometa e dipende dalla natura dei grani.
L'attività e il degassamento osservati della cometa Hale-Bopp non erano distribuiti uniformemente sul suo nucleo, ma provenivano invece da diversi getti specifici. Le osservazioni del materiale che scorre via da questi getti hanno permesso agli astronomi di misurare il periodo di rotazione della cometa, che è risultato essere di circa 11 ore e 46 minuti. Oltre a questa rotazione sono state riscontrate delle variazioni periodiche per diversi giorni; questo potrebbe implicare che la cometa ruoti su più di un asse, oppure che sia un oggetto binario.
Il Nucleo è molto scuro con stime di albedo che vanno da 0,01 a 0,07.
Ipotesi satellite:
Nel 1997 è stato pubblicato un articolo che ipotizzava l'esistenza di un nucleo binario per spiegare completamente il modello osservato dell'emissione di polvere della cometa Hale-Bopp osservato nell'ottobre 1995.
L'articolo era basato su un'analisi teorica e non rivendicava una rilevazione osservativa della proposta di nucleo satellite, ma si stima che avrebbe un diametro di circa 30 km, con il nucleo principale di circa 70 km di diametro, e orbiterebbe in circa tre giorni a una distanza di circa 180 km.
Questa analisi è stata confermata dalle osservazioni nel 1996 utilizzando la Wide-Field Planetary Camera 2 del telescopio spaziale Hubble che aveva ripreso le immagini della cometa che ha rivelato il satellite.
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Immagini HUBBLE del 5 ottobre 1995 ).
Sebbene le osservazioni che utilizzano l'ottica adattativa alla fine del 1997 e all'inizio del 1998 abbiano mostrato un doppio picco nella luminosità del nucleo, esiste ancora una controversia sul fatto che tali osservazioni possano essere spiegate solo da un nucleo binario.
La scoperta del satellite non è stata confermata da altre osservazioni.
Composizione:
DEUTERIO:
Si è scoperto che l'abbondanza di deuterio nella cometa Hale-Bopp sotto forma di acqua pesante era circa il doppio di quella degli oceani terrestri.
Il deuterio è stato rilevato anche in molti altri composti dell'idrogeno nella cometa. È stato scoperto che il rapporto tra deuterio e idrogeno normale varia da composto a composto, cosa che gli astronomi ritengono suggerisca che i ghiacci cometari si siano formati nelle nuvole interstellari , piuttosto che nella nebulosa solare . La modellizzazione teorica della formazione di ghiaccio nelle nubi interstellari suggerisce che la cometa Hale-Bopp si sia formata a temperature di circa 25-45 kelvin.
COMPOSTI ORGANICI:
Le osservazioni spettroscopiche di Hale-Bopp hanno rivelato la presenza di molte sostanze chimiche organiche , molte delle quali non erano mai state rilevate prima nelle comete. Queste molecole complesse possono esistere all'interno del nucleo della cometa o potrebbero essere sintetizzate dalle reazioni nella cometa.
ARGON E KRYPTON:
Hale-Bopp è stata la prima cometa in cui è stato rilevato il gas nobile argon . I gas nobili sono chimicamente inerti e variano da bassa ad alta volatilità . Poiché diversi elementi nobili hanno temperature di sublimazione diverse e non interagiscono con altri elementi, possono essere utilizzati per sondare le storie di temperatura dei ghiacci cometari. Il krypton ha una temperatura di sublimazione di 16-20 K e si è scoperto che si è esaurito più di 25 volte rispetto all'abbondanza solare, mentre l'argon con la sua temperatura di sublimazione più alta è stato arricchito rispetto all'abbondanza solare. Insieme, queste osservazioni indicano che l'interno di Hale-Bopp è sempre stato più freddo di 35-40 K, ma a un certo punto è stato più caldo di 20 K. A meno che la nebulosa solare non fosse molto più fredda e più ricca di argon di quanto si creda generalmente, ciò suggerisce che la cometa si è formata oltre Nettuno nella regione della fascia di Kuiper e poi è migrata verso l'esterno verso la nube di Oort .
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Grafico dello spettro della Hale-Bopp ).
La coda di sodio:Una delle scoperte più importanti è che essa possiede tre code. Inoltre, oltre alle solite emissioni gassose e alle polveri stellari, Hale-Bopp esibisce una debole coda al sodio, visibile solo con particolari strumenti dotati di speciali filtri. Le emissioni di sodio sono state precedentemente osservate anche in altre comete, ma nessuna dalla coda. La coda al sodio consiste in atomi neutri e si estende per 50 milioni di km in lunghezza.
