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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

LE COMETE, gli astri spettacolari. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato al 21/07/2021

In questa ricerca tralascerò i corpi maggiori per trattare in maniera più
dettagliata i piccoli corpi che portano ancora su di se la storia del
sistema solare, come le comete gli astri che più hanno stuzzicato la
curiosità e la fantasia del genere umano.
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Le Comete


Introduzione:
Le comete sono corpi minori del sistema solare, di solito di pochi chilometri di diametro, e sono composte in gran parte di ghiaccio volatile.
Le comete hanno orbite molto eccentriche, in genere durante il perielio si trovano vicino alle orbite dei pianeti interni, mentre durante l'afelio si trovano al di là di Plutone.
Quando una cometa entra nel sistema solare interno, la superficie ghiacciata comincia a sublimare e a ionizzarsi, per via della vicinanza del Sole, fino a quando si crea una coda, spesso visibile a occhio nudo, di gas e polveri.

(a lato la 81p Wild 2)

Storicamente le comete sono classificate in base al periodo orbitale, cioè secondo l’intervallo che impiegano per compiere un’intera orbita attorno al Sole (orbita eliocentrica). Le comete con periodo orbitale minore di 200 anni (semiasse maggiore inferiore a 34 UA), sono dette a corto periodo, le rimanenti sono classificate come a lungo periodo.

Il valore di 200 anni scelto come limite non ha niente di “magico”, semplicemente questa suddivisione è stata sviluppata per aiutare l’osservatore a capire se una data cometa fosse già stata osservata in passato. Infatti, siccome la determinazione delle orbite è iniziata negli ultimi secoli, solo per le comete con periodo inferiore a 200 anni si può sperare di trovare un precedente passaggio al perielio ben osservato. Le orbite delle comete a corto periodo sono molto instabili a causa delle perturbazioni gravitazionali esercitate dai pianeti giganti del Sistema Solare. Le comete a corto periodo sono divise in due sottoclassi: le comete tipo Halley, con periodo fra 20 e 200 anni (semiasse orbitale fra 7,4 e 34,2 UA) e le comete della famiglia di Giove (Jupiter Family Comets, JFC), con un periodo inferiore a 20 anni.

Denominazione delle Comete:
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 Diurna del 1910") - a indicare che la cometa era stata visibile anche di giorno. 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 e 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 periodiche), ad esempio le Comete Shoemaker-Levy 1-9. Oggi che la maggior parte delle comete viene scoperta da alcuni strumenti (nel dicembre del 2010, il telescopio orbitante solare SOHO ha scoperto la sua duemillesima cometa) questo sistema è divenuto poco pratico e non è fatto alcun tentativo per assicurare a 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 a indicare l'ordine di scoperta nell'anno (per esempio, la Cometa 1969i (Bennett) è stata la nona 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 a 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, a essa viene assegnata una nuova denominazione composta da una P/, preceduta da un numero progressivo dell'annuncio e dal nome degli scopritori secondo le regole precedentemente indicate. Così la Cometa di Halley, la prima cometa a 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 YQ127 (LINEAR).

Ci sono vari oggetti catalogati sia come asteroidi sia come comete ed essi sono: 2060 Chirone (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)), 288P/(300163) 2006 VW139, ecc.

( Cometa C/2007 Q3 Siding-Spring ).

Corpi stagionalmente attivi per energia esterna:
Le comete possono essere considerate corpi planetari attivi perché mostrano prove di quasi tutti i processi geologici fondamentali, tra cui crateri da impatto, tettonica ed erosione. Le comete mostrano anche il degassamento guidato dalla sublimazione, che è paragonabile al vulcanismo su corpi planetari più grandi in quanto fornisce un condotto per espellere materiali dall'interno alla superficie. Tuttavia, nel dominio dei corpi geologici attivi, le comete occupano una nicchia speciale poiché la loro attività geologica è quasi esclusivamente guidata da energia fornita esternamente (cioè energia solare) rispetto a una fonte di calore interna, il che li rende corpi geologici "stagionalmente attivi" . Durante la fase attiva dell'avvicinamento al Sole, le comete sviluppano anche un'atmosfera transitoria che interagisce con la superficie e contribuisce alla sua evoluzione, in particolare trasportando materiali attraverso la superficie. Le variazioni dell'apporto di energia solare su scala diurna e stagionale causano l'accumulo di stress termici all'interno in materiali consolidati che portano la fuoriuscita di agenti atmosferici attraverso le fratture ed, infine, allo spreco di massa.
Le forme comunemente irregolari delle comete svolgono anche un ruolo importante nella loro evoluzione portando a :
 (1) forze gravitazionali non uniformi che influenzano il movimento del materiale attraverso la superficie.
 (2) modelli di degassamento spazialmente eterogenei che influenzano la dinamica orbitale della cometa e portano a stress da marea che possono ulteriormente fratturare il nucleo.


I Nuclei:
nuclei delle Comete possono variare molto nelle dimensioni, dalle centinaia di metri fino a cinquanta e più chilometri e sono composti da roccia, polvere e ghiacci d'acqua, oltre ad altre sostanze, comunemente presenti sulla Terra allo stato gassoso, quali monossido di carbonioanidride carbonicametano e ammoniaca.

Sono spesso chiamate "palle di neve sporca", ed hanno densità molto più basse di quella dell'acqua, il soprannome fu dato dallo stesso creatore della teoria cometaria, Fred Whipple, sebbene osservazioni odierne hanno rivelato forme irregolari e superfici secche, composte di polveri o rocce, rendendo necessario ipotizzare che i ghiacci si trovino in realtà sotto la crosta.
Le comete sono composte inoltre da una varietà di composti organici: oltre ai gas già menzionati, sono presenti metanoloacido cianidricoformaldeideetanolo ed
etano e anche, forse, molecole più complesse come lunghe catene di idrocarburi e amminoacidi.

17P Holmes
Quando le comete si avvicinano al Sistema solare interno, il calore del Sole fa sublimare i loro strati di ghiaccio più esterni, quindi 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, inducono alla formazione di un'enorme coda che punta sempre in direzione opposta al Sole, le chiome e le code hanno dimensioni enormi dell'ordine di decine di milioni di chilometri, ma molto rarefatte, difatti si possono osservare le stelle attraverso di essa.

La porta delle comete:
Studiando il particolare centauro 29P / Schwassmann-Wachmann 1, è stato scoperto il varco delle comete verso il Sistema solare interno. I centauri che attraversano questa regione, chiamata gateway, rappresentano la sorgente di oltre i due terzi di tutte le comete della famiglia di Giove.
In uno studio pubblicato su The Astrophysical Journal Letters, lo scienziato Gal Sarid descrive la scoperta di un gateway orbitale attraverso il quale passerebbero molte comete prima di avvicinarsi al Sole. Il gateway è stato scoperto grazie a una simulazione dell’evoluzione dei centauri, una classe di planetoidi ghiacciati del Sistema solare che percorrono orbite caotiche intorno al Sole, comprese tra quelle di Giove e di Nettuno, considerati resti pressoché incontaminati di materiale formatosi alla nascita del nostro Sistema solare.

( Figura 1. Distribuzione perielio-afelio di Comete Gioviane JFC (cerchi grigi; 2 <TJ <3) e diversi oggetti di interesse, incluso SW1 (cerchi rossi). La nostra popolazione JFC definita [q, Q] è racchiusa dalla linea rossa tratteggiata. Il "JFC Gateway region ”è mostrato in blu. Una classificazione basata sui parametri di Tisserand di “bound JFC ”(Horner et al. 2003) viene mostrato per il confronto (quadrati gialli). Notiamo una distinzione nei meccanismi principali che guidano l'attività mediante frecce grigie lungo l'asse x: la regione controllata da sublimazione acqua-ghiaccio si estende verso l'interno da au 3,5 au e meccanismi diversi dalla sublimazione dell'acqua sono importanti da ∼ 4 au verso l'esterno ).

Si pensa che i centauri abbiano origine nella regione della Cintura di Kuiper, oltre Nettuno, e sono considerati la sorgente delle comete della famiglia di Giove (Jupiter Family Comets, Jfc), che occupano il Sistema solare interno. La natura caotica delle orbite dei centauri non permette di conoscere i loro percorsi, rendendo difficile prevedere il loro futuro come comete. Quando corpi ghiacciati come centauri o comete si avvicinano al Sole, iniziano a rilasciare gas e polvere, manifestando l’aspetto caratteristico delle comete. Questo spettacolo è tra i fenomeni più impressionanti osservabili nel cielo notturno, ma viene rapidamente seguito dalla distruzione dell’oggetto stesso o dalla sua evoluzione in uno stato inattivo.
L’obiettivo originale dello studio era esplorare la storia di un particolare centauro di medie dimensioni – 29P / Schwassmann-Wachmann 1 (Sw1) – in un’orbita quasi circolare appena dietro Giove. Sw1 ha a lungo confuso gli astronomi con la sua attività e le frequenti esplosioni che si verificano a una distanza dal Sole dove il ghiaccio non dovrebbe vaporizzare con l’efficienza che in realtà si osserva. Sia la sua orbita che la sua attività collocano Sw1 in una via di mezzo evolutiva tra gli altri centauri e le comete della famiglia di Giove. Il team voleva capire se le condizioni di Sw1 fossero coerenti con la progressione orbitale degli altri centauri. Quello che ha trovato è che Sw1 è un centauro colto nell’atto di evolversi dinamicamente in una cometa della famiglia di Giove. Ma oltre alla natura ordinaria dell’orbita di Sw1, le simulazioni portano a una scoperta più sorprendente.
«I centauri che attraversano questa regione sono la fonte di oltre i due terzi di tutte le comete della famiglia di Giove, rendendo quella zona il varco principale attraverso il quale vengono prodotte queste comete», afferma Maria Womack, co-autrice dello studio. La regione, denominata gateway, non trattiene gli oggetti per molto tempo: la maggior parte dei centauri diventano comete della famiglia di Giove entro poche migliaia di anni. Si tratta di una parte molto breve della vita di qualsiasi oggetto del Sistema solare, che può durare milioni e talvolta miliardi di anni.

( Figura 2. Tempo medio di permanenza (scala di registro; a colori) per una simulazione con diversi centauri test Messo nel grafico semiassi-maggiori / eccentricità; si nota che non tutti gli oggetti test che diventano Centauri si evolvono con piccoli semiassi-maggiori, quindi la distribuzione del tempo riflette sia i tempi dinamici locali sia la probabilità che un oggetto test arrivi a quella combinazione. La posizione di SW1 è indicata da una piccola stella e le linee bianche indicano i confini della nostra regione JFC Gateway ).

La presenza del gateway costituisce un utile sistema per identificare i centauri su una traiettoria prossima al Sistema solare interno. Sw1 attualmente è l’oggetto più grande e più attivo ad essere stato scoperto in questa regione, ed è pertanto un «candidato privilegiato per far progredire la nostra conoscenza delle transizioni orbitali e fisiche che modellano la popolazione di comete che vediamo oggi», conclude Sarid.

Come appaiono:
Collage fotografico di varie comete ).

Come sono in realtà:
( Collage fotografico delle comete esplorate ).
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C/2012 S1 ISON e C/2011 S4 PANSTARRS
Studiate dall'osservatorio Chandra a raggi X :

le comete possono essere utilizzate come laboratori per studiare il comportamento del flusso di particelle che fluiscono dal sole, noto come ''vento solare''.
Recentemente, gli astronomi hanno annunciato i risultati di uno studio che ha utilizzato i dati raccolti con l'Osservatorio Chandra X-Ray della NASA di due comete C/2012 S1 (nota anche come "ISON") e C/2011 S4 ( "Panstarrs").
Chandra osservò queste due comete nel 2013 quando entrambe erano relativamente vicine alla terra, circa 1 UA e 1,4 UA per ISON e Panstarrs rispettivamente. Queste comete sono arrivate nel sistema solare interno dopo un lungo viaggio dalla nube di Oort.

