GAT - Gruppo Astronomico Tradatese

R.Crippa, C.Guaita, F.Manzini e V. Oldani

Viaggio nel cuore di una grande cometa
Dalla massiccia campagna mondiale di osservazione della cometa Hale-Bopp si sono ricavati risultati scientifici imponenti. Tentiamo, in questa sede, di farne una prima sintesi unitaria. (Giugno 1997)

Da "L'astronomia", numero 178, Luglio 1997.
Versione ampliata.

Sommario:

Introduzione

"Ricaveremo piu' dati scientifici da questa cometa che da tutte le altre comete messe assieme!". Cosi' ci diceva J.Mumma, nel Luglio'96, al congresso Bioastronomy'96. Non si sbagliava J.Mumma, lo scopritore di idrocarburi leggeri e di raggi X nella cometa Hyakutake. Non si sbagliava per una ragione molto semplice: Hale-Bopp e' stata la prima cometa 'intrinsecamente' grande ad essere studiata con tutte le piu' sofisticate apparecchiature della moderna tecnologia. Ben differente fu il caso di Hyakutake, che fu una 'grande' cometa solo per il fatto che passo' vicinissima alla Terra (15 milioni di Km) ma che, in realta' aveva un nucleo di dimensioni davvero minuscole (circa 3 Km). Proprio il problema della dimensione precisa del nucleo, importante a tutti gli effetti, rimane tuttora in discussione nel caso di Hale-Bopp. E questo per una ragione fondamentale: Hale-Bopp e' passata ad una distanza minima dalla Terra (1,315 U.A.=197 milioni di Km il 23 Marzo'97) assolutamente sfavorevole per fare una valutazione precisa in questo senso.
Figura 1
Una spettacolare serie di immagini fotografiche riprese da Alberto Brunati mostra l'evoluzione della coda di ioni quando la cometa era al suo massimo splendore.
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1. LE DIMENSIONI DEL NUCLEO

E' tuttora incerto se la Hale-Bopp sia una cometa gigantesca (diciamo con taglia di 50- 100 Km) con attivita' 'normale', oppure una cometa normale (del tipo Halley, per intenderci) con attivita' eccezionale. Molte indicazioni sembrano ormai propendere decisamente verso la prima ipotesi, anche se, a causa dell'estrema lontananza dalla Terra, non e' stata possibile nessuna misura diretta. In particolare non e' stata possibile adottare la tecnica di riflessione radar, con la quale S. Ostro (JPL), mediante la grande antenna da 70 metri di Goldstone in California, era riuscito a dimensionare la Hyakutake e continua a studiare decine di EGA (Earth Grazing Asteroids). Dal momento che neppure lo Space Telescope pote' essere puntato sulla Hale-Bopp nel momento della minima distanza dalla Terra (ad impedirlo era una distanza angolare dal Sole ritenuta troppo pericolosa per le sue preziose ottiche), ogni stima dimensionale e' rimasta ancorata a misure indirette (ma, in fondo, questo e' esattamente quanto e' sempre successo per le comete!).

Come noto, che il nucleo della Hale-Bopp potesse essere gigantesco venne sospettato gia' pochi giorni dopo la scoperta del 22 luglio'95: la cometa infatti, pur trovandovi a circa 1 miliardo di Km di distanza, mostrava una magnitudine apparente m=10,5, laddove un oggetto come la Halley sarebbe stato semplicemente.... invisibile. Quello che si e' cercato immediatamente di capire era se questo fosse dovuto a ragioni intrinseche (quindi ad un nucleo di grandi proporzioni) oppure se qualche improvvisa esplosione ne avesse momentaneamente 'acceso' il nucleo. Questa seconda eventualita' (rafforzata da una splendida immagine ripresa il 26 Settembre'95 dallo Space Telescope (Figura 2), nella quale si osservava una violenta esplusione elicoidale di polvere dal nucleo) era concettualmente facile da verificare: bastava controllare se, nei mesi successivi, la luminosita' della cometa tendeva ad aumentare (a causa dell'avvicinamento alla Terra ed al Sole) oppure tendeva a diminuire (una volta esauritosi l'effetto dell'ipotetica esplosione).
Figura 2
La prima immagine dello Space Telescope, realizzata il 26 Settembre'95 quando, per ragioni del tutto casuali, su Hale-Bopp era in corso un grande burst di polvere.
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In realta', un primo indizio che Hale-Bopp doveva essere intrinsecamente gigantesca si e' avuta.... tornando indietro nel tempo. L'astronomo australiano H. McNaught riusci' infatti a rintracciare un'immagine della cometa su una lastra esposta a Siding Spring il 27 Aprile'93: ebbene, la magnitudine misurata di m=18 era esattamente in linea con la sua eccezionale distanza di 13,1 U.A. dal Sole.

Nei mesi successivi alla scoperta, la luminosita' della cometa e' sempre andata aumentando con la regolarita' prevista (dalla diminuzione della distanza dalla Terra e dal Sole), ma anche i bust improvvisi di attivita' si sono succeduti di continuo. Questo ha reso ulteriormente difficoltosa la stima diretta delle dimensioni del nucleo. Valga per tutti il caso dello Space Telescope, che ha ripreso Hale-Bopp con regolarita' (Figura 3) fin quando la cometa era sufficientemente elongata dal Sole (Ottobre '96).
Figura 3
Tutte le immagini di Hale-Bopp riprese dallo Space Telescope. L'immagine del 23 Ottobre, essendo l'unica priva di tracce evidenti di burst, e' stata quella scelta per valutare la dimensione del nucleo.
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Secondo i calcoli di H.A. Weaker solo nelle immagini del 23 Ottobre'95 la chioma della cometa era sufficientemente simmetrica (quindi non perturbata da 'fastidiosi' burst) per tentare una stima delle dimensioni della regione nucleare. Certo, con la cometa a 3,9 U.A. dalla Terra la risoluzione (440 Km) della camera WFPC2 a bordo di HST non poteva pretendere di risolvere direttamente il nucleo. E' invece stato possibile misurare accuratamente il profilo di luminosita' della chioma, in modo da individuare con certezza la posizione del nucleo: da qui, si e' potuto risalire all'entita' della luce riflessa dal nucleo vero, sottraendo alla regione nucleare la luminosita' media della chioma ed assumendo per il nucleo l'albedo classico del 4% (tipo Halley). Come risultato finale ne e' uscito un nucleo del diametro massimo di 42 Km, riducibile fino a 27 Km nel caso (in effetti assai probabile) che il nucleo stesso sia avvolto da un'ampia nuvola di particelle di ghiaccio. Un risultatto sostanzialmente analogo e' stato ottenuto da P.Lamy (Universita' di Marsiglia) a partire da immagini infrarosse riprese nell'Ottobre'96 dal satellite ISO (Figura 4): anzi, in questo caso il risultato e' ancora piu' probante in quanto, in infrarosso, risultava incrementato il contrasto tra il nucleo e la luminosa chioma circostante.
Figura 4
Hale-Bopp in una spettacolare immagine infrarossa ottenuta nell'Ottobre'96 dal satellite ISO.
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Un secondo metodo indiretto per valutare la dimensione del nucleo, e' piu' generale e consiste nel riferirsi alla quantita' assoluta di materiale emesso, in paragone al caso ben noto del nucleo della Halley. Un lavoro del genere e' stato condotto dal gruppo di D.G. Schleicher (Lowel Observatory) al riflettore da 0,8 metri dell'Osservatorio Lowell. Lo studio, molto accurato anche dal punto di vista statistico in quanto basato su 48 notti osservative dal 25 luglio'95 (con la cometa a 7,14 U.A. dal Sole) al 15 Febbraio'97 (con la cometa a 1,2 U.A. dal Sole), ha mostrato, sistematicamente, per la Hale-Bopp una produzione di 20 volte piu' gas e 100 volte piu' polvere rispetto alla Halley: da qui la necessita' di postulare un nucleo con un diametro minimo (ossia uniformemente attivo) di 17 Km, che sale a 30-40 Km nel caso (molto piu' realistico) che solo un 10% della superficie sia attivo.

