Comete o asteroidi?

In questi giorni è stata resa nota la scoperta della prima cometa doppia da parte del Telescopio Spaziale “Hubble” (HST), con l’articolo pubblicato su Nature. Si tratta di un corpo celeste unico nel suo genere perché nel momento della sua scoperta, avvenuta il 15 novembre 2006 con lo Spacewatch Telescope, questo oggetto aveva un tipico aspetto asteroidale (in parole povere, un semplice puntino di luce che si muove in cielo…) e aveva ricevuto il nome di 2006 VW139. Si trattava di uno fra le centinaia di migliaia di asteroidi che popolano la Fascia Principale, quella regione di spazio compresa fra le orbite di Marte e Giove che contiene circa 750.000 oggetti, residuo della formazione dei pianeti avvenuta 4.7 miliardi di anni fa. L’orbita di 2006 VW139 mostrava un semiasse maggiore di circa 3 UA (1 UA = 150 milioni di km è la distanza media Terra-Sole), una eccentricità di 0.2, una bassa inclinazione sull’eclittica e un periodo orbitale di 5.3 anni. Con queste caratteristiche si vede che, alla minima distanza dal Sole (perielio), 2006 VW139 arriva a 2.4 UA, ben oltre l’orbita di Marte. In seguito, con l’aumentare delle opposizioni osservate, 2006 VW139 ricevette anche la numerazione definitiva e divenne (300163) 2006 VW139, un oggetto come tanti altri, anonimo e non particolarmente interessante.

La prima sorpresa c’è stata nel novembre 2011 quando con il telescopio Pan-STARRS1 (diametro di 1.80 m), venne scoperto che questo asteroide mostrava i tipici segni di una attività cometaria, con una chioma e una coda di polveri lunga un primo d’arco allineata con l’orbita. Da quel momento 2006 VW139 venne classificato come cometa di Fascia Principale ricevendo la designazione di 288P. In seguito si scoprì che questa cometa fa parte di una giovane famiglia di almeno 11 asteroidi che si formarono da un precursore di circa 10 km di diametro durante una collisione avvenuta circa 7.5 milioni di anni fa.

La seconda scoperta è stata fatta nel settembre 2016, durante il passaggio al perielio, quando osservazioni condotte con l’HST hanno confermato l’attività cometaria scoperta nel 2011 e mostrato che il nucleo della cometa non è composto da un singolo corpo (come avviene di solito) ma da due nuclei, di dimensioni simili, in orbita attorno al comune centro di massa e posti alla distanza di circa 100 km l’uno dall’altro. Si tratta quindi di una cometa di Fascia Principale doppia, una vera rarità!

Image of binary asteroid system 288P

Figura 1 – Questo set di immagini riprese dal telescopio spaziale “Hubble” mostra la duplicità e il processo di sublimazione che caratterizza l’ex asteroide 2006 VW139. Si nota una ampia chioma che circonda il sistema binario da cui si diparte una lunga coda di polvere (NASA, ESA, and J. Agarwal (Max Planck Institute for Solar System Research).

Il team che ha fatto la scoperta stima che 2006 VW139/288P esista come sistema binario da soli 5000 anni. Lo scenario di formazione più probabile è che si tratti della frammentazione di un asteroide progenitore avvenuta in seguito al superamento della spin-barrier di circa 2.2 ore. Dopo di che, i due frammenti potrebbero avere subito ulteriori spostamenti a causa della spinta subita in seguito alla sublimazione del ghiaccio portando il valore della distanza a quello attuale. Probabilmente la frammentazione ha portato allo scoperto del ghiaccio interno all’asteroide innescando l’attività cometaria.

Tuttavia la 288P non è la prima cometa scoperta nella Fascia Principale degli asteroidi. Ripercorriamo un po’ la storia della scoperta di questi corpi del tutto inattesi, specie di ibridi fra comete ed asteroidi.

Le comete di Fascia Principale

Le comete della Fascia Principale, o Main Belt Comet (MBC) sono oggetti che presentano le caratteristiche orbitali tipiche di un asteroide di Fascia Principale (l’invariante di Tisserand è molto maggiore di 3, non sono comete della famiglia di Giove), ma mostrano anche le caratteristiche fisiche di una cometa, cioè la chioma e la coda!
Per capire bene l’importanza delle MBC occorre precisare che, fino a pochi anni fa, nel Sistema Solare erano due le “riserve” di comete conosciute: la Fascia di Kuiper e la Nube di Oort. La prima si trova oltre Nettuno, fra le 30 e le 40 UA dal Sole, ed è la sorgente delle comete della Famiglia di Giove, mentre la seconda è molto più distante, fra le 3000 e le 50000 UA dal Sole, ed è il serbatoio delle comete tipo Halley e di quelle a lungo periodo.
Il prototipo delle MBC fu ripreso per la prima volta il 24 e 25 luglio 1979 grazie ad osservazioni da Siding Spring e da Monte Palomar, quando era un oggetto di aspetto stellare di magnitudine +19,5. Essendo di aspetto e orbita asteroidale, ricevette la designazione provvisoria 1979 OW7 dal Minor Planet Center.
Il 7 agosto 1996, Eric Elst (Royal Observatory, Uccle, Belgio) riportò la scoperta di un oggetto di aspetto cometario su immagini riprese il 14 luglio 1996 da Guido Pizarro, con lo Schimidt da 1 m di diametro dell’ESO a La Silla. Le immagini mostravano un oggetto puntiforme, privo di chioma ma con una coda di polveri lunga e sottile, con un’estensione di circa 8.5 minuti d’arco. La coda si trovava all’angolo di posizione 252°, circa 2° dalla direzione verso il Sole. La cometa era a circa 1,68 UA dalla Terra e a 2.68 UA dal Sole, quindi con una lunghezza reale della coda di circa 555000 km. Grazie ad ulteriori osservazioni astrometriche fatte fino al 21 agosto, lo stesso giorno Brian Marsden (IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams) fu in grado di determinare gli elementi orbitali e di identificare la cometa con l’asteroide 1979 OW7. L’orbita su cui si muove quest’oggetto è a bassa inclinazione sull’eclittica (solo 1,39°), ha un’eccentricità moderata (0.168) e un semiasse maggiore di 3.161 UA (periodo orbitale di 5,62 anni). Questo significa che, al perielio, può arrivare fino a 2.64 UA dal Sole, mentre all’afelio può allontanarsi fino a 3.68 UA. Come si può costatare questa è proprio l’orbita tipica di un asteroide di Fascia Principale. Ora l’ex asteroide ha ricevuto la designazione tipica di una cometa: 133P/Elst-Pizarro.