( La grafica mostra le due comete in immagini ottiche scattate da un astrofotografo, Damian Peach, da terra durante l'approccio ravvicinato delle comete al Sole. (La tonalità verdastra della cometa ISON è attribuita a particolari gas come il cianogeno, un gas contenente carbonio e azoto, che fuoriesce dal nucleo della cometa.)
Gli inserti mostrano i raggi X rilevati da Chandra da ogni cometa. Le diverse forme dell'emissione di raggi X (viola) delle due comete indicano le differenze nel vento solare ai tempi di osservazione e le atmosfere di ogni cometa. La cometa ISON, da una parte, mostra una forma parabolica ben sviluppata, che indica che la cometa aveva un'atmosfera gassosa densa. Dall'altra parte, la cometa PanSTARRS ha una più diffusa foschia a raggi X, rivelando un'atmosfera con meno gas e più polvere ).

Gli scienziati hanno stabilito che le comete producono emissione di raggi X quando le particelle nel vento solare colpiscono l'atmosfera della cometa. Anche se la maggior parte delle particelle nel vento solare sono atomi di idrogeno e Elio, l'emissione di raggi X osservata è da "atomi pesanti" (cioè, elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, come il carbonio e l'ossigeno). Questi atomi, che hanno avuto la maggior parte dei loro elettroni spogliati, si scontrano con atomi neutri nell'atmosfera della cometa. In un processo chiamato  "scambio di carica", un elettrone viene scambiato tra uno di questi atomi neutri, di solito idrogeno, e un atomo pesante nel vento solare. Dopo una tale collisione, viene emessa una radiazione, mentre l'elettrone catturato si muove in un'orbita più stretta.
I dati di Chandra hanno permesso agli scienziati di stimare la quantità di carbonio e azoto nel vento solare, trovando valori che sono d'accordo con quelli derivati in modo indipendente utilizzando altri strumenti come (ACE) della NASA.
Sono state ottenute anche nuove misurazioni della quantità di neon nel vento solare.
Il modello dettagliato sviluppato per analizzare i dati di Chandra sulle comete ISON e PanSTARRS dimostra il valore delle osservazioni a raggi X per derivare la composizione del vento solare. Le stesse tecniche possono essere utilizzate, insieme a Chandra data, per indagare sulle interazioni del vento solare con altre comete, pianeti e il gas interstellare.
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( Collage fotografico di varie comete ).
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LE COMETE ESPLORATE:

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Capitolo a parte sulla Cometa di Halley:
LEGGI QUI : ''1P/HALLEY''.
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103P/HARTLEY 2

La Cometa Hartley 2, formalmente 103P/Hartley, è una piccola cometa periodica del Sistema solare appartenente alla famiglia delle comete gioviane, scoperta nel 1986 da Malcolm Hartley. La cometa Hartley 2 è stata raggiunta il 4 novembre 2010 dalla missione EPOXI della NASA. Nel momento del massimo avvicinamento, la sonda si è trovata a circa 700 km dalla cometa.


Esplorazione:
La cometa era in piena attività, essendo transitata per il perielio pochi giorni prima e le immagini mostrano luminosi getti di anidride carbonica e particelle di ghiaccio in sospensione che fuoriescono dal nucleo cometario. Le prime analisi dei dati raccolti indicano che parti diverse del nucleo bilobato manifestano un comportamento differente: la zona di congiunzione centrale rilascia nello spazio prevalentemente vapore acqueo, mentre dall'estremità più attiva fuoriuscono anche grandi quantità di anidride carbonica. Anche visivamente, è possibile distinguere le due estremità del nucleo, caratterizzate da un terreno pietroso, dalla zona di congiunzione, caratterizzata invece da un terreno a grana fine che appare liscio nelle immagini. Un altro aspetto particolarmente interessante, che ha portato M. A'Hearn a parlare di una nuova classe di comete, è che, a differenza di quanto osservato per la Cometa Tempel 1, l'acqua presente nella chioma non sembra derivare principalmente dalla sublimazione di strati sottosuperficiali, ma da quella dei grani di ghiaccio sollevati dai getti di anidride carbonica. I grani più grandi raggiungono anche dimensioni comprese tra quelle di una palla da golf e quelle di un pallone da basket. Il loro moto non è radiale, ma soggetti alla pressione della radiazione solare, si spostano verso la coda della cometa. Ciò fa intuire che non contengono una grande massa.

In BLU l'orbita della Terra, in VERDE la 9P/Tempel, in CELESTE la 103P/Hartley, in VIOLA la Deep Impact ).

Dati fisici:
Il flyby è stato in grado di dimostrare che la cometa è lunga 2,25 chilometri ed è a forma di arachide (vedi sopra). Alcuni getti di materiale vengono espulsi dal lato oscuro della cometa, piuttosto che dal lato illuminato dal sole. Gli scienziati coinvolti nella missione EPOXI descrivono la cometa come insolitamente attiva. Ha un periodo di rotazione principale di 18,1 ± 0,3 ore.

Nello schema sono indicate le pendenze superficiali e l'analisi statistica della sua densità ).

Composizione:
Nel 2011 il telescopio spaziale Herschel ha rilevato la firma dell'acqua vaporizzata nella chioma della cometa . Hartley 2 contiene la metà della quantità di acqua pesante di altre comete analizzate in precedenza, con lo stesso rapporto tra acqua pesante e acqua normale presente negli oceani della Terra. Le osservazioni di Hartley 2 hanno mostrato l'importanza della presenza del ghiaccio di monossido di carbonio (CO) e del ghiaccio di biossido di carbonio (CO2) nelle comete. Dopo un riesame, si è scoperto che l'abbondanza del ghiaccio di monossido di carbonio e del ghiaccio di biossido di carbonio mostra che le comete di breve periodo si sono formate in condizioni più calde, rispetto alle comete di periodo più lungo. Ciò dimostra che le comete di breve periodo si sono formate più vicine al Sole, rispetto alle comete di lungo periodo. Questa scoperta si sposa bene con le misurazioni di acqua pesante in Hartley 2.
I principali risultati della missione includono: 
(1) la zona centrale della cometa a forma di arachide, è liscia e relativamente inattiva è stata probabilmente ricomposta dopo un evento distruttivo.
(2) Hartley 2 ruota attorno a un asse principale, ma ruota anche attorno a un secondo asse differente; 
(3) sulle sue estremità più grandi e ruvide, la superficie della cometa, contiene oggetti luccicanti e blocchi che sono alti circa 50 metri e larghi 80 metri, (grandi come un edificio di 16 piani). Inoltre, questi oggetti sembrano essere due o tre volte più riflettenti della media della superficie.


Orbita:
La Cometa Hartley 2 percorre un'orbita eccentrica, inclinata di circa 13,6° rispetto al piano dell'eclittica. L'afelio, esterno all'orbita di Giove, è a 5,87 UA dal Sole; il perielio, prossimo all'orbita della Terra, è a 1,05 UA dal Sole. La cometa completa un'orbita in circa 6 anni e mezzo. I nodi ascendente e discendente dell'orbita sono prossimi rispettivamente alle orbite di Giove e della Terra. La cometa va pertanto incontro a ripetuti incontri ravvicinati con i due pianeti. Soprattutto quelli con Giove possono determinare notevoli alterazioni dell'orbita. Rispetto a quella posseduta dalla cometa ad inizio Novecento, l'orbita ha subito notevoli variazioni: la distanza perielica prossima alle 2 UA nel 1903, è diminuita fino a 0,90 UA negli anni settanta in seguito a due incontri particolarmente stretti con Giove (0,2246 UA nel 1947 e 0,0851 UA nel 1971); gli stessi hanno determinato un incremento dell'eccentricità dell'orbita e una diminuzione del periodo orbitale (da circa 9 anni nel 1903 ai circa 6 degli anni settanta). Gli incontri successivi e quelli previsti per il XXI° secolo, invece, perlopiù si autobilanceranno e manterranno condizioni simili a quelle attuali.

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67P Churyumov-Gerasimenko

67P/Churyumov-Gerasimenko è una cometa periodica del nostro Sistema solare, dal periodo orbitale di 6,45 anni terrestri.

Dati Fisici:
Per le sue dimensioni si tratta di due protuberanze a contatto rispettivamente di circa 4 e 3,5 km, con una densità di 0,470 kg/dm3 ed un periodo di rotazione pari a 12,761 h.
Lobo grande 4.1 km × 3.3 km × 1.8 km.
Lobo piccolo 2.6 km × 2.3 km × 1.8 km.
La densità del nucleo è molto più bassa di quella dell'acqua, indicando che si tratta di un oggetto poroso. Come altre comete, il suo nucleo è generalmente più nero del carbone, indicando uno strato superficiale o una crosta di materiale organico ricco di carbonio, con un albedo del 6%.
Nel 2014, la cometa aveva un periodo di rotazione di circa 12,404 ore.
Il periodo di rotazione è aumentato a 12,430 ore a maggio 2015 prima di scendere rapidamente (ovvero la velocità di rotazione della cometa è aumentata) a 12,305 ore ad agosto 2015 (Jorda et al. 2016 ).
I cambiamenti nel periodo di rotazione risultanti dai cambiamenti di coppia causati da forze non gravitazionali hanno avuto un ruolo importante nel guidare alcuni dei cambiamenti che hanno colpito la cometa durante la missione.


Glicina:
La presenza della Glicina fuori dal pianeta Terra fu confermata nel 2009 dopo analisi chimiche del materiale della cometa Wild 2 prelevato dal veicolo della NASA "Stardust" nel 2004. 
Nel 1970 , all'interno del meteorite Murchison furono individuati circa 100 aminoacidi. 
Nel 2016 la rivista "Science Advanced" riportò i dati analitici effettuata dallo spettrometro di massa della sonda spaziale Rosetta sulla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko e confermando la presenza della Glicina. 
La glicina nello spazio potrebbe essersi formata per reazione tra acqua, ammoniaca e metano per effetto della radiazione ultravioletta. 
La scoperta della glicina nelle comete rafforzò la teoria della panspermia, che afferma che gli "elementi costitutivi" della vita sono diffusi in tutto l'universo. 


Temperature:
La sonda Rosetta dell'ESA è stata la prima ad aver scortato da vicino una cometa durante il suo viaggio intorno al Sole. Tra le molte scoperte fatte sulla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, Rosetta ha anche ottenuto misurazioni dirette e continue della temperatura superficiale di un nucleo cometario con una definizione senza precedenti. Lo strumento Virtis (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) a bordo dell’orbiter di Rosetta ha acquisito immagini infrarosse del nucleo della cometa, che sono state poi trasformate in mappe termiche.
Mentre la temperatura superficiale media in questo periodo era di circa 213 k , ovvero –60 °c, sono stati individuati punti specifici “caldi” con temperature che salgono fino a –43 °c.
Queste regioni corrispondono a una fossa, ovvero una depressione della superficie in cui le pareti interne, riflettendo il calore, danno origine a un fenomeno chiamato auto-riscaldamento, che influisce anche sulla strozzatura che collega i due lobi del nucleo, dove le temperature non seguono la legge di corpo nero, bensì sono più alte del previsto.

(Confronto tra i valori di temperatura superficiale misurati da VIRTIS il 22 agosto 2014 durante una rotazione del nucleo della cometa 67P (pannello a) e valori di temperatura superficiale simulati da un modello termofisico che assume uno strato superficiale superiore dominato dalla polvere, con sublimazione minima, proiettato su un modello di forma digitale 3D del nucleo della cometa (pannello b). Sulla destra, il pannello c mostra la differenza tra i valori di temperatura misurati e calcolati, con il colore verde che rappresenta un sostanziale accordo. Si noti l’ombra prominente proiettata dal lobo piccolo sul lobo grande del nucleo durante la massima insolazione).

Punti di vista:
( Collage dei vari modelli visti nei vari assi da sopra (+) e sotto(-) )

Attività:
Nell'immagine animata qua sotto potete vedere la superficie della cometa in fase di attività scatenata dall'avvicinamento al Sole.