Un altro metodo indiretto e' legato all'intensita' della radiazione termica emessa dal nucleo, assumendo che esso sia un corpo nero e che, quindi, la sua temperatura sia strettamente dipendente dalla sua distanza dal Sole. La possibilita' di questa indagine si e' presentata a partire da due mesi prima del perielio: cosi' tra Febbraio-Marzo'97 sono stati molti i tentativi in questo senso, sia al radiotelescopio IRAM di Pico Velata (E.Kreysa a 250 GHz il 1-2 Febbraio'97 e E.Wink a 229 GHz il 9-11 Marzo) che al JCMT delle Hawaii (H.Matthews a 344 GHz il 9-16 Febbraio e il 31 Marzo'97). In ogni caso il risultato e' stato quasi unanime: la sezione nucleare richiesta per giustificare l'energia ricevuta e' compatibile con un nucleo il cui diametro va da un minimo di 30 ad un massimo di 50 Km.

In definitiva, dunque, tutte le misure fisiche attualmente disponibili, sembrano confermare che davvero Hale-Bopp e' una delle comete piu' grandi che si siano mai avvicinate alla Terra. E' bene comunque ricordare che, quando si danno le dimensioni, si parla sempre di un diametro sferico equivalente al volume effettivo del nucleo che, in realta', potrebbe benissimo non essere sferico (tanto per dare l'idea, le dimensioni del nucleo della Halley sono 8x8x16 Km, per cui quando si dice che il suo diametro e' di 10 Km si intende che quello e' il diametro della sfera ideale che ne contiene il volume effettivo).



2. LA ROTAZIONE DEL NUCLEO

Il fatto che il nucleo della Hale-Bopp sia dotato di un suo periodo di rotazione potrebbbe sembrare una cosa del tutto ovvia, tanto ovvia che non creo' nessuna meraviglia il getto di polvere elicoidale ripreso dallo Space Telescope il 23 Settembre'95 (vedi Figura 1). Da quel momento, pero', le cose si sono maledettamente complicate, al punto che solo nel Febbraio'97 si sono acquisite, sulla rotazione, prove definitive. Vediamo allora di riassumere le principali 'puntate' di questa ricerca piena di imprevisti e di colpi di scena. Anche perche', in parte ci ha coinvolti e continua a farlo.

La storia, per quanto ci riguarda, e' iniziata il 28 Maggio '96, quando abbiamo cominciato ha riprendere in maniera sistematica la regione nucleare interna della Hale- Bopp con un CCD applicato al riflettore da 335 cm della Stazione Astronomica di Sozzago (ancora una volta questo lavoro si e' svolto nell'ambito del Consorzio Nazionale voluto dal Prof. C.Cosmovici gia' ai tempi dell'impatto della cometa SL9 con Giove). Fu subito sorprendente osservare, assieme ad un 'normale' getto di coda (antisolare), esteso per circa 10', almeno altri tre deboli getti lineari rivolti verso il Sole. Alla fine di Luglio'96 l'intensita' di questi getti secondari aveva quasi raggiunto quella del getto principale; soprattutto, alla fine di Settembre il loro numero si era piu' che raddoppiato senza che, per altro, essi perdessero la loro linearita' (Figura 5a e 5b).

Figure 5a e 5b
La molteplicita' dei getti rettilinei di Hale-Bopp in due immagini riprese dagli autori alla Stazione Astronomica di Sozzago ed elaborate con l'algoritmo di Larson e Sekanina.
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Da qui la decisione di affibbiare alla nostra cometa il soprannome di 'cometa porcospino', poi ampiamente adottato in tutte le comunicazioni scientifiche al riguardo. Il fatto della linearita' dei getti ci stupiva, certo, se pensavamo alle splendide 'fontane' della cometa Hyakutake, ma, almeno inizialmente, attribuimmo questo fatto all'estrema lontananza dal Sole e quindi alla probabile scarsa efficacia del vento solare. Ben presto, pero', assemblando sei mesi di immagini (da fine Maggio a fine Novembre'96) ci accorgemmo di un fatto davvero sensazionale: la posizione angolare dei vari getti (ormai ne contavamo 7 o 8) era rimasta invariata in tutto questo tempo (Figura 6), come se la cometa NON ruotasse.
Figura 6
Dal confronto tra immagini riprese dagli autori ad alcuni mesi di distanza, i getti di Hale-Bopp non hanno mostrato alcun cambiamento angolare, come se la cometa NON ruotasse!
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Da bellissime osservazioni fatte sia alle Canarie che all'ESO, in Cile, venne la conferma definitiva sia della presenza di 8 getti sia della loro 'innaturale' staticita'. C'era quindi la pressante necessita' di trovare una spiegazione a questo misterioso fenomeno. A muoversi immediatamente fu Z.Sekanina (JPL), uno dei piu' grandi esperti viventi di scienze cometarie, che, in breve tempo riusci' a simulare al computer una soluzione ad hoc. Sekanina parti' dalla costatazione che gli 8 getti sembravano presentare, a due a due, un comune asse di simmetria. Immaginando allora un asse di rotazione del nucleo cometario coincidente con questo asse di simmetria e rivolto direttamente verso il Sole, ogni getto doppio simmetrico potrebbe provenire da una singola regione attiva vicino al polo (sarebbero, quindi, necessarie 4 zone attive): a causa infatti della rotazione della cometa, questa zona attiva produrrebbe una specie di cono di gas e polvere con i due bordi resi piu' luminosi dalla maggior quantita' di materia sulla linea visuale (Figura 7) (tanto per dare l'idea, per un fenomeno analogo appaiono circolari le forme sferiche delle nebulose planetarie).
Figura 7
Lo schema della teoria di Sekanina per spiegare l'apparente staticita' rotazionale dei getti della cometa (vedi testo).
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Tutto chiarito, dunque? Forse. Sta di fatto, pero', che ci sono alcune altre nostre osservazione che sembrano contrastare la teoria di Sekanina. Esse si riferiscono ad alcune immagini riprese rispettivamente l'11 Settembre'96 e il 9 Febbraio'97 nelle quali, al piede dello stesso SINGOLO getto ad angolo di posizione di 310 , si osserva una violenta esplosione con stacco di materiale (Figura 8).
Figura 8
Il grande burst ripreso dagli autori il 14 Settembre'96 alla base del getto situato ad a.p.=310 , in un'immagine ad isofote, per meglio evidenziarne i dettagli.
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In effetti, se avesse ragione Sekanina, un flash all'interno di un getto dovrebbe produrre una sua controparte anche in un secondo getto simmetrico al primo: invece entrambi i flash che abbiamo osservato in Settembre e in Febbraio sono situati in una singola posizione! Un bel rompicapo, non c'e' che dire!