La sorgente del sodio sembra nascosta nella chioma interna, anche se qualcosa potrebbe trovarsi nel nucleo. Vi sono diversi possibili meccanismi per generare atomi di sodio, compresa la collisione tra grani di polvere che si trovano attorno al nucleo, e mediante "sputtering", ossia emissione di sodio ad intermittenza a causa dell'interazione dei grani di polvere con luce ultravioletta. Tuttavia non si è ancora definito un meccanismo principale responsabile.
Mentre la coda formata da polveri segue la traiettoria dell'orbita della cometa, la coda di gas punta direttamente lontano dal sole, mentre la coda di sodio si situa fra queste due. Questo implica che gli atomi di sodio sono allontanati dalla testa della cometa a causa della
pressione di radiazione.
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Nell'immagine si nota una coda blu, composta di sodio, allontanata dalla pressione di radiazione).
Osservazione:
Questa cometa pur essendo stata spettacolare, non passò molto vicino alla Terra, difatti se il nostro pianeta si fosse trovato in una posizione più favorevole, la sua coda avrebbe coperto gran parte della volta celeste.
All'inizio di agosto del 1995, vari osservatori indicavano che la cometa era di magnitudine +10.5, di circa 2-3 arcmin di diametro e debolmente condensata. C'era una traccia di una coda, o un leggero allungamento della chioma, verso nord.
Un'altra indicazione che questa cometa era più grande del normale è arrivata il 18 agosto quando lo Schmidt di 1 m a La Silla ha rivelato una coma che misura 9,2x6,0 arcmin . Alla distanza della cometa di 6,2 UA dalla Terra, ciò indicava una dimensione della chioma di 2,5x1,6 milioni di chilometri.
La cometa si era illuminata a magnitudine +10 quando si era persa nel crepuscolo alla fine di novembre.
Dopo essere passata a circa 2° di elongazione dal Sole durante i primi giorni del gennaio 1996, la cometa è stata avvistata durante i primi giorni di febbraio a circa magnitudine +9.
Terry Lovejoy (Australia) ha descritto la cometa come " ben condensata con una coma notevolmente a forma di ventaglio e è notevolmente più luminoso rispetto allo scorso anno ".
La cometa è passata nel massimo della cometa C/1996 B2 (Hyakutake) nei mesi di marzo e aprile e sono state ottenute poche osservazioni.
Tuttavia, la cometa sembra essersi illuminata a magnitudo +8.5 intorno a metà marzo ed era vicina a +8.0 verso la fine di aprile.
La cometa è finalmente diventata un oggetto a occhio nudo il 20 maggio, quando Lovejoy ne ha intravisto diversi momenti in cieli limpidi. Con un binocolo 10x50 ha determinato la magnitudine come +6,7 e ha detto che la coma era di 15 minuti d'arco . Entro la fine di maggio alcuni altri osservatori stavano segnalando la cometa visibile ad occhio nudo. Le stime di magnitudo erano quindi tipicamente vicine a +6,5, mentre il diametro della chioma era ancora nell'intervallo 10-15 arcmin.
La cometa ha continuato a brillare lentamente per tutto giugno e all'inizio di luglio aveva raggiunto una magnitudine di 5,5. Ma poi è successo qualcosa di inaspettato. Con l'avanzare di luglio, la cometa non è riuscita a diventare più luminosa. Ciò ha indotto alcuni astronomi dilettanti e professionisti a preoccuparsi che la cometa avesse iniziato a svanire.
La situazione non è migliorata nel mese di agosto e, in effetti, le stime di magnitudo media hanno indicato che alla fine di quel mese e fino a settembre si era verificato un leggero calo di magnitudo forse 0,3. Poco dopo che la cometa si era spostata entro 3 UA dal sole, il 21 settembre, ha mostrato segni di luminosità e alla fine del mese la magnitudine era aumentata a circa 5,3.
Nonostante il comportamento apparentemente strano della cometa durante questo periodo di tre mesi, Gli osservatori di tutto il mondo stavano raccogliendo una quantità di informazioni senza precedenti per una cometa così lontana.
Analisi successive portarono diversi astronomi a concludere che le fluttuazioni di luminosità erano probabilmente normali per le comete così lontane dal sole, poiché diverse molecole di diversa riflettività si riscaldavano e vaporizzavano al diminuire della distanza solare. Le prove a sostegno di ciò includevano la prima rilevazione di emissioni di silicato l'8 luglio, la prima rilevazione di metil cianuro (CH3CN) durante il periodo dal 14 al 17 agosto e la prima rilevazione di cianogeno (CN) ad agosto.
Lo schiarimento è continuato in seguito. Entro la fine di ottobre gli osservatori fornivano stime di luminosità vicino a 5 e la cometa ha finalmente superato la magnitudine 4 il 12 dicembre, che ha anche segnato la data in cui la cometa si era spostata entro 2 UA dal sole.