La grande obliquità di 52° dell'asse di rotazione del nucleo combinato con la stretta coincidenza del solstizio meridionale con il passaggio del perielio porta a un'insolazione stagionale fortemente variabile. Vicino al perielio, le regioni alle alte latitudini settentrionali non sono affatto illuminate, mentre l'insolazione totale della cometa raggiunge il suo massimo. Questa variazione dell'input termico determina il modello di attività stagionale. La particolare forma bi-lobata di 67P con una forte costrizione tra i lobi nella regione del collo (che forma una grande concavità) influenza fortemente l'insolazione diurna. In particolare vicino al polo nord, l'ombra della parete del bordo ripida e alta del lobo piccolo è responsabile di un'ulteriore interruzione dell'insolazione durante il giorno di ciascun ciclo di rotazione. La giornata polare alle latitudini meridionali del nucleo vicino al solstizio meridionale e gli estremi cambiamenti di insolazione causati dalle ombre erranti forniscono un ambiente con forti gradienti termici e conseguenti sollecitazioni.

Questo modello mostra il grado in cui ogni singola sfaccettatura del modello di forma è esposta all'irradiazione da altre sfaccettature (0 implica nessuno, 1 implica che l'intero campo visivo di una sfaccettatura è riempito da altre sfaccettature. Si noti che la concavità del nord collo (freccia) influenza notevolmente i modelli di insolazione e provoca un eccessivo autoriscaldamento nel collo settentrionale ).

La regione del collo settentrionale Hapi è nella notte polare durante il passaggio del perielio. Quando le particelle entrano nell'ombra stagionale, vengono "congelate" e mantengono tutto il loro contenuto di ghiaccio d'acqua. Questo rapido congelamento contribuisce all'eccezionale livello di attività osservato ad Hapi quando la cometa ritorna dal suo afelio, simile a quanto osservato all'inizio della missione. Se oltre il 25% della massa sollevata da sud ricade nell'emisfero settentrionale, la caduta posteriore si accumulerà in orbita. In ogni caso, il ricadimento in alcune regioni si accumulerà perché non può essere rimosso completamente dall'attività indotta dalla sublimazione dell'acqua durante l'estate settentrionale.

Morfologia:
Le immagini acquisite da 67P rivelano morfologie e trame di superficie notevolmente diverse. Ciò è probabilmente dovuto alle risoluzioni spaziali più elevate raggiunte dalle telecamere di Rosetta rispetto alla maggior parte di queste missioni e alla maggiore durata e natura orbitante della missione, che ha consentito la mappatura dell'intero nucleo. In termini di morfologia regionale, i terreni principali su 67P comprendono terreni consolidati esposti, pianure lisce, unità coperte di polvere e depressioni su larga scala.

( A ) Mosaico di due immagini della Narrow Angle Camera (NAC) che mostrano vari tipi di terreno nell'emisfero settentrionale di 67P. "NCM" è l'acronimo di materiali non consolidati. ( B ) Immagine NAC che mostra la depressione di Aten nella parte settentrionale del grande lobo. ( C ) Immagine NAC della regione di Seth nel grande lobo del 67P (nell'emisfero settentrionale) che mostra materiali debolmente consolidati come risulta dalle numerose caratteristiche arcuate e circolari, nonché da onnipresenti depositi di talco. Parti di Seth sono coperte da depositi NCM ).

Proiezioni cartografiche di regioni definite (in alto) adattate da El-Maarry et al. ( 2016 ) e mappa geomorfologica globale (in basso) adattata da Birch et al. ( 2017 ). Gli acronimi sono i seguenti: (in alto) Ap: Apis, Ht: Hathor, Sq: Serqet, Hatm .: Hatmehit. (in basso) UM: regione non mappata in Birch et al. a causa delle ombre nelle immagini disponibili per lo studio ).

I terreni consolidati sono essenzialmente la superficie esposta della cometa, che mantiene una sufficiente integrità strutturale per sostenere fratture, scogliere e sporgenze.
La frammentazione di questi materiali consolidati si traduce in sprechi di massa di depositi e massi di dimensioni variabili.
La superficie della cometa mostra regioni di diversa forza in cui regioni come Seth e Anhur sono relativamente debolmente consolidate, come risulta dall'occorrenza comune di depositi di spreco di massa di vario ordinamento, al contrario di regioni che mostrano una scarsità di tali depositi, e la presenza di grandi sistemi di frattura. Inoltre, i terreni consolidati mostrano prove di stratificazione e terrazzamento su scala di tutto il corpo.
Il principale tratto morfologico della 67P è la sua dicotomia emisferica, caratterizzata da una disparità di rilievo tra gli emisferi nord e sud, nonché una dicotomia morfologica evidenziata dalla distribuzione spaziale irregolare di materiali non consolidati (MNC).

L'emisfero settentrionale e le regioni equatoriali includono anche una serie di depressioni su larga scala, che sembrano essere carenti nell'emisfero meridionale. Aten, una delle depressioni notevoli nel lobo grande è di ∼0,12 kmCubi di volume. Thomas et al. nel 2015 hanno calcolato che la produzione di Aten mediante un solo meccanismo di sublimazione richiederebbe 10-20 orbite nella configurazione attuale. Di conseguenza, hanno concluso che depressioni su larga scala sono state formate da importanti eventi di perdita di massa. El-Maarry è giunto a conclusioni simili sulla base della morfologia dei piani depressivi e delle scarpate. Altre depressioni regionali meno evidenti, ma di dimensioni maggiori, includono le regioni equatoriali Imhotep, che è parzialmente riempita di depositi lisci, e Khonsu, che mostra una struttura unica a forma di pancake che sembra essere stata riesumata attraverso un'erosione intensa.

La regione di Khonsu nella regione equatoriale del grande lobo del 67P, che mostra confini elevati, e talvolta taglienti, e ospita una caratteristica a forma di pancake che sembra essere stata riesumata dall'erosione ).

terreni consolidati sembrano rappresentare la superficie nuda della cometa, è probabile che i processi fisici e chimici siano responsabili della loro formazione in primo luogo. Studi precedenti che hanno utilizzato vari approcci di modellizzazione ed esperimenti di laboratorio per simulare l'evoluzione dei nuclei cometari suggeriscono che i materiali cometari possono diventare "consolidati" mediante sinterizzazione del ghiaccio o ricondensa del vapore acqueo sublimato.

I pinnacoli sono promontori locali in varie forme, tra cui guglie con cime appuntite.
Sono probabilmente resti erosivi creati da una perdita di materiale che circonda le macchie di materiale più resistente all'erosione.
I pinnacoli furono inizialmente identificati nell'emisfero settentrionale di 67P, dove hanno identificato 49 pinnacoli. Essi sono generalmente asimmetrici in forma con altezze da 10 m a 200 m (40 m come valore medio), e diametri al piede da 30 m a 300 m (60 m come valore medio).
I pinnacoli rappresentano probabilmente uno stadio intermedio degli agenti atmosferici di materiale fortemente consolidato mentre le unità consolidate più deboli reagiscono più facilmente agli agenti atmosferici mediante fratture ed eventuale frammentazione.

( Pinnacoli sulla cometa 67P (frecce) con valori sovrapposti codificati a colori delle pendenze gravitazionali. Si noti che i pinnacoli sembrano avere pendenze che vanno da 40 ° a 90 ° . L'inserto mostra un esempio di un apice prominente ).

Le fratture sono onnipresenti sulle superfici consolidate esposte di 67P formando vari modelli e topologie a scale di dimensioni diverse. Le reti di fratture su superfici planari sono l'impostazione più comune di fratture su 67P.
Le fratture al di sotto del metro formano modelli di superficie bidimensionali con diverse topologie. Essi variano in lunghezza da 100 metri fino alla scala mm osservata dal lander Philae.


Le fratture si intersecano spesso per formare reti poligonali, le modalità di intersezione sono variabili ma includono intersezioni ortogonali, che sono un indicatore comune della costruzione lenta di regimi di stress in cui le fratture si formano lentamente e conseguenti l'una all'altra invece di un modo più rapido e simultaneo.


Durante la missione, due siti di scogliere fratturate hanno mostrato eventi di spreco di massa segnati dal distacco di materiali nel sito fratturato, evidenziando il ruolo di tali fratture negli eventi di spreco di massa. La tempistica approssimativa dei crolli è coerente con periodi di forti oscillazioni termiche diurne, che sono particolarmente pronunciate vicino al perielio quando queste scogliere probabilmente sono crollate. Tali eventi di spreco di massa dovrebbero essere il processo principale attraverso il quale i materiali cometari vengono frammentati. In effetti, una delle principali caratteristiche morfologiche che caratterizzano il nucleo del 67P è la diffusa presenza di massi.

Fratture in prossimità di scogliere o piccole scarpate. Nota il campo di detriti in ( D ) alla base di una scogliera fratturata, il che suggerisce un processo continuo di spreco di massa ).

La scogliera che crolla nella zona soprannominata Aswan. Il crollo della scogliera è stato innescato dalla creazione di una lunga frattura arcuata vicino alla scarpata ).

All'inizio della missione, nell'emisfero settentrionale della cometa sono stati osservati più di cento massi luminosi. Questi massi erano fino a dieci volte più luminosi della superficie media della cometa a lunghezze d'onda visibili e le loro proprietà spettrofotometriche erano coerenti con l'esposizione al ghiaccio d'acqua.


Tettonica - Mentre la maggior parte delle fratture osservate nei materiali consolidati di 67P formano reti poligonali che suggeriscono un processo omogeneo globale, alcuni sistemi di fratture mostrano un'impostazione unica che può essere indicativa di sollecitazioni interne che agiscono su tutto il corpo ma che portano a espressioni superficiali in zone particolari dove le sollecitazioni sarebbero concentrate . L'esempio più importante di questo processo è il sistema di frattura lungo più di 500 m nella regione del collo settentrionale. El-Maarry ha riferito che questo sistema di fratture si era prolungato di ∼30 m di lunghezza in un momento coerente con il periodo in cui il periodo orbitale della cometa diminuiva (ovvero aumentava la velocità di rotazione). Altri sistemi di fratture come quelli osservati nelle scogliere di Hathor, la frattura angolare osservata nella regione di Khepry e grandi fratture nell'emisfero meridionale vicino alla regione del collo e perpendicolari all'asse lungo della cometa potrebbero essere altre manifestazioni di processi tettonici o il risultato di collisioni esterne durante l'evoluzione orbitale passata di 67P.

Materiali Non Consolidati (NCM) - Come discusso in precedenza, i materiali non consolidati sono probabilmente i prodotti di agenti atmosferici più pesanti dei materiali consolidati che vengono inizialmente espulsi dalla superficie e quindi depositati prevalentemente nell'emisfero settentrionale. Formano due impostazioni distintive a seconda della topografia, che controlla lo spessore del deposito: depositi sottili (probabilmente fino a pochi metri di spessore) che coprono regioni topograficamente alte (con un elevato potenziale gravitazionale) formano i cosiddetti strati di polvere. Le aree a basso potenziale gravitazionale consentono agli NCM di accumularsi in depositi spessi formando "terreni lisci" (smooth terrain). Mentre gli NCM che formano entrambe le impostazioni dovrebbero avere la stessa composizione iniziale (rispetto al rapporto ghiaccio-polvere e concentrazione di sostanze organiche), è possibile che la loro impostazione e spessore possano influenzare il modo in cui si evolvono e il grado in cui sono colpiti dagli agenti atmosferici e dall'erosione.

Erosione da scarpata nella regione di Anubi. La scarpata mostrata si è ritirata di ca. 50 m in totale (freccia gialla)Viene mostrato un masso (freccia bianca), che potrebbe essere stato rimosso dalla sua posizione originale attraverso l'erosione, oppure maggiormente esposto ).

Evoluzione delle increspature ( A ) nella regione di Hapi (collo settentrionale) di 67P. Le modifiche alla superficie sotto forma di sviluppo di elementi circolari ( B ) - ( D ) sono iniziate all'inizio di aprile 2015 e sono proseguite attraverso il passaggio del perielio (nell'agosto 2015). Nuove increspature sviluppate nel dicembre 2015 ( E ), ( F ). Due massi prominenti (B1 e B2) sono contrassegnati per l'orientamento ).


( SOPRA - Accumoli di polveri come se portati dal vento , SOTTO rimozione di uno strato di polveri con esposizione di un masso di 3,9 m in altezza ).