Ma mentre sui getti rettilinei continuavano le discussioni, alcune spettacolari osservazioni di J.Lecacheux, L.Jorda e F.Colas al riflettore da 105 cm di Pic du Midi, risolvevano finalmente il problema del periodo di rotazione del nucleo. Di fatto il team di planetologi francesi ha scoperto, nei pressi del polo sud cometario costantemente affacciato al Sole, un violento getto di polvere lungo 8000 Km e inclinato di circa 70 rispetto all'asse di rotazione: seguendone gli spostamenti angolari per dodici notti, dal 12 gennaio al 10 Febbraio'97, e' stato possibile dedurre, per la prima volta, un periodo di rotazione del nucleo di circa 11,5 ore. Nel Marzo'97 ulteriori osservazioni dal Pic du Midi e da altri Osservatori, hanno sia confermato sia... complicato questa situazione: si e' infatti scoperto che il periodo di rotazione non e' costante ma oscilla tra 11,2 e 11,7 ore secondo una superperiodicita' di circa 22 giorni! (e' un caso che anche i continui burst della cometa prima del perielio abbiano mostrato una periodicita' di circa 20 giorni?) Una chiara dimostrazione, questa, di un nucleo cometario davvero molto complesso ed irregolare. Gran finale il 28 Marzo quando, da Pic du Midi, e' stato possibile, seguire la cometa per un'intera rotazione dalle 3:50 T.U. alle 15:35 T.U. (quindi per un buon tratto anche di giorno!) grazie ad un filtro infrarosso ed all'eccezionale trasparenza di quel cielo in cima ai Pirenei.

Intanto, a partire dall'inizio di Febbraio'97, attorno al nucleo si stava producendo un nuovo, imprevedibile fenomeno, ancora piu' sensazionale se si pensa che risultava visibilissimo anche in un piccolo telescopio a 80-100 ingrandimenti: parliamo di uno spettacolare complesso di aloni concentrici ('shell') visibili in direzione solare fino a parecchie decine di migliaia di km dal nucleo. Scoperti per la prima volta il 30 Gennaio'97 da L.Arnold dell'Osservatorio dell'Alta Provenza, sono stati seguiti intensivamente al Pic du Midi, da noi alla Stazione Astronomica di Sozzago, al TIRGO e da moltissimi altri Osservatori. Questi gusci concentrici sono una caratteristica non nuova della chioma delle grandi comete (si vedano, per esempio, i disegni della cometa Donati del 1858) e si spiegano classicamente con l'emissione di materiale da parte di un centro attivo, resa ritmica dalla rotazione del nucleo. L'ottima visibilita' degli shell all'infrarosso (vedi le osservazioni di F.Mannucci e P.Tozzi al TIRGO tra il 3 e il 10 Febbraio'97) e nella banda del CN (vedi osservazioni compiute il 6 Marzo'97 da R.West e M.Kidger al Telescopio Kapteyn da 1 metro delle Canarie) dimostra che si tratta fondamentalmente di polvere, 'inquinata' da frammenti della crosta organica cometaria. Il 10 Febbraio'97 sono stati fotografati, da Pic du Midi, almeno 10 shell concentrici. estesi fino a 150.000 Km dal nucleo ed in lenta dilatazione a circa 300 m/sec, in buon accordo col periodo principale del nucleo della cometa. Quasi contemporaneamente, pero', la situazione si e'andata ancora una volta intricando: immagini da noi riprese tra il 9 e il 22 Febbraio'97 hanno infatti mostrato, senza ombra di dubbio, la presenza di differenti sistemi di shells, con differenti centri geometrici! (Figura 9)
Figura 9
Gli shells in un'immagine CCD degli autori, ripresa a Sozzago il 22 Febbraio'97. E' inconfutabile la presenza di parecchi sistemi diversi di shell con centri geometrici differenti!
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In piu', per ben sei notti, durante il mese di Marzo, siamo riusciti a raccogliere un numero sufficiente di immagini CCD (una cinquantina per notte) per realizzare sei animazioni del movimento espansionale degli shell. Abbiamo quindi scelto il sistema di shell piu' luminoso (quello in direzione solare) per calcolare la distanza di ogni singolo shell dal successivo e la velocita' di espansione degli shell verso l'esterno. Il risultato e' stato nuovamente enigmatico: mentre infatti la distanza di ogni singolo shell dal successivo rimaneva costante (15.000-17.000 Km), assai variabile risultava la velocita' di espansione (con una salita fino ad un massimo di 1,4 Km/sec l'8 Marzo ed una ridiscesa a 0,6 km/sec il 16 Marzo). Chiaro che se si fa l'assunzione che la velocita' di espansione sia in qualche modo collegata alla rotazione del nucleo, siamo costretti ad immaginare un nucleo profondamente irregolare (se non addirittura multiplo) e quindi soggetto a qualche tipo di precessione (periodica?). Fino a verso la meta' di marzo'97 il fenomeno degli shell (e il suo collegamento con la rotazione del nucleo) e' risultato molto difficile da capire perche' (forse per ragioni di illuminamento prospettico) solo una limitata porzione degli aloni concentrici (diciamo un settore di una ottantina di gradi) risultava otticamente visibile. Poi, piano piano, gli shell si sono attenuati ma, nel contempo e' progressivamente cresciuta la frazione angolare visibile: cosi' il meccanismo di formazione e' stato per la prima volta intuito il 12 Marzo'97 da Bill Matthews, un astrofilo americano che osservava visualmente la cometa da 18 mesi a 110 x, col suo riflettore da 250 cm: in pratica Matthews si e' accorto che gli shell concentrici non erano altro che una lunghissima spirale di materiale uscente da una zona iperattiva del nucleo (e forse identificabile col getto polare da cui si e' derivato il periodo di rotazione). Nello stesso momento (era il 10 Marzo'97) anche noi a Sozzago riprendevamo un'immagine fantastica (Figura 10): in essa infatti era evidentissimo un sistema di strutture spiraliformi collegate ad una specie di 'peduncolo' solidale con il nucleo.
Figura 10
Questa eccezionale immagine e' stata ottenuta dagli autori il 10 Marzo'97. Appare chiaro, per la prima volta, come gli shell paralleli siano, probabilmente, una spirale continua di materiale eiettato da un violento getto corotante col nucleo della cometa.
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La conferma definitiva di questa interpretazione e' venuta ancora una volta da Pic du Midi, grazie ad una nuova, eccezionale immagine del 15 Aprile'97, nella quale si osservano shell elicoidali attorno a tutto il nucleo, quindi anche in direzione opposta al Sole (Figura 11).
Figura 11
In questa fantastica immagine ripresa il 14 Aprile'97 al Pic du Midi, c'e' la dimostrazione definitiva del collegamento tra shell ed emissione violenta di polvere dal nucleo in rotazione.
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3. L'ATTIVITA' DEL NUCLEO