Le osservazioni sono diventate più difficili da allora in poi poiché il normale movimento orbitale del nostro pianeta lo ha portato sul lato del sole opposto a quello della cometa.
Ciò porterebbe alla fine alla visibilità della cometa solo al crepuscolo per la maggior parte dell'emisfero settentrionale, ad eccezione di quelli in Canada e nel nord Europa, durante la fine di dicembre e l'inizio di gennaio, con l'elongazione solare che raggiunge un minimo di 27° il 21 dicembre.
Era troppo allineata al Sole con una bassa elongazione per essere osservabile nel dicembre 1996, ma quando è riapparsa nel gennaio 1997 era già abbastanza luminosa da essere visto da chiunque la cercasse, anche da grandi città con cieli inquinati dalla luce.
Internet era un fenomeno in crescita all'epoca e numerosi siti web che seguivano i progressi della cometa e fornivano immagini quotidiane da tutto il mondo divennero estremamente popolari.
Internet ha svolto un ruolo importante nell'incoraggiare l'interesse pubblico senza precedenti per la cometa Hale-Bopp.
Raggiunse una magnitudine di +2 all'inizio di febbraio, +1 intorno al 20 febbraio, +0,5 all'inizio di marzo e 0,0 entro il 7 marzo. La coda aumentò costantemente di dimensioni da 2° a oltre 10° durante lo stesso periodo.
Man mano che la cometa saliva più in alto nel cielo serale, le osservazioni della cometa aumentavano, così come la copertura dei media. Sia i notiziari locali che quelli nazionali hanno fatto brevi notizie sulla cometa e diversi programmi televisivi hanno intervistato Alan Hale e Thomas Bopp.
Quando la cometa si è avvicinata al Sole, ha continuato a illuminarsi, e mostrando un paio di code in crescita , la coda blu del gas che puntava direttamente dal Sole e la coda di polvere giallastra che si curvava lungo la sua orbita.
Il 9 marzo, un'eclissi solare in Cina, Mongolia e Siberia orientale ha permesso agli osservatori di vedere la cometa durante il giorno.
Il vero spettacolo della cometa è iniziato intorno al 15 o 16 marzo, quando le stime di luminosità di oltre 50 singoli osservatori hanno indicato che la cometa aveva raggiunto la magnitudine -0,5.
Ciò indicava che la cometa stava improvvisamente superando le previsioni. Dopo aver continuato un costante aumento della luminosità fino al 20, la cometa si è stabilizzata a circa -0,7 o -0,8.
Al termine di marzo, la cometa si è mantenuta abbastanza vicina alla sua magnitudine massima di -0,7 o -0,8. Le fotografie mostravano la coda del gas ancora prominente, ma più ventilata rispetto a febbraio e all'inizio di marzo.
Hale-Bopp ha avuto il suo approccio più vicino alla Terra il 22 marzo 1997, a una distanza di 1.315 UA .
Quando ha superato il perielio il 1 aprile 1997, la cometa si è sviluppata in modo spettacolare.
Brillava più luminosa di qualsiasi stella del cielo eccetto Sirio, e la sua coda di polvere si estendeva per 40–45 gradi nel cielo.
La cometa era visibile molto prima che il cielo diventasse completamente buio ogni notte, e mentre molte grandi comete sono molto vicine al Sole mentre passano per il perielio, la cometa Hale-Bopp era visibile tutta la notte agli osservatori dell'emisfero settentrionale.
La cometa ha superato il perielio il 1 aprile, momento in cui osservatori esperti hanno stimato la magnitudine totale tra -1,4 e -0,3, con una media intorno a -0,7. La coda si estendeva quindi di 15-20 gradi per gli osservatori nei cieli bui. A seconda delle condizioni di osservazione, alcuni osservatori hanno visto la coda del gas come la più lunga, mentre altri hanno visto la coda della polvere come la più lunga. La cometa ha mantenuto la sua massima luminosità per alcuni giorni prima di iniziare una lenta dissolvenza. Per la maggior parte gli osservatori hanno continuato a riportare la cometa in magnitudini negative fino al 24 circa. La coda del gas divenne meno prominente con il passare del mese, mentre la coda della polvere sembrava diventare ancora più distinta.
Il problema della coda del gas non era che stava scomparendo, ma che si stava aprendo a ventaglio.
A metà mese si potevano vedere due stelle filanti distinte su fotografie a breve esposizione, mentre esposizioni più lunghe rivelavano che la coda del gas a forma di ventaglio era piena di stelle filanti.
La coda di polvere sembrava aver mantenuto la sua lunghezza massima quasi fino al 15, quando la luce della luna ha iniziato a interferire.
Dopo il suo passaggio perielio, la cometa si è spostata nell'emisfero celeste meridionale.