LINK (EN) : https://link.springer.com/article/10.1007/s11214-019-0602-1 
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LE ORIGINI DI :
67P/Churyumov-Gerasimenko

L'evoluzione orbitale:
Gli astronomi ipotizzano che possa essere un oggetto del Disco Diffuso.
La cometa esplorata da Rosetta proviene da un luogo buio e freddo. Usando l'analisi statistica e il calcolo scientifico, gli astronomi della Western University in Canada hanno tracciato un percorso che molto probabilmente individua la casa natale della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko nella lontana regione oltre la Fascia di Kuiper , una vasta regione al di là di Nettuno che ospita asteroidi ghiacciati e comete.

In un lontano passato, l'orbita di 67P / Churyumov-Gerasimenko si estendeva ben oltre Nettuno oltre la fascia di Kuiper. Le interazioni con Nettuno e con il gigante gravitazionale Giove hanno modificato l'orbita della cometa nel tempo, trascinandola nel Sistema Solare interno. 
Credito: Western University, Canada ).

Secondo la nuova ricerca, questa cometa è relativamente nuova nelle parti interne del nostro sistema solare, essendo arrivata solo circa 10.000 anni fa. Prima di ciò, ha trascorso gli ultimi 4,5 miliardi di anni in congelata in una regione chiamata Disco Diffuso.

Nella giovinezza del Sistema Solare, gli asteroidi che si trovarono troppo vicino a Nettuno furono dispersi dall'incontro con il pianeta blu.
Le loro orbite portano ancora le testimonianze di quegli incontri di tanto tempo fa : sono spesso molto allungate (a forma di sigaro) e inclinate, volenti o nolenti dal piano dell'eclittica fino a 40°.
Poiché le loro orbite possono portarli a centinaia di distanze Terra-Sole nelle profondità dello spazio, gli oggetti del Disco Diffuso sono tra i luoghi più freddi del Sistema Solare con temperature superficiali inferiori ai 50° sopra lo zero assoluto.
I vari tipi di ghiacci che si sono uniti per formare la 67P alla sua nascita oggi sono poco cambiati, è roba primordiale.

Guarda come l'orbita della cometa di Rosetta si è evoluta dalla sua formazione ).
Il grande gruppo, delle comete della famiglia di Giove , deve la sua esistenza alla potente gravità del gigante pianeta Giove. Queste comete corrono intorno al Sole con periodi inferiori a 20 anni.
Si pensa che provengano da collisioni tra asteroidi rocciosi e ghiacciati nella Fascia di Kuiper.

I frammenti lanciati da queste collisioni sono perturbati da Nettuno in lunghe orbite eccentriche che li avvicinano a Giove, che li costringe con la sua gravità in orbite di breve periodo.

Mattia Galiazzo e l'esperto di sistemi solari Paul Wiegert , entrambi alla Western University, hanno dimostrato che in origine, la cometa 67P probabilmente trascorse milioni di anni nel Disco Diffuso, con un semiasse-maggiore della sua orbita di circa il doppio della distanza di Nettuno dal Sole.
Il fatto che ora sia una cometa della famiglia di Giove suggerisce una possibile collisione molto tempo fa seguita da interazioni gravitazionali con Nettuno e Giove prima di diventare finalmente un corpo interno del Sistema Solare che gira intorno al Sole ogni 6,45 anni.
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L'evoluzione della forma:
La missione Rosetta dell'ESA ha rivelato che lo stress geologico derivante dalla forma della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko è stato un processo chiave per scolpire la superficie e l'interno della cometa dopo la sua formazione.


Le piccole comete ghiacciate con due lobi distinti sembrano essere all'ordine del giorno nel Sistema Solare, con una possibile modalità di formazione una lenta collisione di due oggetti primordiali nelle prime fasi della formazione circa 4,5 miliardi di anni fa.
Un nuovo studio che utilizza i dati raccolti da Rosetta durante i suoi due anni presso la Cometa 67P, ha scoperto i meccanismi che hanno contribuito a modellare la cometa nel corso dei miliardi di anni seguenti.
I ricercatori hanno utilizzato la modellazione dello stress e le analisi tridimensionali delle immagini riprese dalla videocamera OSIRIS ad alta risoluzione di Rosetta per sondare la superficie e l'interno della cometa.


"Abbiamo trovato reti di faglie e fratture che penetrano nel sottosuolo per 500 metri e si estendono per centinaia di metri", afferma l'autore principale dello studio, Christophe Matonti dell'Università di Aix-Marsiglia, in Francia.
“Queste caratteristiche geologiche sono state create dallo sforzo di taglio, una forza meccanica spesso vista in gioco da terremoti o ghiacciai sulla Terra e su altri pianeti terrestri, quando due corpi o blocchi si spingono e si muovono l'uno nell'altro in direzioni diverse. Questo è estremamente eccitante: rivela molto sulla forma della cometa, sulla struttura interna e su come è cambiata e si è evoluta nel tempo. ”
Il modello sviluppato dai ricercatori ha riscontrato che lo stress da taglio raggiunge il picco al centro del "collo" della cometa, la parte più sottile della cometa che collega i due lobi.
"È come se il materiale in ogni emisfero si stacchi e si ristacchi, contorcendo la parte centrale, il collo, e assottigliandolo attraverso l'erosione meccanica risultante", spiega il co-autore Olivier Groussin, anche lui dell'Università di Aix-Marsiglia, in Francia.
"Pensiamo che questo effetto sia originariamente dovuto alla rotazione della cometa combinata con la sua forma asimmetrica iniziale''.
Si ritiene che si formò una coppia in cui il ''corpo'' e la "testa" si incontrano mentre questi elementi sporgenti si attorcigliano attorno al baricentro della cometa.


Le osservazioni suggeriscono che lo stress da taglio ha agito globalmente sulla cometa e, soprattutto, attorno al suo collo. Il fatto che le fratture possano propagarsi così profondamente nella 67P conferma anche che il materiale che compone l'interno della cometa è fragile, supportando con prove un dato che prima non era chiaro.

"Nessuna delle nostre osservazioni può essere spiegata da processi termici", aggiunge il coautore Nick Attree dell'Università di Stirling, nel Regno Unito. "Hanno senso solo quando consideriamo uno sforzo di taglio che agisce su tutta la cometa e specialmente attorno al collo, deformandosi e danneggiarlo e fratturarlo per miliardi di anni. "


La sublimazione, il processo di congelamento dei ghiacci in vapore e conseguente trascinamento della polvere di cometa nello spazio, è un altro processo ben noto che può influenzare l'aspetto di una cometa nel tempo. In particolare, quando una cometa passa più vicino al Sole, si riscalda e perde i suoi ghiacci più rapidamente - forse meglio visualizzata in alcuni degli scoppi drammatici catturati da Rosetta durante il suo periodo alla Cometa 67P.

Si pensa che le comete si siano formate nei primi giorni del Sistema Solare e sono immagazzinate in vaste nuvole ai suoi bordi esterni prima di iniziare il loro viaggio verso l'interno. Durante questa fase iniziale di "costruzione" del Sistema Solare, 67P avrebbe preso la sua forma iniziale.

Il nuovo studio indica che, anche a grandi distanze dal Sole, lo stress da taglio agirebbe poi su una scala temporale di miliardi di anni dopo la formazione, mentre l'erosione da sublimazione subentra su scale temporali più brevi di milioni di anni per continuare a modellare la struttura della cometa, specialmente nella regione del collo che era già indebolita dallo stress da taglio.

LINK :
Morfologia della cometa bilobata e struttura interna controllata dalla deformazione di taglio " di C. Matonti et al.
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Orbita:
Tipicamente, una cometa che raggiunga una particolare vicinanza con i giganti gassosi Giove o Saturno è destinata a subire una notevole variazione dell'orbita; è il caso della Churyumov-Gerasimenko, il cui perielio, pari a 4,0 UA nel 1840, si è ridotto a 3,0 e quindi a 1,28 UA a causa di due successivi incontri con Giove, il secondo dei quali avvenuto nel 1959.


Attualmente la cometa ha un perielio a 1,2432 UA dal Sole ed un afelio poco oltre l'orbita di Giove a 5.6829 UA, la sua eccentricità è di 0.64102 con un inclinazione orbitale di circa 7°, e ruota intorno al Sole in 6.44 anni.

Coda e chioma:
La sonda Rosetta che ha seguito la cometa nel suo viaggio verso il perielio, studiando i processi che conducono alla formazione ed evoluzione della coda e della chioma  ha osservato anche la formazione di un'onda d'urto tra i gas emessi dalla cometa ed il vento solare .

(Leggi QUI).

( Dettaglio della superficie ).

Faglie:
Esaminando attentamente le immagini ad altissima risoluzione di alcune faglie presenti sulla superficie, gli astronomi, sono giunti ad individuare due diversi processi della loro formazione.
Quelle più superficiali sono prodotte dall’escursione termica, mentre quelle più profonde, da decine, fino a centinaia, di metri , sono invece l’esito di sollecitazioni meccaniche. Segno, di una omogeneità del nucleo della cometa.
Sull’origine meccanica delle faglie più profonde sembrano esserci pochi dubbi, ma rimane incerta l’esatta dinamica del fenomeno, anche se nelle conclusioni dello studio gli astronomi puntano il dito verso la tensione fra “testa” e “corpo” della cometa.
Questi sforzi meccanici sono dovuti al fatto che il centro di gravità è diverso dal punto di contatto fra i due lobi, e ciò tende a piegare il nucleo. Queste fratture meccaniche, sono al lavoro da miliardi di anni, fin dalla formazione del nucleo per accostamento leggero fra i due lobi, e facilitano frane gravitative, che espongono il materiale più interno e primitivo che è quindi più incline a sublimare, prima grazie ai supervolatili quando 67P era un centauro (orbitante oltre Giove), e successivamente grazie all’acqua quando infine 67P è caduta entro l’orbita di Giove dove attualmente si trova.

( In foto le faglie presenti sul ''collo'' della cometa 67P ).

Churymoon:
In queste immagini, raccolte un paio di mesi dopo l'approccio più vicino della cometa al Sole lungo la sua orbita, o  perielio , raffigurano il nucleo della cometa con un compagno insolito: un pezzo di detriti orbitanti (cerchiati). A quel tempo, l'astronave era a oltre 400 km dal centro della cometa.


Il grosso pezzo in questa vista è stato individuato dall'astrofotografo   spagnolo Jacint Roger , che ha estratto l'archivio Rosetta, elaborato alcuni dati e pubblicato le immagini finite su Twitter come GIF animate.
Gli scienziati dell'ESA e del gruppo di strumenti OSIRIS stanno ora esaminando questo grande pezzo di detriti cometari in modo più dettagliato. Soprannominato un "Churymoon" dalla ricercatrice Julia Marín-Yaseli de la Parra, il pezzo sembra avere dimensioni di poco meno di 4 m di diametro.

La modellazione delle immagini di Rosetta indica che questo oggetto ha trascorso le prime 12 ore dopo la sua espulsione in un percorso orbitale intorno a 67P ad una distanza compresa tra 2,4 e 3,9 km dal centro della cometa.
Successivamente, il pezzo attraversò una parte della chioma, che appare molto luminosa nelle immagini, rendendo difficile seguire esattamente il suo percorso, tuttavia, successive osservazioni sul lato opposto della chioma confermano un rilevamento coerente con l'orbita del blocco, fornendo un'indicazione del suo movimento attorno alla cometa fino al 23 ottobre 2015.
Gli scienziati hanno studiato e rintracciato i detriti attorno al 67P  dall'arrivo di Rosetta nel 2014. L'oggetto raffigurato in questa sequenza è probabilmente il pezzo più grande rilevato intorno alla cometa.
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SCHEDA ESA IN INGLESE:
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9P/Tempel 1

Il 4 luglio 2005, un giorno prima del perielio, alle 05:52 UTC la sonda Deep Impact della NASA ha colpito la cometa Tempel 1 con un proiettile impattatore.

(vedi foto a lato).

Osservazioni dalla Terra e con i telescopi spaziali hanno mostrato un aumento di alcune magnitudini dopo l'impatto.
Il cratere che si è formato ha un diametro che raggiunge i 200 metri ed una profondità di 30-50 metri.

( Vedi sotto ).

Lo spettrometro del telescopio ha rilevato particelle di polvere più fini di un capello umano ed ha scoperto la presenza di silicati, carbonati, smectite, solfuri metallici (come la pirite), carbonio amorfo e idrocarburi policiclici aromatici.