Sono a decine le speci atomiche o molecolari rintracciate negli spettri delle comete. Tra queste ce ne sono almeno tre assolutamente peculiari. Una e' il radicale OH (ossidrile) legato alla dissociazione dell'acqua, costituente primario di ciascun nucleo cometario. Poi c'e il CO (ossido di carbonio), una molecola che si mantiene in forma gassosa anche a bassissima temperatura e che e' il veicolo principale della polvere emessa dal nucleo (come noto, dalla quantita' di polvere emessa dipende fondamentalmente la luminosita' di una cometa). Infine e' assai importante il CN (cianogeno): esso e' probabilmente legato alla dissociazione della crosta scura del nucleo e la sua individuazione spettroscopica determina l'inizio effettivo di qualunque attivita' cometaria (per esempio quando la Halley si trovava a 4,8 U.A., le prime tracce della banda del CN a 3883 A, furono individuate il 17 Febbraio 1985 presso il Multi Mirror Telescope).

Uno dei primi spettri della Hale-Bopp venne ripreso il 5 Settembre'95 (ossia pochi giorni dopo la scoperta) dall'astronoma danese Birgitta Nordstrom con una posa di 30' mediante un CCD collegato al riflettore di 1,5 metri dell'ESO a La Silla. La regione indagata andava da 3848 a 4841 A, proprio con lo scopo di evidenziare la presenza di CN (3883 A) e di CO+ (4010/4260 A). Allora il risultato fu completamente negativo ma le ragioni vennero ascritte all'enorme distanza dal Sole della cometa (oltre 1 miliardo di Km) e quindi alla temperatura estremamente bassa del nucleo (attorno a -160 C, una temperatura alla quale neppure il CO puo' essere presente in forma gassosa).

Nei mesi successivi, pero' le cose sono velocemente cambiate.

La Hale-Bopp, infatti, si e' ben presto rivelata una prodigiosa fonte di CO (ossido di carbonio) emesso in quantita' che nessuna cometa aveva mai mostrato a distanza paragonabile (oltre 6,5 U.A.). La prima scoperta di CO e' stata fatta quasi contemporaneamente, nel radio a 230 GHz, da parecchi gruppi indipendenti (Figura 12a e 12b): quello di N.Biever al radiotelescopio IRAM da 30 metri di Pico Velata in Spagna e quello di D.Jewitt al radiotelescopio JCMT da 15 metri del Mauna Kea, nelle Hawaii a partire dal 20 Settembre 1995, quello di M.Womack al radiotelescopio da 12 metri di Kitt Peak a partire dall'8 Dicembre'95.

Figure 12a e 12b
Figura 12a: i primi spettri che dimostrano una eccezionale emissione di CO da parte della Hale-Bopp a ben 6,5 U.A. dal Sole. La Figura 12b evidenzia con un cerchio l'area nella quale sono stati eseguiti gli spettri.
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L'emissione di CO e' risultata oscillante nel tempo ma, comunque, sempre in crescita. Basti dire che la quantita' emessa si era praticamente raddoppiate in due mesi, raggiungendo addirittura il valore della Halley al perielio (circa 1 tonnellata/secondo). L'origine del CO in questa come in tutte le comete rimane molto discussa. Sta di fatto che, a questo riguardo, una scoperta molto importante e' venuta dal satellite infrarosso ISO, nel Marzo/Aprile'96, quando la cometa si trovava a 700 milioni di Km sia dal Sole che dalla Terra: lo strumento ISOPHOT ha infatti per la prima volta rivelato, come possibile molecola genitrice del CO, una copiosa emissione di CO2 (5 ton/sec contro le 11 ton/sec del CO) a 4,25 µ. Proprio la grande emissione di CO sembra spiegare la grande quantita' di polvere liberata dalla cometa (fino a 15 ton/secondo) ed anche i suoi numerosi burst (i primi osservati si sono verificati il 16 Agosto, il 9 e 24 Settembre e il 14 e 31 Ottobre'95). A questo proposito e' risultato molto interessante il fatto che durante il burst del 16 Agosto'95 il gruppo di K.Jockers, al riflettore da 2 metri di Mount Terskol (Kiev), abbia osservato una violenta eiezione di CO+ ad angolo di posizione a.p.=130 .

