GAT - Lettera 72 : La Cometa Hale-Bopp

GAT - Gruppo Astronomico Tradatese

Lettera n°72

La Cometa Hale-Bopp

Sommario:

Introduzione
LE DIMENSIONI DEL NUCLEO
LA ROTAZIONE DEL NUCLEO
L'ATTIVITA' DEL NUCLEO

Per ulteriori informazioni ed aggiornamenti sulla cometa Hale-Bopp, vi consigliamo di visitare la pagina del GAT interamente dedicata alla Hale-Bopp.

Introduzione

Sabato 5 Aprile'97, stadio di Via Europa a Tradate: per la NOTTE DELLA COMETA e' presente un pubblico 'calcistico', piu' di 15.000 persone! Una cosa davvero incredibile ed imprevedibile! Magia della grande cometa Hale-Bopp, del tempo perfetto, della collaborazione eccellente del Comune e della Biblioteca Civica. Una notte che non potremo mai piu' dimenticare e, soprattutto, una cometa che non potremo mai piu' dimenticare: insomma la cometa della nostra vita, quella sognata da decenni, quella di cui i nostri figli parleranno ai loro figli ed ai loro nipoti, quella che ha letteralmente fatto esplodere, in tutto l'emisfero boreale del nostro pianeta, un interesse inimmaginabile per quelle meraviglie del cielo che noi da 25 anni continuiamo (e continueremo) a studiare e divulgare.
Adesso comincia il momento dei bilanci scientifici sulla cometa piu' studiata della storia dell'Astronomia. Soprattutto si puo' cominciare a fare una prima sintesi unitaria su centinaia di ricerche e di scoperte.
" 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 non favorevole per fare una valutazione precisa in questo senso. Noi dedicheremo questa lettera interamente alla cometa, iniziando proprio dal problema delle dimensioni del nucleo.

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.

Figura 1
La Hale-Bopp vista dal Telescopio Spaziale Hubble, nel periodo che va dal 26 settembre 1995 al 17 ottobre 1996.
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Lo Space Telescope ha ripreso Hale-Bopp con regolarita' (Figura 1) fin quando la cometa era sufficientemente elongata dal Sole (Ottobre '96). 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 secondo metodo per valutare la dimensione del nucleo, basato sullo studio della quantita' assoluta di materiale emesso, e' stato condotto dal gruppo di D.G. Schleicher (Lowel Observatory) al riflettore da 0,8 metri dell'Osservatorio Lowell 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). Sistematicamente, la Hale- Bopp HA EVIDENZIATO 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 (piu' realisticamente) a 50 Km se, mediamente, solo il 15% si superficie e' attiva.
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, sia al radiotelescopio IRAM di Granada (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.

2. LA ROTAZIONE DEL NUCLEO
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. 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 Settembre il numero di getti si era piu' che raddoppiato senza che, per altro, essi perdessero la loro linearita'.