La Tempel 1 è stata nuovamente visitata il 14 febbraio 2011 dalla sonda Stardust nell'ambito della missione Stardust-NExT. L'estensione della missione è stata approvata nell'intenzione di osservare in modo migliore il cratere creato dalla Deep Impact. ( vedi sopra e sotto ).
La Tempel 1 è stata la prima cometa ad essere visitata due volte da una sonda spaziale.

(sopra in foto la 9/P Tempel, sotto il centro a sinistra si nota la zona dell'esplosione).

Dati fisici:
La Tempel 1 non è una cometa luminosa; finora non ha mai superato l'undicesima magnitudine, ben lontano dal limite di visibilità ad occhio nudo. In base a misure ottenute in luce visibile con il telescopio spaziale Hubble e nell'infrarosso con il Telescopio spaziale Spitzer, si è calcolato che le sue dimensioni siano di 14x4 km. Combinando queste osservazioni si è ottenuto un'albedo del 4% e un periodo di rotazione di circa due giorni.
Le osservazioni ravvicinate delle due sonde hanno dato una dimensione di 7,6 x 4,9 km, con un periodo di rotazione sul proprio asse di 40,7h.

( Nello schema le analisi delle pendenze gravitazionali e l'analisi statistica della sua densità ).

( Animazione impatto ).

Orbita:

L'orbita della Tempel1 ha un semiasse maggiore dell'orbita di 3,145 UA e spazia da un perielio di 1,542 UA, fino ad un afelio di 4,748 UA, quindi è classificabile come cometa Gioviana.
La sua eccentricità orbitale è di 0,5096, e la sua inclinazione corrisponde a 10,474° rispetto all'eclittica.
Percorre la sua orbita con un periodo di rivoluzione pari a 5,58 anni (2.038 giorni).
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19P/BORRELLY

La cometa Borrelly, formalmente 19P/Borrelly, è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia delle comete gioviane.

Scoperta:
Fu scoperta da Alphonse Louis Nicolas Borrelly durante una normale ricerca di comete a Marsiglia, il 28 dicembre 1904.

Esplorazione:
È stata analizzata da vicino dalla sonda Deep Space 1.
Il 21 dicembre 2001 la sonda Deep Space 1, lanciata per testare nuove tecnologie spaziali, effettuò un Sorvolo ravvicinato (fly-by) della cometa Borrelly, passando entro 2171 km dalla cometa e ad una distanza di 1,36 UA dal Sole. Il sorvolo della cometa fu programmato nell'estensione della missione e rappresentò un bonus inaspettato. A dispetto del guasto al sistema di orientamento, Deep Space 1 riuscì a rimandare a terra ciò che all'epoca furono considerate le migliori immagini e dati scientifici riguardanti una cometa. Inoltre, durante l'incontro furono programmate osservazioni della cometa dalla Terra per mezzo del Telescopio spaziale Hubble e di altri strumenti osservativi, anche radar.
A differenza delle altre comete e secondo i dati inviati dalla sonda, la superficie sarebbe secca e priva di ghiaccio.


Attività cometaria:
Una tipicità della cometa Borrelly è l'asimmetria della sua coda, riportata nelle osservazioni storiche e riscontrata anche durante il sorvolo della sonda Deep Space 1.
Al momento dell'incontro (otto giorni dopo il passaggio al perielio), dal nucleo fuoriusciva un potente getto in direzione del Sole, perpendicolarmente all'asse di rotazione. Il getto principale era accompagnato da due getti più deboli, uno nell'emisfero della cometa in direzione del Sole e l'altro in direzione della coda.
Riportiamo le misurazioni dello spettrometro di massa ionica in situ dalla chioma della cometa 19P/Borrelly, ottenute durante il sorvolo della navicella spaziale Deep Space 1 il 22 settembre 2001. Gli ioni cometari sono stati rilevati a distanze da ∼5,5 × 10E5 km a 2200 km dal nucleo della cometa. Gli ioni pesanti predominanti osservati durante l'intervallo di sette minuti circa l'approccio più vicino a Borrelly includevano OH+ (al 57% della densità ionica totale del gruppo idrico), H2O+ (al 29%), O+ (al 13%), CH3+ (al 5%) e CH2+ (al 4%).
Di particolare nota è la piccola quantità di H3O+ (<9%), poiché questo era lo ione molecolare più abbondante osservato all'approccio più vicino alla cometa di Halley. Questa differenza è dovuta alla differenza nei tassi di produzione di acqua tra le due comete.


Tabella 1. Composizione degli ioni dalla chioma della cometa Borrelly
Massa atomicaSpecie di ioniAbbondanza
12+0,019±0,005  
13CH +<0,023
14+<0,046
CH +0,0360,010
15CH +0,0520,020
16+0.1310,041
17OH +0,5660,087
182 O +0.2930.111
193 O +0,0100.078

LINK : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2002GL016840 


Dati fisici:
Le osservazioni ravvicinate rivelarono un nucleo di 8x4x4 km, attivo.
Le variazioni topografiche e fotometriche (vedi sotto), misurate hanno permesso di stimare un periodo di rotazione di circa 25 ore.

 ( Mappa altimetrica ).

( Mappa dell'albedo ).

Parametri orbitali:
La cometa ha effettuato diversi passaggi moderatamente ravvicinati con Giove che ne hanno perturbato l'orbita nel corso dei secoli. L'ultimo incontro, previsto per il 14 maggio 2019, è avvenuto ad una distanza di 0,44 UA e ha causato una riduzione della distanza perielica e una riduzione del periodo orbitale. Si prevede che il nuovo valore della distanza al perielio sarà compreso tra le 1,35 e le 1,31 UA, mentre il nuovo valore del periodo orbitale tra i 6,83 ed i 6,57 anni.

Caratteristiche orbitali 
Epoca 2015
Afelio5,854 UA
Perielio1,3489497 UA
semiasse-maggiore3,6013319 UA
Eccentricità0,6254303
Periodo orbitale6,83 anni
Anomalia media358.29847°
Inclinazione30,36809°
Longitudine del nodo ascendente74.24751°
Argomento del perielio351.91409°

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81P/WILD

Classificazione e scoperta:
81P/Wild, o cometa Wild 2 (pronuncia ''VILT''), è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia cometaria di Giove.

È stata scoperta il 6 gennaio 1978 dall'astronomo svizzero Paul Wild, con un Telescopio Schmidt da 40 cm, a Zimmerwald, presso l'istituto astronomico di Berna, Svizzera.

La missione Stardust:
La cometa è stata obiettivo della missione spaziale Stardust della NASA.
La NASA ha lanciato la sonda Stardust il 7 febbraio 1999.


La sonda ha eseguito un incontro ravvicinato della cometa il 2 gennaio 2004 ed ha raccolto dei campioni del materiale emesso dalla chioma cometaria, che sono stati riportati a Terra insieme alla polvere interstellare raccolta durante il viaggio.


Durante la missione sono state raccolte settantadue immagini ravvicinate del nucleo cometario. Esse rivelano una superficie crivellata da depressioni dal fondo piatto, con pareti a strapiombo ed altre caratteristiche dalle dimensioni comprese dal molto piccolo ai 2 km. Si ritiene che tali caratteristiche siano crateri da impatti o aperture di sfogo dei gas. Durante il sorvolo ravvicinato della sonda Stardust, erano attive almeno dieci aperture di sfogo.
Il contenitore del materiale cometario raccolto è giunto a Terra in ottime condizioni il 15 gennaio 2006, atterrando nello Utah. Un gruppo di ricercatori della NASA ha analizzato le celle di raccolta del materiale ed ha rimosso ogni grano di materiale cometario o di polvere interstellare. Tale materiale è stato quindi inviato a 150 ricercatori in tutto il mondo.

La missione STARDUST - in verde la 81P/wild2 , in celeste l'asteroide Annefrank , in blu la Terra , in arancione la 9P/Tempel , in viola la sonda ).


Osservazione:

Composizione:
Fino ad ora nella polvere riportata a Terra dalla sonda sono stati individuati numerosi composti organici, due dei quali contenenti azoto utilizzabile biologicamente, ed idrocarburi alifatici in catene più lunghe rispetto a quelle normalmente osservate nel mezzo interstellare.
Non sono stati osservati silicati idrati, né carbonati, e ciò suggeriva che la polvere della cometa Wild2 non ha subito alterazione per mezzo di acqua liquida, ma nell'aprile 2011, alcuni scienziati dell'Università dell'Arizona hanno scoperto prove della presenza di acqua liquida. Hanno trovato minerali solfuri di ferro e rame che devono essersi formati in presenza di acqua. La scoperta è in conflitto con il paradigma esistente che le comete non si riscaldano mai abbastanza da sciogliere la loro massa ghiacciata. O le collisioni o il riscaldamento radiogenico potrebbero aver fornito la fonte di energia necessaria.
Sono state trovate poche particelle di carbonio puro, mentre il quantitativo di silicati cristallini è sostanziale: olivina, anortite e diopside, tutti materiali che si formano ad alta temperatura. Questa misura è in accordo con precedenti osservazioni di silicati cristallini sia nella coda di alcune comete, sia nei dischi circumstellari, a grande distanza dalla stella.
I risultati di uno studio riportato nel numero del 19 settembre 2008 della rivista Science hanno rivelato la presenza di un isotopo di ossigeno nella polvere che suggerisce un'inaspettata mescolanza di materiale roccioso tra il centro e i bordi del Sistema Solare. Nonostante la nascita della cometa nelle zone ghiacciate dello spazio esterno oltre Plutone, piccoli cristalli raccolti dalla sua aureola sembrano essere stati forgiati nell'interno più caldo, molto più vicino al Sole.

Le possibili spiegazioni del perché materiale che si forma solo ad alta temperatura si trovi ad una grande distanza dal Sole sono state raccolte prima della missione Stardust da van Boekel et al :

«Sia nel Sistema solare che nei dischi circumstellari sono stati individuati silicati cristallini a grande distanza dalla stella. L'origine di tali silicati è oggetto di discussione. Sebbene nelle calde regioni interne del disco, i silicati possano essere prodotti direttamente da condensazione dalla fase gassosa o tramite successivo riscaldamento termico [di un silicato amorfo], le temperature tipiche di un grano nelle regioni del disco esterno (2-20 UA) sono molto al di sotto della temperatura di transizione vetrosa dei silicati di approssimativamente 1.000 K. I cristalli potrebbero essere stati trasportati in queste regioni da dei meccanismi interni al disco oppure per l'azione del vento stellare. Una fonte alternativa di silicati nelle regioni esterne è la produzione in situ attraverso il riscaldamento termico, generato ad esempio da onde d'urto o fulmini. Una terza possibile fonte di silicati cristallini potrebbe essere la distruzione a seguito di una collisione di un corpo massiccio in cui hanno avuto luogo processi secondari. Possiamo usare la mineralogia delle polveri per derivare informazioni sulla natura dei processi primari e/o secondari subiti dalla popolazione di grani [oggetto di studio]»

Analisi spettrali:


Quantità di emissioni di H2O ).

Dati fisici:
Dimensioni: (5,5 km × 4,0 km × 3,3 km) +/- 0.05 km. 
Densità: 0,6 kg/dm3 .
Massa: 2,3 x 10E13 kg.
Le immagini spettacolari, scattate durante il flyby di 81P/Wild 2 dalla NASA, sono state utilizzate per determinare che la forma della cometa, il nucleo può essere modellato ragionevolmente come un'ellisse triassiale avente raggi 1,65x2,00x2,75 km ± 0,05 km.
L'asse più corto, considerato l'asse di rotazione, ha un'ascensione retta di 110° ed una declinazione di -13° .
L'asse più lungo, è stato usato per definire la longitudine zero, ed ha un argomento di un angolo di meridiano primo di 155°. Tutti gli angoli usano le definizioni IAU, sono relativi all'equatore medio e  all'equinozio di primavera J2000 e hanno incertezze di ± 3° .
L'asse di rotazione era puntato a 65° rispetto al sole durante l'incontro di Stardust con 81P/Wild 2, creando un'area entro 25° dall'asse di rotazione al polo nord esposto alla luce solare continua e quindi fonte di alcuni importanti getti.
LINK : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/pdf/10.1029/2004JE002316 


Evoluzione dei parametri orbitali:
Da studi condotti da Marsden (1978) e Nakano (1979) è emerso che nel 1974 la cometa è transitata a sole 0,2 UA da Giove.
L'azione gravitazionale esercitata dal pianeta ha modificato l'orbita della cometa indirizzandola verso il sistema solare interno.
Il suo periodo orbitale è cambiato da circa 43 anni circa a 6,17 anni, mentre la distanza perielica è diminuita da 4,9 UA agli attuali 1,59 UA.