Come accennavamo, proprio alla polvere e' legata probabilmente l' eccezionale luminosita' della cometa (fatti di polvere sono certamente i famosi otto getti uscenti dalla regione nucleare e rivelabili elaborando immagini CCD a buona risoluzione, con l'algoritmo di Larson e Sakanina). La dimostrazione che di polvere la Hale-Bopp ne posside veramente tanta, sta' nella relativa facilita' con cui, negli spettri, sono state rivelate righe attribuibili a silicati, con la cometa ancora a 4,6 U.A. dal Sole. Era il 27 Aprile '96 quando un team di scienziati guidati dal francese J.Crovisier (Ossrvatorio di Parigi) punto' verso la cometa uno strumento ideale per studiarne le polveri, vale a dire il satellite infrarosso ISO. Subito, da una serie di sei picchi tra 11 e 34 µ e' apparsa chiara la presenza di Fosterite, una forma di OLIVINA ricca di Magnesio. Nei mesi successivi con la cometa ormai sempre piu' prossima al Sole, sono arrivate conferme anche da Terra. Tra Giugno e Settembre'96 il rivelatore infrarosso SpectroCam 10 applicato al telescopio di Monte Palomar e il telescopio IRTF delle Hawaii hanno ripreso la chioma della Hale-Bopp tra 8 e 13 µ, riscontrando un intenso assorbimento dei silicati amorfi centrato a 9,8 µ, con sovrapposto il picco tipico dell'olivina a 11,2 µ. Dall'andamento generale di questi spettri e' anche stato possibile dedurre che la temperatura delle poveri era sistematicamente piu' elevata di una quarantina di C rispetto a quella tipica di un corpo nero a quella distanza dal Sole (alla fine di Settembre'96 si raggiungevano i -30 C): evidentemente per subire questo 'surriscaldamento' le dimensioni le particelle di polvere dovevano avere dimensioni molto piccole, dell'ordine di 1-2 µ. La misura sia termica che spettroscopica venne riconfermata dal gruppo di D.Lynch (Universita' di Cincinnati) il 14 Ottobre successivo, quando la cometa si trovava a 3,7 U.A. dal Sole. La scoperta di olivina nelle polveri della Hale-Bopp e' davvero sorprendente se si pensa che questo silicato cristallino si forma solo in regime di alta temperatura ed e' tipico, per esempio, dei mantelli planetari. Chi abbia preriscaldato le polveri che poi sono state inglobate nella cometa e' difficile dirlo. Di certo lo stesso team di Crovisier sembra aver intravisto la risposta: un anno prima, infatti, ISO ha osservato bande tipiche dell'olivina sia attorno ad una mezza dozzina di stelle ad avanzato stadio di evoluzione sia nei pressi di alcune stelle giovanissime, attorno a cui sembra esistano pianeti in formazione (anzi, nel caso di HD100546 le somiglianze morfologiche con lo spettro della cometa sono a dir poco impressonanti! (vedi l'importante Figura 13).
Figura 13
In questo spettro infrarosso ottenuto dal satellite ISO, e' assolutamente impressionante notare la similitudine tra le bande dell'olivina nella polvere di Hale-Bopp e nella nube protoplanetaria della giovane stella HD100546.
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Per quanto riguarda il cianogeno (CN), la molecola piu' tipica dell'inizio di ogni attivita' cometaria, i primi sospetti risalivano gia' al 30 Agosto '95 (con la Hale-Bopp a 6,82 U.A. dal Sole), quando A. Fitzsimmons ed M. Cartwright, in spettri nel viola ottenuti al riflettore W. Herschel da 4,2 metri di LaPalma, ne postularono una quantita' di circa lo 0,3% rispetto al CO. Si tratta di un autentico record perche' nessuna vera cometa aveva mai mostrato tracce di CN a quella distanza (solo per Chirone l'emissione tipica del CN a 3875 A fu evidenziata a distanza superiore: 11,26 U.A. il 30 Gennaio 1990). Immediata conferma venne il 13 Ottobre'95 dalle misure effettuate da R. Wagner (Universita' dell'Ohio) al Multi Mirror Telescope: la cometa, a 6,45 U.A., era ormai circondata da un alone diffuso di CN, emesso in quantita' di oltre 1026 molecole / secondo. Un anno dopo, l'assorbimento del CN divenne impressionante in spettri tra 3500 e 9300 A ripresi l'11 Settembre'96 al telescopio da 1,5 metri di LA Silla.

Unitamente al cianogeno, e' stata condotta una ricerca intensiva anche dell'HCN (acido cianidrico), una delle molecole da cui puo' derivare il CN. L' HCN e' stato per la prima volta osservato l' 8 Aprile '96 quando la cometa si trovava ancora a 4,7 U.A. dal Sole. La quantita' di HCN misurata a 354 GHz (5.1026 molecole/sec) dal gruppo di H.Matthlews presso il radiotelescopio JCMT delle Hawaii e' risultata molto interessante in quanto dello stesso ordine di grandezza delle stime di CN effettuate nell'ottico il 10 Marzo'96 (1026 molecole/sec): chiaro quindi che, almeno a 4,7 U.A. dal Sole, la presenza di HCN era piu' che sufficiente per giustificare l'emissione di CN, senza la necessita' di ricorrere, quali fonti addizionali, a molecole 'imparentate' con le precedenti. Una di queste e' il CH3CN (Cianuro di metile), rintracciato nella Hale-Bopp dal radiotelescopio IRAM di Pico Velata (a 147 GHz) il 14 Agosto'96 (lo stesso strumento l'aveva trovato alla fine del Marzo'95 anche nella Hyakutake): in quel momento la quantita' di CH3CN emessa dalla cometa era di 1/5 rispetto al CN. La quantita' di HCN e' aumentata di 30 volte nel Dicembre '96 con la Hale-Bopp a 2 U.A. dal Sole e, nel Marzo 1997 avvolgeva tutta la zona nucleare con una nuvola di almeno 100.000 Km di diametro (Figure 14a e 14b).