Figura 2
Lo studio della chioma interna della cometa effettuato dall'osservatorio S.A.S. di Sozzago (Novara) ha subito messo in evidenza una serie di getti rettilinei. Proprio per questo la Hale-Bopp è stata soprannominata "Porcospino". Ma uno studio protratto nel tempo ha mostrato come i getti fossero costanti e non ruotassero. Questo aveva fatto pensare che il nucleo della cometa non ruotasse.
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Ben presto, assemblando sei mesi di immagini (da fine Maggio a fine Novembre'96) ci accorgemmo (noi come molti altri osservatori) di un fatto davvero sensazionale: la posizione angolare dei vari getti (ormai ne contavamo 7 o 8) era rimasta invariata in tutto questo tempo, come se la cometa NON ruotasse (Figura 2). 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 constatazione 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.
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. Intanto, a partire dall'inizio di Febbraio'97, attorno al nucleo si stava producendo uno spettacolare complesso di aloni concentrici ('shell') visibili (anche in un piccolo telescopio) in direzione solare fino a parecchie decine di migliaia di km dal 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 frammento 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! In piu', grazie ad osservazioni continuative per ben sei notti, durante il mese di Marzo ci siamo accorti di un altro fatto 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). (Vedi "La rotazione irregolare"). Chiaro a questo punto, che siamo costretti ad immaginare un nucleo profondamente irregolare (se non addirittura multiplo) e quindi soggetto a qualche tipo di precessione (periodica?). Il meccanismo di formazione degli shell e' stato per la prima volta intuito il 12 Marzo'97 dall'astrofilo americano Bill Matthews, il quale si e' accorto visualmente 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: in essa infatti era evidentissimo un sistema di strutture spiraliformi collegate ad una specie di 'manubrio' solidale con il nucleo. (Per approfondimenti, consulta la rubrica "CCD News"). La conferma definitiva di questa interpretazione e' venuta ancora una volta da Pic du Midi, grazie ad una nuova, eccezionale immagine del 14 Aprile'97 (Figura 3), nella quale si osservano shell elicoidali attorno a tutto il nucleo, quindi anche in direzione opposta al Sole.

Figura 3
Eccezionale immagine ripresa da Pic du Midi col telescopio da 1 metro il 14 aprile 1997. E' evidentissima la forma a spirale del getto che partendo dal nucleo, gli si avvolge attorno.
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3. L'ATTIVITA' DEL NUCLEO
Tra le decine le specie atomiche o molecolari rintracciate negli spettri delle comete, 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.
La Hale-Bopp, 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.).

Figura 4

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La prima scoperta di CO e' stata fatta quasi contemporaneamente, nel radio a 230 GHz, da parecchi gruppi indipendenti (Figura 4): 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. al perielio (circa 1 tonnellata/secondo). Altra importante scoperta 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 (ne sono stati osservati il 16 Agosto, il 9 e 24 Settembre e il 14 e 31 Ottobre'95).
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 (Osservatorio 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 molte conferme anche da Terra. 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 banda 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 (Figura 5).

Figura 5
Spettro della cometa ottenuto dal satellite per astronomia infrarossa ISO dell'Agenzia Spaziale Europea.
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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 La Palma, ne ha postulato 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. Unitamente al cianogeno, e' stato osservato anche HCN (acido cianidrico) 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 presso il radiotelescopio JCMT delle Hawaii e' risultata molto simile a quella del CN: 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. 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.

Figura 6
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).
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La misura del tenore di HNC rispetto all'HCN (Figura 6), 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' risultato simile a quello riscontrato nella Hyakutake a 1,22 U.A. e tipico delle nubi interstellari (0,05); 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. Ma l'NHC 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.
L' annuncio della prima rivelazione certa di OH e' venuta dallo Space Telescope nell' Aprile'96, con la cometa a 4,7 U.A. dal Sole.
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, un valore nettamente maggiore rispetto all'abbondanza cosmica (2.10-5) come, d'altra parte, e' tipico di corpi a debole massa come le comete.
Un altro fondamentale vantaggio delle grande attivita' intrinseca di Hale-Bopp e' stata la possibilita' di seguire in maniera continua lo sviluppo delle varie specie gassose da grandi distanze fino al perielio (Figura 7).

Figura 7
La produzione di varie molecole da parte della cometa, in funzione della distanza dal Sole. Questo studio e' stato condotto da un folto team di ricercatori guidati da N.Bivier (Osservatorio di Parigi) tra l'Agosto '95 e il Gennaio'97, ed ha coinvolto i radiotelescopi di Nancy, l'IRAM di Granada e il JCMT delle Hawaii.
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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 Granada e il JCMT delle Hawaii. Vediamo di riassumerne i risultati che, di certo, sono del tutto nuovi ed affascinanti. 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 al 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 e 2 U.A. l'emissione del CO si sia notevolmente attenuata. 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 assottigliassi 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 Granada 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 rapporto 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!

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