La migrazione verso l'interno di 81P
Anno
epoca )

semiasse-maggiore (UA)
Perielio
(UA)
Afelio
(UA)
1965134,95 21 
1978 3.361.495.24


Parametri orbitali
(all'epoca 2456400,5
18 aprile 2013)
Semiasse maggiore3,4500223 UA
Perielio1,5959973 UA
Afelio5,304 UA
Periodo orbitale6,41 anni
Inclinazione orbitale3,238°
Eccentricità0,5373951
Parametro di Tisserand (TJ)2,879 (calcolato)
Ultimo perielio20 luglio 2016
Prossimo perielio15 dicembre 2022
Grafico dell'orbita - JPL ).

L'intersezione dell'orbita della cometa al suo perielio , quindi in massiva attività , con il percorso di Marte per parecchi mesi a cavallo del suo afelio può provocare intense ''piogge'' meteoriche per tutto questo periodo, è molto alto anche il rischio di possibili incontri ravvicinati tra il pianeta e la cometa che orbita pericolosamente anche con Giove, quindi riteniamo la sua orbita instabile nel lungo periodo.
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Altri importanti comete
non esplorate:
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2P/Encke

Scoperta:
La cometa P/2Encke fu scoperta da Machain nel gennaio del 1786, ma non porta il nome del suo scopritore, bensì quello di colui che ne calcolò l'orbita, Encke appunto, perché così si usava a quei tempi.

Orbita:
È una cometa con un periodo tra i più corti, ritorna ogni 3,3 anni, ed è di conseguenza tra le più studiate. L'orbita con un perielio di (0,3367202 UA), è alquanto ellittica (0,8479982), tanto da portarla verso i pianeti esterni, ma nel punto più lontano dal Sole (afelio 4,094 UA) si viene a trovare comunque ad una certa distanza di sicurezza da Giove, tale da non subire perturbazioni gravitazionali da parte di quest'ultimo.
La sua radianza specifica, cioè l'energia che riceve dal sole varia moltissimo, dai 12.000 W/m2 del perielio, ad appena gli 81 W/m2 dell'afelio.


Dati fisici:
La vicinanza e il tipo di orbita permette, con gli adeguati strumenti, di seguire la cometa per tutto l'anno, ad eccezione di quando si trova prospetticamente troppo vicina al Sole.
È stato calcolato che il suo nucleo di 4,8 km, ruota in circa 15 ore.
La distanza minima dalla Terra è stata raggiunta nel 1997 quando è passata a 0,26 UA.

( SOPRA - Nel grafico, la curva di luce della cometa di Encke ).

Grafico dell'orbita ).

Foto di Paolo Bacci ).

Foto GAMP ).

( Un fatto assai curioso avvenne il 20 aprile del 2007 , quando la cometa perse la sua coda ).
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C/2019 Y4 ATLAS

C / 2019 Y4 (ATLAS) è una cometa quasi parabolica che giunge dalle parti esterne del sistema solare.

( Nel post facciamo anche una cronistoria delle previsioni dalla sua scoperta, pensavamo potesse diventare una grande cometa, ma alla fine si è disgregata perdendo luminosità ).


Scoperta:
La cometa è stata scoperta dal sondaggio ATLAS (Asteroid Terrestrial-Impact Alert System) il 28 dicembre 2019, alle Hawaii , che l'ha resa l'ultima scoperta della cometa di quell'anno.


Situazione a marzo 2020:
In data, 21 marzo 2020, era vicina al limite della visibilità ad occhio nudo da luoghi molto bui.
Si è poi illuminata a una velocità di 0,25 magnitudini al giorno e si prevedeva che la magnitudine apparente della cometa possa raggiungere un picco tra le magnitudini da +1 a –10 al perielio , che sarebbe paragonabile alla luminosità della cometa Ikeya–Seki .
Si prevedeva che la cometa ATLAS potesse raggiungere -8,2 magnitudini nel punto più vicino alla Terra e -11,7 sul suo perielio.
Si stima che la chioma si estendeva fino a 300.000 km, più del doppio del diametro di Giove.
Alla data di meta marzo 2020, era nelle immediate vicinanze dell'orbita di Marte e si avvicina al Sole.
In quel momento, ATLAS brillava come una stella di ottava magnitudine e poteva essere osservata attraverso telescopi di medie dimensioni.

Situazione ad aprile 2020:
Le ultime osservazioni (ATel #13662) hanno però evidenziato che il nucleo della cometa pare essersi frammentato in più pezzi (nelle immagini appare elongato) con un conseguente calo di luminosità.
Non è strano che il nucleo si spezzi: le comete sono oggetti dinamici che emettono polveri e gas, le cui condizioni possono cambiare portando a repentine variazioni di luminosità. L’avvicinamento al Sole causa una notevole sublimazione dei loro ghiacci (chioma) e una cospicua emissione di polveri (coda), accompagnate in questo caso anche dalla frammentazione del nucleo in più parti.
Secondo le previsioni aggiornate con i dati delle nuove osservazioni, se il processo di frammentazione del nucleo non la sgretolerà completamente, la cometa supererà la soglia della visibilità a occhio nudo solo nella seconda metà del mese di maggio, quando però sarà difficile da osservare perché molto vicina al Sole.


Quello che è certo è che l’ascesa di luminosità della Atlas si è bruscamente interrotta alla distanza eliocentrica di circa 1,8 UA (vedi sopra), quando la cometa era a 169 milioni di km dalla Terra, e ora i modelli matematici di previsione della luminosità cometaria danno valori molto più bassi di quanto non fossero in precedenza.

Colore e spettro:
Il colore verde della chioma della Atlas e l’assenza del giallo (ossia della componente continua), ci dice che la cometa Atlas sta emettendo molto gas nello spazio ma poca polvere, fino a che poi non si è distrutta frammentandosi in molti pezzi.

Come tutte le comete, Y4 ATLAS rilascia una coda verde mentre il gas di carbonio e cianuro all'interno della cometa viene ionizzato mentre si avvicina al Sole ).

Posizione:

Per la cometa C/2019 Y4 ATLAS si prevedeva che dovesse superare il limite della visibilità a occhio nudo fra il 5 e il 7 maggio 2020, e raggiungere tale picco di luminosità il 31 maggio (passaggio al perielio), infine tornare a essere inosservabile ad occhio nudo fra il 18 e il 20 giugno 2020. 
Ma il processo di frammentazione ha vanificato ogni più rosea previsione.


LINK : https://theskylive.com/c2019y4-info 

Previsioni:
Karl Battams del Naval Research Lab di Washington DC ha detto:
La cometa ATLAS continua ad essere molto più luminosa del previsto. Alcune previsioni per la sua massima luminosità ora rasentano l'assurdo. Se ha un grande nucleo con grandi blocchi di gas congelato, allora sì; Potremmo ottenere una cometa molto luminosa. 
In questo momento la La cometa sta rilasciando enormi quantità di suoi volatili o gas congelati. Ecco perché si sta schiarendo così velocemente, altrimenti la cometa ATLAS potrebbe esaurire il gas, sgretolarsi e sbiadirsi mentre si avvicina al Sole. Le attuali migliori stime della luminosità di picco della cometa a maggio vanno da magnitudine +1 a -5 '' .
Battams non è ottimista, tuttavia, ha aggiunto;
'' La mia intuizione personale è che la cometa ATLAS si stia esaurendo, e non sarei sorpreso di vederla svanire rapidamente e forse anche disintegrarsi prima di raggiungere il Sole. 
ATLAS è un po 'un jolly e c'è uno spettro di possibilità quando si avvicina al sole. Ad un estremo, potrebbe semplicemente sgretolarsi nelle prossime settimane e ad un altro estremo potrebbe illuminarsi tremendamente. 
Ha una distanza del perielio insolitamente piccola all'interno dell'orbita di Mercurio, il che fa ben sperare per far fuoriuscire furiosamente quei gas congelati. Se può sopravvivere all'altoforno del riscaldamento solare, potrebbe fare un bello spettacolo. 
Tuttavia, nessuno si aspettava che lo spettacolo iniziasse più di due mesi prima del suo perielio. 
La cometa ATLAS si sta già riscaldando. 
Lo sfogo è possibile nelle prossime settimane poiché le nuove vene di materiale volatile vengono esposte intensificando la luce solare. Il database mondiale di osservazione delle comete mostra che salta da magnitudo +17 all'inizio di febbraio a +8 a metà marzo, 4000 volte più luminoso dalla sua scoperta. A questo ritmo potrebbe diventare visibile ad occhio nudo all'inizio di aprile. Se non svanisse via prima, potrebbe diventare una delle comete più luminose degli anni. Tuttavia, il destino della cometa non è ancora chiaro '' .


Jonathan Shanklin, direttore della sezione cometa BAA della British Astronomical Association, ha riferito che:
L'attuale cometa, C/2019 Y4, si è illuminata abbastanza rapidamente a metà febbraio e dall'11 marzo non vi è alcun segno di rallentamento del tasso di schiarimento. È già visibile in un grande binocolo. L'incertezza della luminosità al momento del perielio è grande, nel caso peggiore indicato è la 2° magnitudine, rimarrà ben posizionata per l'osservazione dall'europa a maggio e potrebbe diventare un oggetto di spicco.

In grafica la previsione minima ).

Carl Hergenrother, un assiduo osservatore di comete con sede in Arizona, ha detto:
Dovremmo aspettarci che il tasso di aumento rallenti. Fino a un paio di settimane fa, si stava illuminando a un ritmo sorprendente. Lo schiarimento ha rallentato un po ', ma è ancora impossibile mantenerlo. È qui che diventa difficile prevedere quanto sarà luminoso. Se ATLAS continuasse a illuminarsi con questo ritmo fino al suo approccio più vicino al sole alla fine di maggio, finirebbe per rivaleggiare con il pianeta Venere in luminosità. In questo momento, nessuno è in grado di prevedere per quanto tempo continuerà a schiarirsi rapidamente e quanto drammaticamente tale schiarimento rallenterà.


( In grafica la previsione massima ).

PREVISIONE del 31/03/20:

Secondo la previsione del 10 aprile 2020 , la cometa non sarà visibile ad occhio nudo, quindi si sono avverate le stime peggiori che ipotizzavano un disgregamento del nucleo dovuto alle intense emissioni viste in precedenza, adesso attenderemo il passaggio al perielio che la potrebbe disgregare del tutto.

20/04/2020 : Hubble conferma la frammentazione del nucleo in vari pezzi, almeno 4 quelli più grandi, ed altri più piccoli. (vedi sotto).

Foto HUBBLE ).

Origine:
La cometa ha un'orbita simile alla Grande Cometa del 1844 , portando alla speculazione che C/2019 Y4 sia un frammento dello stesso corpo che frantumandosi generò la Cometa del 1844.
Il nucleo è già stato cotto dal sole nel suo precedente incontro circa 5000 anni fa, quando presumibilmente una cometa molto più grande si spezzò in almeno 2 pezzi, che in seguito tornarono come grande cometa C/1844 Y1 ( nota anche come la cometa di Wilmot ), e la odierna cometa C/2019 Y4.


Parametri orbitali:
Su un'orbita stimata con un periodo di rivoluzione di 5.520 anni, la cometa ATLAS ha visitato per l'ultima volta il sistema solare interno alla fine del 4° millennio a.C., e successivamente abbellirà i nostri cieli alla fine del 76° secolo d.C. L'orbita della cometa è inclinata di 45 gradi rispetto al piano dell'eclittica, ed è appena passato l'opposizione il 17 febbraio.
la cometa ATLAS sarà alla minima distanza dalla Terra il 23 maggio 2020 a una distanza di  116.855.706 Km , e raggiungerà il perielio il 31 maggio 2020 a una distanza di soli 37.848.261 Km dal Sole.