Figura 14a e 14b
La nuvola di HCN attorno al nucleo della Hale-Bopp ripresa al JCMT il 18 Febbraio (12a) e il 18 Marzo'97 (12b)
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In piu' il 1 Dicembre'96 il gruppo di E.Matthews al radiotelescopio JCMT delle Hawaii faceva l'importante rivelazione, a 362,6 GHz, dell'acido isocianico HNC, un isomero instabile dell' HCN e per la prima volta scoperto nella cometa Hyakutake. La misura del tenore di HNC rispetto all'HCN, effettuata dal gruppo di D.C. Lis presso il CSO (Caltech Submillimeter Observatory) il 5 Dicembre '96 (con la cometa a 2,9 U.A. dal Sole) e' risultata simile a quello riscontrato nella Hyakutake a 1,22 U.A. e tipico delle nubi interstellari (5%); tre mesi dopo, pero', tra il 16 e il 20 Febbraio'97 (con la cometa a 1,4 U.A. dal Sole, quindi ormai 'a regime') la quantita' di acido isocianico HNC era completamente cambiata portandosi al 25% rispetto all'acido cianidrico (Figura 15). Questo e' un dato di estrema importanza per valutare l'origine e l'evoluzione di una cometa: l' NHC infatti e' estremamente instabile rispetto all'HCN e quindi, averne trovato in simile quantita' nella Hale-Bopp, depone a favore dell' estrema GIOVINEZZA di questa cometa.
Figura 15
Il rapporto tra l'intensita' del picco dell'HCN (acido cianidrico) e dell'HNC (acido isocianico) in uno splendido spettro ottenuto il 5 Dicembre'96 al CSO (Caltech Submillimeter Observatory).
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Piu' lunga e' stata l'attesa per l'individuazione spettroscopica del radicale OH, indizio della presenza dell'acqua. Questo, pero' non deve per nulla stupire: e' infatti scarsissima la tendenza all'evaporazione dell'acqua al di la' delle 6 U.A. dal Sole. Negative sono state al riguardo le prime osservazioni in UV del gruppo di F. A'Hearn col satellite IUE in Agosto'95 e con lo Space Telescope in Ottobre '95. Nonostante cio', all'inizio di Settembre'95, un folto team di ricercatori guidati da J.Davies annunciava di aver individuato, al riflettore IRTF delle Hawaii, un assorbimento infrarosso a 2,04 µ attribuibile a sottilissime particelle di ghiaccio. Ricerche intensive dell'emissione di OH sono state invece condotte in UV a 3090 A, dal team di A.H. Weaker, con lo strumento FOS a bordo dello Space Telescope tra l'Agosto '95 e l'Ottobre '96 (quando le operazioni sono state interrrotte per l'eccessiva vicinanza prospettica al Sole della cometa): l'annuncio della prima rivelazione certa di OH e' venuto nell' Aprile'96, con la cometa a 4,7 U.A. dal Sole. Due settimane dopo e' venuta la conferma nel radio a 1661 GHZ (18 cm), dal radiotelescopio di Nancy. In Agosto '96, al radiotelescopio IRAM di Pico Velata, quando la Hale-Bopp si trovava a 3,43 U.A. dal Sole (586 milioni di Km) la produzione di OH era ormai molto abbondante (0,5 tonnellate/secondo) e paragonabile, per esempio, alla quantita' emessa dalla Halley a 0,7 U.A. dal Sole. Forse proprio grazie alla grande quantita' di molecole d'acqua presenti, la chioma della Hale- Bopp ha mostrato con grande anticipo rispetto al perielio, abbondante emissione di raggi X. Come noto, fu EXOSAT tra Marzo e Giugno'96, a rivelare per la prima volta questo fenomeno nella chioma della cometa Hyakutake. Che pero' non si trattasse di una cosa peculiare fu chiaro quando, negli archivi di EXOSAT, vennero rintracciate altre 7 comete emettitrici di raggi X. C'era quindi la fondata speranza che anche Hale- Bopp mostrasse questa ormai 'tipica' caratteristica cometaria. La prima conferma e' venuta il 10-11 Settembre'96 per opera del satellite italiano BeppoSAX, seguita, una settimana dopo, dalle misure effettuate dal 'veterano' americano M.J.Mumma e dall'italiano C.Cosmovici col satellite EUVE (per inciso, questa indagine ha anche permesso di scoprire, in prima assoluta a 58,4 nm, la presenza di He in una cometa). Il 27 Settembre'96, con la cometa a 2,9 U.A. dal Sole, toccava al satellite infrarosso ISO misurare (a 2,7 µ) una emissione di H20 di ben 10 ton/sec. In particolare, dal rapporto tra le due bande a 2,6µ e 2,9µ ISO ha potuto dedurre che l'acqua di Hale-Bopp si deve essere condensata alla temperatura estremamente bassa di -250 C, quindi deve essersi depositata in forma AMORFA. Questa e' un' osservazione molto importante per spiegare una parte dell'eccezionale attivita' della cometa anche a grande distanza dal Sole: bisogna infatti ricordare che alla temperatura di -120 C (che una cometa tipica raggiunge attorno alle 4 U.A. dal Sole) il ghiaccio amorfo si trasforma in cristallino con grande liberazione di calore (24 Kcal/gr) e forte diminuzione di densita' (da 2 a 0,94 gr/cm3), il che produce enormi traumi nella stabilita' strutturale della cometa. Nel Febbraio-Marzo'97, poco prima del perielio la quantita' d'acqua misurata dal telescopio IRTF delle Hawaii era qualcosa come 250 ton/sec, ossia 10 volte quella rilasciata dalla cometa di Halley.

La Hale-Bopp, dunque, va considerata una grande cometa anche dal punto di vista spettroscopico. Non stupisce, a questo punto, che si siano individuate, anche molto prima del perielio, molecole nuove o, comunque, normalmente molto rare negli spettri cometari. Vediamone una breve rassegna.

Tra le molecole nuove ci sono alcuni composti dello Zolfo (S) sia in forma ossidata (anidride solforosa SO2) che in forma ridotta (solfuro di idrogeno H2S). Il H2S (solfuro di idrogeno) e' stato rivelato per la prima volta dal gruppo di D.Bockelee (Osservatorio di Parigi) al radiotelescopio IRAM di Granada l'8 Novembre'96. Il 20 Febbraio'97 il gruppo di D.C. Lis scopriva al CSO (Caltech Submillimeter Observatory) l' SO (ossido di Zolfo) e l' OCS (ossisolfuro di Carbonio) attorno a 304 GHz. Il 18 Marzo '97 il gruppo di J.E. Wink scopriva, all' IRAM di Granada a 221,96 GHz, la SO2 (anidride solforosa), possibile molecola progenitrice dell' SO. Degna di nota anche la scoperta del C32S (solfuro di Carbonio) gia' nell'aprile '96 da parte dello Space Telescope a 2576 A e del suo isomero C34S al JCMT delle Hawaii il 23 Febbraio'97.

Come gia' nel caso della Hyakutake, J.Mumma al telescopio infrarosso IRTF delle Hawaii tra il Febbraio e il Marzo'97 ha scoperto alcuni rarissimi idrocarburi leggeri come CH4 (metano), C2H6 (etano), C2H2 (acetilene): si tratta, molto probabilmente, delle molecole progenitrici di alcune speci come C2, C3, CH, CH+ scoperte precocissimamente nel visibile (a partire dall'Aprile '96) da H.Rauer col telescopio danese di 1,52 metri dell'ESO.

Tra i composti azotati molto importante e' stata la scoperta, tra il 13 e il 25 Marzo'97, di una emissione costante di NH3 (ammoniaca) da parte di M.K. Bird a 23,82 GHz, presso il radiotelescopio da 100 metri di Effelsferg, in perfetta sintonia con la presenza, evidenziata da H.Rauer, del radicale NH2 gia' a 4,6 U.A. (al telescopio da 1,52 m dell'ESO a La Silla).

Tra i composti organici ricchi di ossigeno, fondamentali sono state le scoperte di CH3OH (metanolo) e HCHO (formaldeide). Il CH3OH (a 157 GHz) e' stato osservato per la prima volta dal gruppo di D.Bockelee (Osservatorio di Parigi) al radiotelescopio IRAM di Pico Velata l'8 Novembre'96 e confermato anche quantitativamente nell'infrarosso nel Marzo'97 dal telescopio IRTF delle Hawaii. I primi indizi della banda a 218 GHz della HCHO sono stati colti, tra il 15 Dicembre'96 e il 17 Gennaio'97, dal gruppo di M.Womack al radiotelescopio NRAO da 12 metri di Kitt Peak. Il 21 Marzo'97 e' stata scoperta all'IRAM di Pico Velata la corrispondente forma ossidata (HCOOH = acido formico), mentre il 23 Marzo'97, all'NRAO e' apparsa chiara la presenza della formaldeide solforata H2CS. Addirittura sensazionale e' stata la scoperta della NH2CHO (formamide) il 5 Aprile'97, al CSO e all'IRAM.