La cometa era molto meno impressionante per gli osservatori dell'emisfero meridionale di quanto non fosse nell'emisfero settentrionale, ma i meridionali sono stati in grado di vedere la cometa svanire gradualmente dalla vista durante la seconda metà del 1997.
All'inizio di maggio era di magnitudo 0,3, ma è scesa a 1,0 a metà mese e 2,0 a fine mese.
Il crepuscolo ha interferito con le osservazioni durante gran parte di giugno e la cometa si è persa persino nel crepuscolo dal 24 giugno al 9 luglio.
La cometa è stata costantemente descritta come un oggetto di 4a magnitudine durante l'ultima metà di luglio e la prima metà di agosto. Forse il momento clou di agosto è stato che gli astronauti a bordo dello space shuttle Discovery hanno osservato la cometa poco prima di metà mese. Gli astronauti hanno visto la cometa di 4a magnitudine sia ad occhio nudo che con un telescopio ultravioletto da 7 pollici montato su una finestra.
La magnitudine della cometa è diminuita a 4,3-4,4 alla fine di agosto, 4,9-5,3 alla fine di settembre, 5,9-6,4 alla fine di ottobre, 6,9 alla fine di novembre e 7,6 alla fine di dicembre.
Nonostante il continuo movimento della cometa verso sud, gli osservatori dell'emisfero settentrionale hanno ottenuto ulteriori scorci della cometa durante la tarda estate e l'inizio dell'autunno.
Alan Hale è stato il primo di questo gruppo a osservare nuovamente la cometa quando l'ha rilevata in un forte crepuscolo il 31 agosto.
Le osservazioni sono continuate per tutto settembre e ottobre per quelle persone con un chiaro orizzonte sud-orientale. Le stime di magnitudo degli osservatori settentrionali erano tipicamente 0,2-0,3 inferiori a quelle degli osservatori meridionali a causa dell'altitudine molto bassa della cometa.
È interessante notare che Richard Keen ha individuato la cometa il 6 e 7 ottobre dall'Alaska, che era l'osservazione più a nord fatta.
La cometa è stata vista l'ultima volta nell'emisfero settentrionale il 1° novembre da H. Dahle (Hawaii). Ha intravisto la cometa con un binocolo 9x63 e ha riportato la magnitudine totale come 5.8.
Le ultime osservazioni a occhio nudo sono state riportate nel dicembre 1997, il che significava che la cometa era rimasta visibile senza aiuto per 569 giorni, ovvero circa 18 mesi e mezzo.
Il record precedente era stato stabilito dalla Grande Cometa Flaugergues del 1811 , visibile ad occhio nudo per circa 9 mesi.
La cometa ha continuato a svanire mentre si allontanava, ma è stata monitorata dagli astronomi. Nell'ottobre 2007, 10 anni dopo il perielio ad una distanza di 25,7 UA dal Sole, la cometa era ancora attiva come indicato dalla rilevazione del coma CO-driven.
Le immagini dell'Herschel Space Observatory scattate nel 2010 suggeriscono che la cometa Hale-Bopp è ricoperta da un nuovo strato di brina.
Hale-Bopp è stato nuovamente rilevato nel dicembre 2010 quando era a 30,7 UA di distanza dal Sole, e il 7 agosto 2012, a 33,2 UA. dopo il 2020 è diventato molto difficile distinguere la cometa dal gran numero di galassie lontane di simile luminosità.
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Immagine della cometa mentre era a 2 miliardi di km dal Sole ).
Parametri orbitali:
La cometa corre su un'orbita estremamente allungata con un'eccentricità numerica di 0,995 attorno al sole, il suo piano orbitale è quasi esattamente perpendicolare all'eclittica con un'inclinazione di 89,4°. Il perielio , il punto della sua orbita più vicino al sole, è a 0,914 UA, appena dentro l'orbita terrestre, il suo punto più lontano dal sole, l'afelio, è a 370,8 UA.
Il 14 maggio 1997 ha avuto un passaggio ravvicinato con Venere a circa 0,3 UA.
Poiché la sua orbita è quasi perpendicolare all'eclittica, è generalmente molto improbabile che si avvicini ai pianeti. Tuttavia, nel marzo 1996 ha superato Giove a una distanza di 0,77 UA, ed era abbastanza vicino da cambiare significativamente l'orbita della cometa a causa dell'influenza gravitazionale di Giove, che ne ha accorciato il periodo orbitale da circa 4284 anni a 2388 anni (soluzione baricentrica), in modo che tornerà nel sistema solare interno intorno all'anno 4385 ± 2,0 . Prima dell'incontro con Giove, il suo afelio con 525 UA era di conseguenza più lontano.
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Passaggio al perielio - 31 marzo 1997 ).
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A cura di Andreotti Roberto.