Dati JPL
Afelio624.40 UA
Perielio0,2529608 UA
semiasse-maggiore310.671471 UA
Eccentricità0.99871621
Periodo orbitale5519,69 anni
Inclinazione45,382 °
Longitudine del
Nodo Ascendente
120.57 °
Argomento del
perielio
177.40 °


Giove-0,455
Earth MOID0.631051 UA

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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29P/Schwassmann-Wachmann 1

( Questa immagine (in copertina), è stata ottenuta dal telescopio spaziale Spitzer, che è un telescopio a infrarossi lanciato nell'agosto del 2003. L'immagine è stata ottenuta nella gamma di 24 micron dal fotometro a immagini a banda multipla. "Mostra l'emissione di infrarossi termici dal coma polveroso e dalla coda della cometa". L'immagine misura 24,3 minuti di arco e 15,9 minuti di arco . Gli osservatori erano Dale Cruikshank, Principal Investigator (NASA Ames Research Center), John Stansberry, Principal Investigator (Università dell'Arizona), William Reach (SSC / Caltech), Yanga Fernandez (Università delle Hawaii), Michael Werner (JPL / Caltech), George Rieke (Università dell'Arizona), Vikki Meadows (JPL & SSC / Caltech).
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Scoperta e dati fisici:
Arnold Schwassmann e Arno Arthur Wachmann (Osservatorio di Amburgo, Bergedorf, Germania) hanno scoperto questa cometa su fotografie esposte il 15 novembre 1927, con una luminosità vicino alla magnitudine +13.5, la cometa iniziò a svanire molto rapidamente nei giorni seguenti, con stime di +15mag. il 28 novembre,  e +16mag. già il 1° dicembre. 
     Nel 1931 le immagini di pre-scoperta furono trovate da Karl Reinmuth su lastre fotografiche esposte il 4 marzo 1902. La cometa era allora vicina alla magnitudine +12.
Per le sue dimensione si ipotizza un diametro di circa 30,8 km.
Si ritiene che la cometa sia un centauro.

In evidenza storica:
  • Attività: La cometa è unica in quanto sperimenta uno o più scoppi di luminosità quasi ogni anno. La normale luminosità della cometa è vicina alla magnitudine visuale +17 al perielio e +19 all'afelio, ma queste esplosioni possono portarlo a raggiungere mag. +13. In rare occasioni ha persino raggiunto la magnitudine +10.
  • Orbita: L'orbita della cometa è quasi circolare e si trova appena fuori dall'orbita di Giove. Si è stabilizzato dalla sua scoperta, con l'eccentricità iniziale di 0.15 e l'attuale 0.04. Nello stesso periodo il periodo orbitale è diminuito da circa 16,0 anni a circa 14,9 anni, odierni. Attualmente ha un semiasse maggiore di 5,9118162 UA, con un orbita che spazia da un perielio di 5,7080983 UA, fino ad un afelio di 6,116 UA, e che percorre in 14,37 anni, con un'eccentricità molto bassa di 0,0344595 ed un inclinazione di 9,30703° rispetto all'eclittica, questi valori cambieranno dopo l'incontro ravvicinato con Giove del 11 ottobre 2037.

  • Grafico dell'orbita del JPL ).

  • Osservazione: La cometa è stata al perielio il 26 ottobre 1989 (5.7718 AU), quando subì uno sfogo di luminosità più forte del normale durante il 1996 nel febbraio, ci fu un momento in cui raggiunse la magnitudine +11,5. Gli osservatori hanno continuato a fornire stime di magnitudo da +11 a +12 in aprile, ma la cometa ha finalmente iniziato a sbiadirsi durante l'ultima parte di quel mese. La luminosità "normale" della cometa per questa parte della sua orbita è attorno ai +19. E' arrivata al perielio il 7 marzo 2019 e sarà all'opposizione il 9 ottobre 2019.
  • Approcci ravvicinati ai pianeti: la cometa ha sperimentato due approcci minori a Giove durante il XX secolo. Ci sarà un approccio a Giove durante il 21 ° secolo. (Dal lavoro orbitale di Kazuo Kinoshita)

    • 1,95 UA da Giove l'11 luglio 1930.
      • aumento della distanza del perielio da 5,47 UA a 5,52 UA.
      • diminuzione del periodo orbitale da 16,44 a 16,14 anni.
    • 1,00 UA da Giove l'8 maggio 1974.
      • aumento della distanza del perielio da 5,45 UA a 5,77 UA.
      • diminuzione del periodo orbitale da 14,96 a 14,85 anni.
    • 0,90 UA da Giove l'11 ottobre 2037.
      • aumento della distanza del perielio da 5.71 UA a 5.87 UA.
      • aumento del periodo orbitale da 14,37 a 15,87 anni.
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    Immagini aggiuntive

    Copyright © 1996 di Toru Yusa (Kogota, Giappone)
    Questa immagine è stata scattata il 28 marzo 1996, utilizzando un Meade LX200 Schmidt-Cassegrain da 0.20 m3 / 5.9 e una camera CCD SBIG ST-6.

    Copyright © 1997 di Herman Mikuz (Osservatorio Crni Vrh, Slovenia)
    Questa serie di immagini è stata ottenuta all'inizio del 1996 utilizzando un telescopio SC e un CCD da 36 cm, f / 6.8. Ogni immagine era un'esposizione di 300 secondi. Le immagini di sinistra e centro, ottenute rispettivamente il 18 gennaio e il 24 febbraio, mostrano uno sfogo in corso. L'immagine della mano destra è stata ottenuta il 10 marzo e mostra la deflagrazione dello sfogo.

    Copyright © 1997 di Akimasa Nakamura (Kuma Kogen Astronomical Observatory, Giappone)
    Queste tre immagini furono scattate da A. Nakamura durante un'esplosione nell'aprile del 1997. L'immagine del 12 aprile mostra l'esplosione in corso. Quello del 28 aprile mostra la cometa vicino alla massima luminosità. L'immagine del 9 maggio mostra lo sfogo dell'esplosione. Le immagini sono state ottenute con un telescopio Ritchey-Chretien da 0,60 mf / 6 e una camera CCD.

    Copyright © 2003 di Gerald Rhemann e Michael Jäger (Austria)
    Questa immagine è stata ottenuta da G. Rhemann e M. Jäger nel Luglio 2003. Mostra la cometa che subisce uno dei suoi scoppi di luminosità abbastanza frequenti. È interessante notare che l'immagine mostra anche una coda, che è una caratteristica vista raramente per questa cometa. Rhemann e Jäger hanno stimato la magnitudine della cometa di +12 e il diametro della coma di 4 minuti d'arco . La coda si estende per 12 minuti d'arco verso PA 215°. L'immagine è stata ottenuta con un riflettore da 14 pollici e una camera CCD Starlight SXV-H9. Sono state combinate tre esposizioni di 210 secondi.

    Copyright © 2003 di R. Ligustri (Talmassons, Italia)
    Questa immagine è stata ottenuta nel settembre 2003 con il riflettore 350/1750 e una camera CCD SBIG ST9E. Dieci esposizioni di 240 secondi sono state combinate. L'immagine copre un campo che misura 16 'per 16'. Il nord è verso l'alto, mentre est è a sinistra.

    Copyright © 2004 di Gianluca Masi e Franco Mallia (Italia)
    Questa immagine è stata ottenuta il 23 giugno 2004 con il telescopio SoTIe da 14 pollici (Las Campanas, Cile). Hanno sovrapposto tre immagini da 60 secondi, che hanno rivelato un coma da 50 "e un getto che si estende per 20" verso PA 45 °. Il campo visivo è 6.5 'per 6.5'.

    ( Cometa 29P dopo lo sfogo, questa è una sovrapposizione di 20 immagini centrate sul movimento della cometa, fotogrammi presi con un telescopio F10 + CCD da 0,40m all'Osservatorio La Cañada (MPC-J87) 04-Oct-2008 02:24 UT le immagini sovrapposte sono state filtrate per migliorare i dettagli, a sinistra un processo radiale con delta = -1 px per mostrare meglio i gusci di gas e polvere in espansione, a destra un gradiente di rotazione con alfa = 15 gradi che mostra vari getti ).
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    INTEGRATO ED AMPLIATO by Giovanni Donati - INSA.
    Leggi anche dal blog di ALBINO CARBOGNANI:
    https://asteroidiedintorni.blog/2018/06/18/29p-schwassmann-wachmann-una-cometa-esplosiva/
    Dal GAMP : QUI
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    21P/Giacobini-Zinner

    Dall'osservatorio della Montagna Pistoiese è stata ripresa la cometa 21P Giacobini-Zinner, appartenete alla famiglia delle comete Gioviane.
    Scoperta il 20 dicembre del 1900. La particolarità della sua orbita fa si che la cometa venga influenzata dalla forza gravitazionale di Giove, difatti l'afelio è in prossimità dell'orbita del pianeta gigante ed il periodo orbitale è circa la metà di quello gioviano. Ciò implica che ci siano incontri ravvicinati tra la cometa ed il gigante gassoso ogni due orbite circa. Durante questi incontri, Giove perturba l'orbita della cometa, variando, solitamente, la distanza perielica. Un episodio del genere è avvenuto nel 1898, quando, a seguito di un incontro ravvicinato dei due corpi, si è verificata una riduzione della distanza perielica da 1,22 UA a 0,93 UA. Variazioni nella distanza dal Sole comportano variazioni nella quantità di energia trasmessa per irraggiamento dal Sole al nucleo cometario e, conseguentemente, nella quantità di massa eiettata per orbita.

    (a lato, l'immagine ottenuta ed elaborata da mauro facchini dell'osservatorio di Cavezzo, mentre attraversa la Via Lattea).

    La cometa è stata oggetto di studio della sonda International Cometary Explorer, che ha attraversato la sua coda di plasma l'11 settembre 1985.
    Attualmente orbita con un semiasse maggiore di 3,526 UA ed un'eccentricità di 0.7056, che fa spaziare la cometa da un perielio di 1,038 UA fino all'afelio di 6.014 UA, in 6,621 anni con un inclinazione orbitale di 31.8108°.
    Le sue dimensioni sono piuttosto contenute di circa 2 km.


    (sotto foto del passaggio perielico del settembre 2018)
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    38P/Stephan-Oterma

    38P/Stephan-Oterma, è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia cometaria di Halley.
    La Cometa Stephan-Oterma percorre un'orbita con elevata eccentricità di 0,8600, inclinata di circa 17,9814° rispetto al piano dell'eclittica.
    L'afelio, è esterno all'orbita di Urano, a 20,9209 UA dal Sole, ed il suo perielio, prossimo all'orbita di Marte, è a 1,5744 UA dal Sole.
    La cometa completa un'orbita in circa 37,72 anni.
    I suoi parametri orbitali coincidono con quelli di alcuni asteroidi inusuali, citati di seguito, che portano a pensare che essi siano comete estinte o comunque corpi assimilabili alla natura cometaria.
    Durante i ritorni favorevoli, la minima distanza tra la cometa e la Terra, sempre superiore alle 0,5 unità astronomiche, è raggiunta in prossimità del perielio.
    La sua orbita porta la cometa ad avere incontri ravvicinati con i giganti gassosi, Giove, Saturno ed Urano, alcuni dei quali previsti per i prossimi secoli.
    Si prevede che alla cometa sia associato uno sciame meteorico osservabile nei cieli di Marte.
    Le sue dimensioni non sono conosciute direttamente, ma si ipotizzano molto piccole, i dati del JPL indicano una magnitudine assoluta di +8.