I primi dati sulla quantita' assoluta di HCHO (7.1026 molecole/sec) sono stati ottenuti tra il 5 e il 9 Marzo'97 da G.Narayanan (Steward Observatory) al SMTO (Submillimeter Telescope Observatory) a partire dall'intensita' del radicale HCO+. Rimane il fatto che aver scoperto questa molecola in questa cometa gia' 5 mesi prima del perielio e' certamente un indizio di grossa abbondanza. Cosi', la Hale-Bopp e' una delle poche comete in cui si sia riscontrata contemporaneamente una elevata presenza di HCHO e HCN e questo ha un significato non indifferente dal punto di vista bioastronomico. Basti pensare che un normale prodotto di reazione tra queste due molecole (in presenza di acqua) e' la glicina, il piu' semplice degli amminoacidi naturali.

A partire da due mesi prima del perielio, la Hale-Bopp e' diventata talmente luminosa da permettere, per la prima volta, di determinare importanti rapporti isotopici: questo e' molto interessante perche' in questi dati sono scritte fondamentali informazioni sull'origine e l'evoluzione del nucleo cometario. In questo senso gli studi principali sono stati condotti, alla meta' di Febbraio'97, dal gruppo di H.Matthews, che ha lavorato al radiotelescopio JCMT delle Hawaii su tutte le possibili forme dell' HCN (acido cianidrico). Per quanto riguarda gli isotopi di Carbonio e Azoto si e' trovato che H12CN/H13CN= 90+-10 e che HC14N/HC15N=299+-30. Nello stesso ambito, il 23 Febbraio'97, e' stato determinato un rapporto C32S/C34S=27+-3. Questa ricerca ha davvero valore eccezionale perche' dimostra che Hale-Bopp e' un frammento della nebulosa solare primordiale: la prova sta nella grande vicinanza numerica con gli analoghi rapporti isotopici terrestri (precisamente 12C/13C=89, 14N/15N=270, 32S/34S=24).

Per quanto riguarda il rapporto idrogeno/deuterio Matthews ha trovato il 15 Febbraio'97, che DCN/HCN=3.10-4. Questo valore e' stato pienamente confermato da uno studio parallelo effettuato dal gruppo di R.Meier sempre al JCMT sull'acqua deuterata (HDO), scoperta la prima volta a 464,92 GHz il 4 Aprile'97 (in quantita' di 4.1026 molecole/sec). Siccome nello stesso momento T. Farnham al riflettore Lowell da 0,79 m misurava un'emissione di acqua normale (H2O) di 2.1030 molecole/sec, e' risultato immediato calcolare che HDO/H2O=2.10-4. Si osserva quindi un netto arricchimento di D rispetto all'abbondanza cosmica (2.10-5) e anche un leggero incremento rispetto al rapporto D/H degli oceani terrestri (1,5.10-4). Per contro Hale- Bopp e' decisamente meno ricca di D rispetto alla cometa di Halley (5.10-4). Tutto questo e', in fondo, perfettamente comprensibile se si considera che, in un corpo di massa comunque cosi' ridotta come una cometa, ad evaporare preferenzialmente saranno i composti di idrogeno normale (H) rispetto all'idrogeno pesante o deuterio (D). Per quanto riguarda il confronto con la Halley, un valore di D similare (ma meno preciso!) a quello della Hale-Bopp era stato ottenuto il 23 Marzo '96 per la cometa Hyakutake al CSO (Caltech Submillimeter Observatory) e questo, secondo noi, ha ancora una volta un chiaro significato evolutivo: in pratica e' del tutto logico supporre che comete a lungo o lunghissimo periodo come Hale-Bopp o Hyakutake (quindi con un numero minore di passaggi al perielio sulle....spalle) mostrino un arricchimento inferiore del rapporto D/H rispetto ad una cometa a corto periodo come la Halley. Anzi, questo potrebbe essere un parametro per distinguere comete provenienti dalla nube di Oort (Hale-Bopp sembra proprio una di queste) da comete provenienti dalla piu' prossima fascia di Kuiper.

Un altro fondamentale vantaggio delle grande attivita' intrinseca di Hale-Bopp e' stata la possibilita' di seguire in maniera continua lo sviluppo delle varie speci gassose da grandi distanze fino al perielio. Questo studio e' stato condotto da un folto team di ricercatori guidati da N.Bivier (Osservatorio di Parigi) tra l'Agosto '95 (cometa a 6,9 U.A. dal Sole) e il Gennaio'97 (cometa a 1,4 U.A. dal Sole), ed ha coinvolto i radiotelescopi di Nancy, l'IRAM di Pico Velata e il JCMT delle Hawaii. Vediamo di riassumerne i risultati che, di certo, sono del tutto nuovi ed affascinanti (Figura 16).
Figura 16
In progressivo aumento dell'intensita' di emissione di alcuni dei principali componenti gassosi della cometa Hale-Bopp, in uno studio fondamentale di un folto gruppo di studiosi guidati da N.Bivier (Osservatorio di Parigi) (Vedi bene testo)
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Un fatto molto importante e' il seguente: la distanza dal Sole di circa 3 U.A. ha costituito un momento fondamentale per l'evoluzione dell'attivita' cometaria perche', da quel momento, l'evaporazione dell'acqua ha preso il sopravvento sull'emissione di CO (ossido di Carbonio). Fino a 4 U.A. dal Sole il CO (come numero di molecole emesse / secondo), con il consistente contributo della CO2 (misurato in infrarosso dal satellite ISO) e' stato il veicolo principale dell'attivita' cometaria. Causa la gelida temperatura del nucleo, l'acqua si staccava dal nucleo (veicolata dall'emissione di CO) solo in forma di particelle di ghiaccio. Il suo apporto all'attivita' cometaria e' stato quindi insignificante fino a 4,7 U.A. (quando, come visto il radicale OH e' stato per la prima volta individuato dallo Space Telescope). Il momento di transizione e' stato 'fotografato' perfettamente dal satellite ISO il 27 Settembre'96, quando la cometa si trovava a 2,9 U.A. dal Sole: il rapporto H2O/CO/CO2 era infatti ormai diventato di 10/6/2 come numero di molecole/secondo, anche se rimaneva di 10/11/5 come tonnellate/ secondo. E' curioso notare come, tra 3,7 e 3,2 U.A. l'evaporazione dell'acqua abbia mantenuto un regime costante al posto di continuare a crescere in maniera continua: questo viene interpretato da N.Bivier come il momento di transizione tra la sublimazione delle particelle di ghiaccio nella chioma e l'effettiva evaporazione dell'acqua dal nucleo. Un fenomeno analogo (di momentanea emissione costante) e' stato mostrato anche dal CO tra 3 e 2 U.A. Questo fatto e' certamente piu' difficile da comprendere ma una cosa e' certa: a quella distanza dal Sole l'emissione di CO e' ostacolata dalla trasformazione massiccia della crosta superficiale della cometa da ghiaccio amorfo (piu' permeabile) a ghiaccio cristallino (meno permeabile); quando poi la corteccia di ghiaccio cristallino comincia ad assotigliarsi a causa del progressivo aumento del riscaldamento solare, anche la permeabilita' ritorna ad aumentare!