Figura1a

Figura 2 – Immagine della cometa 133P/Elst-Pizarro ripresa il 23 agosto 1996 con il telescopio danese da 1.5 metri di La Silla da Heike Rauer (Paris Observatory, Meudon) e Hermann Boehnhardt (Munich Observatory). La ripresa è stata fatta con il filtro rosso e un tempo di posa di 10 minuti. Il campo di vista è di 8.1×6.6 primi d’arco, il nord è in alto e l’est a sinistra (ESO).

Dopo il 1996 sono stati scoperti altri casi di comete su orbite asteroidali: P/2005 U1 (Read), 176P/LINEAR (118401 LINEAR) e P/2008 R1 (Garradd). La P/Read, scoperta il 24 ottobre 2005 da Michael Read con lo Spacewatch Telescope, è stata molto attiva fino al 27 dicembre, con un tasso di perdita di massa di 0.2 kg/s, circa un ordine di grandezza superiore rispetto alla 133P. L’attività della 176P, scoperta come asteroide dal LINEAR il 7 settembre 1999, è stata rilevata il 26 novembre 2005 da Henry Hsieh e David Jewitt, come risultato di un progetto di monitoraggio portato avanti con il telescopio Gemini Nord da 8 metri di diametro posto sul Mauna Kea. Nel 2006, questo tipo di oggetti sono stati riconosciuti come una classe a parte: comete di Fascia Principale, appunto. La P/2008 R1 è stata scoperta il 2 settembre 2008 da G. J. Garradd della Siding Spring Survey.
In un primo momento, subito dopo la scoperta di 133P, si pensò che l’attività cometaria di questi oggetti della Fascia Principale fosse un fenomeno estemporaneo, dovuta all’impatto con un piccolo asteroide. Questa teoria fu proposta per primo dall’astronomo ungherese Imre Toth. Tuttavia, un meccanismo di questo tipo va bene per spiegare un’emissione sporadica. In realtà la formazione della coda di polvere di 133P si è ripetuta anche in prossimità del successivo passaggio al perielio nel 2002 (e anche nel 2007!). La formazione della coda di 133P non può essere attribuita ad un evento improbabile come la collisione con un piccolo asteroide. Altri modelli proposti sono stati la levitazione di polvere per via elettrostatica alla superficie dell’asteroide (così come avviene sulla Luna), ma allora tutti gli asteroidi dovrebbero presentare una coda dovuta all’espulsione di polvere a causa della rapida rotazione attorno al proprio asse. In effetti, la 133P ruota in sole 3.47 ore ma ci sono rotatori molto più veloci in cui l’emissione di polvere non si osserva, non si capisce perché l’emissione dovrebbe verificarsi vicino al perielio e poi la 176P ruota in 20 ore! Come si vede questi meccanismi per l’espulsione della polvere non riescono a spiegare quanto si osserva.
Il modello correntemente accettato per spiegare le caratteristiche delle MBC fa ricorso alla sublimazione di ghiaccio d’acqua presente sulla superficie dell’asteroide (magari portato alla luce da un impatto recente). Durante la sublimazione, a causa del riscaldamento solare, il vapore d’acqua espelle la polvere dalla superficie dell’asteroide che va a creare la coda. Questo modello è concorde con l’esempio meglio studiato, cioè la 133P, in cui l’attività con formazione della coda è ricorrente e avviene durante il passaggio al perielio, proprio come una cometa, e la quantità di polvere espulsa è consistente con l’esposizione di piccole porzioni ghiacciate della superficie dell’asteroide. Resta un mistero l’origine di questi corpi, da dove vengono? Sono nativi della Fascia Principale? È possibile, ma è anche probabile che si tratti di oggetti della Fascia di Kuiper intrappolati nella Fascia Principale durante la fase di migrazione planetaria, un’origine simile a quella della popolazione degli asteroidi Troiani. Comunque sia, il fascino esercitato da questi oggetti è grande e una missione spaziale dedicata sarebbe più che opportuna per cercare di risolvere uno dei tanti misteri del nostro Sistema Solare.

Un pensiero su “Comete o asteroidi?

Rispondi

Inserisci i tuoi dati qui sotto o clicca su un'icona per effettuare l'accesso:

Logo WordPress.com

Stai commentando usando il tuo account WordPress.com. Chiudi sessione / Modifica )

Foto Twitter

Stai commentando usando il tuo account Twitter. Chiudi sessione / Modifica )

Foto di Facebook

Stai commentando usando il tuo account Facebook. Chiudi sessione / Modifica )

Google+ photo

Stai commentando usando il tuo account Google+. Chiudi sessione / Modifica )

Connessione a %s...