    ( immagine GAMP )

    La Stephan-Oterma fu notata per la prima volta il 22 gennaio 1867 da Jerome Coggia, astronomo dell’Osservatorio di Marsiglia, quando si stagliava prospetticamente nella costellazione dell’Ariete. Coggia la scambiò per una debole nebulosa di decima magnitudine. Un paio di giorni dopo Édouard Jean-Marie Stephan, direttore dell’Osservatorio, si rese conto che in realtà si trattava di una cometa perché la “nebulosa” si era spostata sulla sfera celeste. Al successivo passaggio al perielio, attorno al 1905, la cometa di Stephan non venne riosservata, ma fu riscoperta in modo indipendente il 6 novembre 1942 dall’astronoma finlandese Liisi Oterma, che osservava il cielo dall’osservatorio astronomico dell’Università di Turku. Oterma fu un’eccellente astronoma osservatrice, la prima donna in Finlandia a ottenere un Ph.D. in astronomia nel 1955, con all’attivo la scoperta di più di 200 asteroidi e 3 comete. Successivamente, il grande esperto di comete Fred Whipple, padre della teoria della “palla di neve sporca” sui nuclei cometari, dimostrò che la cometa di Stephan e quella di Oterma si muovevano in realtà sulla stessa orbita eliocentrica, quindi doveva essere la stessa cometa osservata in due date diverse. Era nata la 38P/Stephan-Oterma, la 38-esima cometa periodica conosciuta.

    ( Immagini CARA by GAMP ).
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    46P/Wirtanen

    46P/Wirtanen è una cometa periodica di corto periodo del nostro Sistema solare scoperta fotograficamente il 17 gennaio 1948 dall'astronomo statunitense Carl Alvar Wirtanen.
    La lastra fu esposta il 15 gennaio durante una campagna osservativa del Lick Observatory sul moto proprio stellare.
    A causa del numero limitato di osservazioni iniziali, trascorse più di un anno prima che fosse riconosciuta come una cometa di corto periodo.
    Il suo attuale periodo orbitale è di 5,44 anni.

    Dati:
    Semiasse maggiore 3,0916756 UA. Perielio 1,0548194 UA. Afelio 5,129 UA.
    Inclinazione dell'orbita 11,74974° rispetto all'eclittica. Eccentricità 0,6588195.
    Dimensioni circa 1,4 km. Periodo di rotazione 8,9 ore.

    ( SOPRA - La curva di luce, da cui si evince il periodo di rotazione ).


    ( In grafica l'attuale orbita SOPRA - Le varie modifiche subite dal 1600 al 2500, SOTTO ).

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    Composizione:
    Il ghiaccio che compone questa cometa è quello con il rapporto H/D (Idrogeno-Deuterio), il più simile al rapporto presente negli oceani terrestri, mentre per altre comete come per la 67P è risultato nettamente differente.
    Questa cosa ci fa ritenere che le comete iperattive come la Wirtanen, siano la principale fonte dell'acqua presente sul nostro pianeta.
    I ricercatori hanno provato a determinare la cosiddetta “frazione attiva” – la frazione dell’area della  superficie del nucleo richiesta per produrre la quantità di acqua presente nell’atmosfera – di tutte le comete con un rapporto D/H noto. È risultata una correlazione inversa tra la frazione attiva e il rapporto D/H del vapore acqueo:
    Quindi più una cometa tende verso l’iperattività (cioè una frazione attiva superiore a 1), più il suo rapporto D/H diminuisce e si avvicina a quello della Terra. Come in questo caso.

    (da Lorenzo Franco Aggiungo lo spettro della cometa 46P/Wirtanen ripreso da Roma l'8 dicembre 2018 con un telescopio da 20cm ed uno spettroscopio Alpy600 (23 frame da 240 secondi) ).

    "Lo spettro ottenuto mostra un'evidente riga di emissione del cianogeno (CN) a 3881 A nel violetto ed alcune bande molecolari dei radicali del carbonio, tra cui le bande di Swan del C2 che caratterizzano il colore ciano-verde della cometa." (di Lorenzo Franco).

    In foto SOTTO -  la cometa gioviana 46/P Wirtanen , fotografata da Carlo Rocchi, durante il passaggio del natale 2018, a soli 12 milioni di km dalla Terra ).

    Radiotelescopio:

    Quando si riprendono immagini ottiche di una cometa posta a milioni di km di distanza quello che appare più evidente è la chioma (o coma) della cometa, mentre il nucleo resta completamente celato.

    Tuttavia, grazie al flyby della cometa Wirtanen con la Terra avvenuto a soli 11,5 milioni di km il 16 dicembre scorso, è stato possibile usare il radiotelescopio di Arecibo per “vedere” direttamente il nucleo. 
     Studiando la cometa con il radiotelescopio in modalità radar è stato possibile rilevare direttamente il nucleo, ossia la parte solida della cometa solitamente nascosta all’interno di quella nube di gas e polveri che costituisce la coma. Le immagini radar consentono anche una determinazione precisa dell’orbita della cometa, permettendo così di studiare “l’effetto razzo”, ossia l’alterazione degli elementi orbitali in seguito all’emissione di gas e polveri dal nucleo.
    Le immagini radar del nucleo hanno rivelato un corpo allungato, piuttosto accidentato, molto più ruvido di altri nuclei che sono stati studiati in precedenza. Le nuove osservazioni radar hanno fornito le prime misurazioni definitive del diametro del nucleo, che è di circa 1,4 km, con un periodo di rotazione di 8,9 ore. Le misure precedenti delle dimensioni, ottenute con osservazioni ottiche da terra, davano un valore di circa 1,2 km mentre il periodo di rotazione era stimato di 7,6 ore (Meech, K. et al., Astronomy and Astrophysics, v.326, p.1268-1276). L’animazione che correda questo post mostra una parte della rotazione del nucleo vista dal radar di Arecibo .

    ( Immagine radar della cometa 46P/Wirtanen riprese il 15 dicembre dal radiotelescopio di Arecibo. Il nucleo ruota una volta ogni 8,9 ore in senso antiorario. Questa animazione copre una durata di 1,4 ore. Combinando immagini acquisite nell’arco di diversi giorni, si potrà costruire un modello della forma del nucleo della cometa ).

    (immagini radio e ottiche della 46/P Wirtanen - Natale 2018)

    Articolo dal blog di Bacci Paolo del GAMP: 46P/Wirtanen

    ( Immagine tratta da Gruppo Astrofili Montagna Pistoiese, dai loro studi relativi alla cometa 46P/Wirtanen ).
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    C/2010 U3 (BOATTINI)

    Introduzione:
    la C/2010 U3 (Boattini) è la sedicesima cometa scoperta dall'astronomo italiano Andrea Boattini.
    Si tratta di una cometa dalle caratteristiche inusuali, sia per il diametro del suo nucleo, dell'ordine dei 100 km, sia per la distanza perielica, a metà strada tra le orbite di Giove e Saturno, sia per il tempo della scoperta, quasi nove anni prima del passaggio al perielio.
    Per poterla osservare occorre usare almeno dei telescopi di media grandezza.

    Foto di Albino Carbognani ).

    Scoperta:
    La cometa C/2010 U3 è stata scoperta il 31 ottobre 2010 grazie al telescopio di 1,5 m di diametro della Mount Lemmon Survey , dall’astronomo italiano Andrea Boattini. Si tratta di una cometa con un inusuale perielio a 8,44 UA dal Sole, che è stato raggiunto e superato il 26 febbraio 2019.


    Dati fisici:
    Il nucleo della cometa deve essere abbastanza ricco di elementi molto volatili perché, pur avendo una minima distanza di 8,444 UA dal Sole, con una temperatura superficiale stimabile in circa -180 °C, era al momento circondato da una chioma molto estesa che appare di circa 8 arcsec, e alla distanza in cui era, equivale ad un diametro di almeno 50.000 km, quindi con un’atmosfera pari a circa 4 volte il diametro della Terra.

    Curva di luce ).

    Attività cometaria:
    La cometa è stata vista attiva nelle immagini di pre-scoperta già nel novembre 2005 a una distanza eliocentrica record in entrata rH= 25,8 UA.

    Sono stati osservati due eventi di esplosione intorno al 2009 e al 2017. La chioma e la coda della cometa sono costituite da granelli di polvere di∼10 μm di raggio, espulso a velocità ≲50 m/s vicino al punto subsolare, e sono soggetti complessivamente alla forza di Lorentz, alla gravitazione solare e alla forza di pressione della radiazione. 

    L'attività prolungata indica che la sublimazione dei supervolatili (es. CO, CO2) è in gioco, causando un tasso netto di perdita di massa ≳1 kg/s. 
    Il colore della polvere cometa, simile ad altre comete di lungo periodo, è più rosso, ma abbiamo anche osservato potenziali variazioni di colore quando la cometa era a 10 <rH< 15 UA, in concomitanza con l'inizio della cristallizzazione del ghiaccio d'acqua amorfo.



    Orbita:
    I suoi elementi orbitali sono ancora relativamente incerti in quanto per precisarli occorrerà seguire la cometa lungo un maggior arco osservativo: 
    Gli ultimi dati forniti dal Minor Planet Center, indicano che si tratta di una cometa a lunghissimo periodo. 

    Parametri orbitali:
    Epoca2020-12-17.0
    Epoca JD2459200.5
    Data del perielio2019-02-25.87749
    Perielio JD2458540.37750
    Argomento del perielio (°)88.07051
    Longitudine del nodo
    ascendente (°)
    43.03234
    Inclinazione orbitale (°)55.52161
    Eccentricità0.9965026
    Distanza del perielio (UA)8.4447384
    Periodo di rivoluzione118651 anni
    DATI MPC''LINK''
    Semiasse-maggiore (UA)2414.61
    Anomalia media (°)0.00548
    Moto medio (°/giorno)0.00000831
    Distanza dell'afelio (UA)4820.7736915

    Diagramma parziale dell'orbita - JPL ).
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    Origine delle comete:

    Le comete di breve periodo hanno orbite che possono essere compiute anche in meno di duecento anni, mentre le comete di lungo periodo hanno orbite dalla durata di migliaia di anni.

    Le comete di breve periodo si crede siano originarie della fascia di Kuiper, mentre quelle di lungo periodo, come la Hale-Bopp, si ritiene siano originarie della nube di Oort.

    Molti gruppi di comete, come le comete radenti di Kreutz, si sono formati dalla rottura di un'unica grande cometa.
    Alcune comete con orbite iperboliche possono provenire dall'esterno del sistema solare, ma la precisa determinazione delle loro orbite è complessa.

    Corpi con una natura contesa......
    Alcuni corpi del sistema solare sono sia classificati come comete sia come asteroidi vedi 95P / 2060 Chirone (vedi sotto nel paragrafo Centauri), appartentente al gruppo dei Centauri, gli unici altri tre asteroidi classificati anche come comete sono Wilson-HarringtonElst-Pizarro e LINEAR.
    Le vecchie comete che hanno visto espulso la maggior parte della loro parte volatile per via del calore del Sole sono spesso classificate come asteroidi.

    Comete Interstellari

    Una cometa interstellare è un oggetto astronomico per ora ipotetico. Sarebbe una cometa che si trova nel mezzo interstellare e non legata gravitazionalmente ad alcuna stella, che catapultata nel sistema solare si trova ad attraversarlo con un orbita iperbolica aperta.
    Sebbene nessun oggetto di questo tipo sia mai stato identificato in modo conclusivo, si sospetta che vi sia una vasta popolazione di queste comete.
    Una cometa interstellare o un asteroide, potrebbe essere identificata solo durante un suo passaggio nel sistema solare e potrebbe essere distinta da una cometa della nube di Oort grazie alla sua traiettoria fortemente iperbolica, dimostrando agli osservatori di non essere legata al Sole gravitazionalmente .

    96P/Machholz 1

    La cometa Machholz 1 potrebbe essere una cometa interstellare catturata perché presenta una composizione chimica atipica per le comete del sistema solare.
    Orbita con un semiassa maggiore di 3,0307487 UA ma ha un perielio di soli 0,1164254 UA mentre con l'afelio si spinge fino a 5,945 UA oltre l'orbita di Giove, il suo periodo di rivoluzione è di 5,28 anni, ed ha un'eccentricità orbitale di 0,9615853 molto elevata, come è elevata l'inclinazione pari a 57,50295° sull'eclittica.
    Ha un diametro di 6,4 km.
    Questa cometa è ritenuta da alcuni la progenitrice dello sciame meteorico delle Quadrantidi, visibile attorno al 4 gennaio.

    Nel grafico l'orbita della cometa ).
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    A cura di ANDREOTTI ROBERTO e GIOVANNI DONATI, leggi anche:
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