Lo stesso meccanismo potrebbe giustificare un comportamento analogo nell'emissione di CH3OH (metanolo), che ha mostrato un leggero rallentamento a partire da 3 U.A. In ogni caso, secondo un classico studio pubblicato da J.Mumma (Goddard Space Flight Center) all'inizio degli anni '90 e basato sulle misure sperimentali relative ad una decina di comete, e' proprio la quantita' relativa di metanolo rispetto all'acqua a definire la provenienza, ovvero la storia passata di una cometa. In pratica le comete si dividerebbero in due categorie: quelle con 'alta' abbondanza di metanolo (> 3% rispetto all'acqua) tipiche della nube di Oort e quelle con 'bassa' abbondanza di metanolo (non piu' dell' 1% rispetto all'acqua) tipiche della fascia di Kuiper. Nel caso della Hale-Bopp i calcoli preliminari ancora molto incerti: sta di fatto che D.Bockelee (Osservatorio di Parigi) su misure effettuate al radiotelescopio IRAM di Pico Velata l'8 Novembre 1996 ha calcolato una abbondanza di CH3OH (rispetto all'acqua) attorno al 3%, il che confermerebbe, tendenzialmente, una provenienza della Hale-Bopp dalla nube di Oort.

Per tutte le altre specie l'aumento di emissione sembra perfettamente in linea con quanto ci si deve aspettare teoricamente da un nucleo cometario in progressivo avvicinamento al Sole. Con due eccezioni, una relativa alla HCHO (formaldeide) e l'altra all' HNC (acido isocianico): per queste molecole la velocita' di crescita e' nettamente maggiore e giustificabile solo se la sorgente e' molto estesa, quindi localizzata nella chioma della cometa piuttosto che direttamente sul nucleo. Nel caso dell HNC la cosa e' addirittura eclatante in quanto il suo rapporto rispetto all'acido cianidrico HCN (HNC/HCN) passa dal 2% a 2,9 U.A. a piu' del 20% a 1,4 U.A.: vien quasi da pensare ad un precursore non comune per queste due specie pur cosi' affini chimicamente!

La buona osservabilita' della cometa anche nei due mesi successivi al perielio nonche' la sua prolungata eccezionale luminosita' (m=0 alla fine di Aprile!) ha praticamente costretto gli studiosi a proseguire la raccolta dei dati piu' che a completare l'elaborazione di quelli gia' ottenuti. Cosi' non sono mancate altre sorprese. Valga per tutte la scoperta di una coda di sodio neutro da parte di un team internazionale (l' European Working Team assemblato da R.West) guidato da Gabriele Cremonese (Osservatorio di Asiago), di cui parliamo in una nota separata. E altre sorprese verranno non appena saranno noti i dati ottenuti sulla cometa dalle sonde Ulysses, Soho, Polar, nonche' dalla missione STS85 dello Shuttle programmata per questo mese di luglio. Una cosa e' certa, insomma: tutto quanto raccontato in questo articolo e' solo la punta di un iceberg molto, molto grande......




Inserto: LA CODA DI SODIO NEUTRO


Figura 17
A sinistra: immagine ottenuta attraverso un filtro che lascia passare la luce del sodio
A destra: immagine ottenuta senza filtri.
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Figura 18
Sovrapposizione delle due immagini precedenti: in verde è rappresentato il sodio, in rosso l'intero spettro visibile. Elaborazione di L.Comolli.
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Dopo che la sonda SOHO, all'inizio di Maggio'95, aveva scoperto nella cometa Hyakutake al perielio, una terza coda di ioni pesanti, oltre alle due code tradizionali di plasma e di polvere, anche la Hale-Bopp non ha voluto essere da meno, evidenziando una nuova coda ancor piu' sorprendente, costituita da atomi di Sodio neutro. La scoperta e' stata effettuata alla meta' di Aprile'97, da un gruppo di ricercatori guidati da G.Cremonese (Osservatorio di Padova), presso l' Osservatorio del Roque de Los Muchachos, a La Palma nelle Canarie. Qualche indizio, pero' si era gia' avuto il 26 Febbraio'97 quando, all'Osservatorio BAO giapponese, T.Kawabata aveva misurato spettroscopicamente una forte emissione di Sodio neutro nella chioma interna della cometa, con netta asimmetria verso la coda di polvere. A La Palma, il 16 e 17 Aprile'97, la Hale-Bopp e' stata ripresa con la camera CoCAM a grande campo, equipaggiata con un CCD ed un filtro a stretta banda, centrato sulla riga a 589,2 nm del Sodio neutro. Oltre alla normale coda di polvere, le immagini hanno evidenziato una seconda coda lunga 50 milioni di Km e UNIFORMEMENTE LARGA circa 0,5 milioni di Km, spostata angolarmente di 6° rispetto alla tradizionale coda di plasma (quest'ultima evidentissima in immagini riprese con filtro H2O+ a 619,3 nm). Per confermare l'esistenza del fenomeno e per comprenderne il possibile meccanismo di formazione, il 19-20 Aprile'97 sono stati ripresi spettri ad alta risoluzione al grande riflettore W.Herschel da 4,2 metri, lungo la coda di Sodio a varie distanze dal nucleo. Mentre e' apparsa nettissima l'emissione del Sodio neutro, era invece assente qualunque traccia di H2O+, NH2, C2 (a dimostrazione, ancora una volta, che questa coda NON ha nulla a che fare con la tradizionale coda di plasma). La velocita' degli atomi di Sodio sembra crescere lungo la coda (da 58 Km\sec a 5 milioni di Km dal nucleo, a 95 Km\sec a 11 milioni di Km dal nucleo) in maniera incompatibilemnete elevata rispetto alla possibile azione del vento solare. Inoltre, dalla notevole abbondanza degli stessi atomi di Sodio anche a grande distanza, e' apparso chiaro che essi NON possono derivare direttamente dal nucleo (a quella distanza dal Sole, infatti, Sekanina calcola che bastano 0,56 giorni perche' un atomo di Sodio perda la sua identita' ionizzandosi). Da qui l'ipotesi preliminare che gli atomi di Sodio neutro debbano essere rilasciati da qualche specie di natura sconosciuta presente all'interno della chioma e poi accellerati in direzione antisolare per semplice fluorescenza. La scoperta e' stata confermata da immagini riprese un mese prima dal satellite POLAR (ma elaborate solo DOPO la scoperta di G.Cremonese!) (Figura 19) ed e' in corso di pubblicazione sulla famosa rivista 'NATURE' (con precisi dettagli sul meccanismo di formazione che G.Cremonese ed il suo team ha individuato senza dubbi dai dati delle sue osservazioni).
Figura 19
La coda di sodio nel Marzo'97, ripresa dal satellite POLAR.
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