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Rosetta
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Indice
Voci
Rosetta (sonda spaziale)
1
Cometa
5
67P/Churyumov-Gerasimenko
16
Telescopio spaziale Hubble
18
Cometa periodica
27
Note
Fonti e autori delle voci
43
Fonti, licenze e autori delle immagini
44
Licenze della voce
Licenza
45
1
Rosetta
Immagine del veicolo
Dati della missione
Proprietario
Agenzia Spaziale Europea (ESA)
Destinazione
Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko
Esito
missione in corso
Vettore
Ariane 5
Lancio
2 marzo 2004
Strumentazione •• VIRTIS
• lander Philae
Rosetta è una missione sviluppata dall'Agenzia Spaziale Europea e lanciata nel 2004. L'obiettivo della missione è lo
studio della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. La missione è formata da due elementi: la sonda vera e propria e
il lander Philae. Il nome della sonda deriva dalla stele di Rosetta e si spera che la missione sveli dei segreti
riguardanti il sistema solare e la formazione dei pianeti. Il nome del lander deriva dall'isola di Philae: in questa isola
è stato trovato un obelisco che ha aiutato la decifrazione della stele di Rosetta.
Descrizione
Nel 1986 l'arrivo della cometa di Halley è stato seguito da diverse sonde provenienti da più nazioni. L'obiettivo delle
sonde era l'analisi della cometa e tra tutte le missioni la più importante e spettacolare è stata la missione Giotto
dell'Agenzia Spaziale Europea. L'enorme quantità di informazioni riportate delle sonde rese evidente che ulteriori
missioni erano necessarie per spiegare la complessa composizione chimica della cometa e le molte domande che i
dati avevano prodotto.
LA NASA e l'ESA decisero di sviluppare delle nuove missioni in cooperazione, la NASA si concentrò sullo sviluppo
del Comet Rendezvous Asteroid Flyby detta anche missione CRAF, mentre l'ESA studiò una missione che
prevedeva l'inseguimento del nucleo di una cometa e il trasporto di alcuni frammenti a terra. Entrambi le missioni
erano basate sulla precedente missione Mariner Mark II in modo da ridurre i costi di sviluppo. Nel 1992 la NASA
decise di eliminare il progetto CRAF per via di limitazioni impostegli dal congresso degli Stati Uniti d'America.
ESA, sostenendo che la NASA si stava rivelando un collaboratore non affidabile, decise di sviluppare da sola la
missione. Nel 1993 si rese palese che una missione con il trasporto di campioni sulla terra sarebbe stata troppo
costosa per il bilancio ESA e quindi si decise di riprogettare la missione rendendola simile alla defunta missione
CRAF statunitense. La missione fu riprogettata prevedendo un'analisi in loco con l'utilizzo di un lander.
2
La missione sarebbe dovuta partire il 12 gennaio 2003 per raggiungere la cometa 46P/Wirtanen nel 2011. Tuttavia i
progetti furono modificati quando l'Ariane 5 fallì il lancio l'11 dicembre 2002. I nuovi progetti previdero il lancio il
26 febbraio 2004 e il raggiungimento nel 2014 della cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. Dopo due lanci
cancellati la missione Rosetta finalmente partì il 2 marzo 2004 alle 7:17 UTC. Sebbene sia cambiata la data del
lancio lo scopo della missione rimane il medesimo. La sonda Rosetta deve entrare in un'orbita molto lenta intorno
alla cometa e progressivamente deve rallentare la sua orbita fino ad arrestarla in modo da prepararsi alla discesa del
lander. Durante questa fase, la superficie della cometa sarà mappata da VIRTIS, l'occhio principale della sonda, per
individuare il luogo migliore per l'atterraggio del lander. Il lander arriverà sulla cometa con una velocità di 1 m/s
(3,6 km/h) e appena raggiunta la superficie due arpioni si ancoreranno alla superficie in modo da impedirgli di
rimbalzare nello spazio. Alcune trivelle verranno utilizzate per assicurare il lander alla cometa.
Dopo essersi attaccato alla cometa il lander potrà iniziare le analisi scientifiche, che consistono in:
•• caratterizzazione del nucleo;
•• determinazione delle componenti chimiche presenti;
•• studio delle attività della cometa e dei suoi tempi di sviluppo.
L'esatta forma della cometa è attualmente sconosciuta e quindi l'orbiter dovrà realizzare una mappa della cometa in
modo da poter decidere il migliore sito di atterraggio. È previsto che un luogo adatto per l'atterraggio esista ma non
si hanno informazioni dettagliate sulla superficie.
Tabella di marcia della missione
Questa è la tabella di marcia della missione, come pianificata prima del
lancio:
•Primo sorvolo della Terra (marzo 2005)
•Sorvolo di Marte (febbraio 2007)
••Secondo sorvolo della Terra (novembre 2007)
•Sorvolo dell'asteroide 2867 Šteins (5 settembre 2008)
••Terzo sorvolo della Terra (novembre 2009)
•Sorvolo dell'asteroide 21 Lutetia (10 luglio 2010)
••Ibernazione nello spazio profondo (luglio 2011 - gennaio 2014)
•Avvicinamento alla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko
(gennaio-maggio 2014)
Modello al computer della sonda Rosetta (NASA)
•• Mappatura della cometa / caratterizzazione (agosto 2014)
•• Atterraggio sulla cometa (novembre 2014)
•• Inseguimento della cometa intorno al Sole (novembre 2014 - dicembre 2015)
3
Maggiori scoperte ed eventi
2004
•2 marzo - La missione ESA Rosetta è lanciata con successo alle
7:17 UTC. Il lanciatore immette il carico utile e gli stadi
successivi nell'orbita eccentrica (200 × 4000 km). Due ore dopo
alle 9:14 UTC gli stadi successivi forniscono l'energia
necessaria per vincere la forza di gravità e per uscire dall'orbita
terrestre e per entrare in un'orbita eliocentrica. La sonda Rosetta
viene liberata 18 minuti dopo. Il centro di controllo missione
ESA (ESOC) stabilisce il contatto con la sonda.
••10 maggio - La prima e più importante manovra nello spazio
profondo ha successo immettendo la sonda nell'orbita corretta.
Le analisi hanno riportato una deviazione dall'orbita calcolata
di 0,05%.2005
•20 gennaio - OSIRIS, lo strumento di raccolta immagini a
bordo della sonda, viene testato nell'osservazione della cometa
C/2004 Q2 (Machholz), distante 0,443 UA, dimostrando ottime
prestazioni.
Ariane 5: lancio della sonda Rosetta. (Foto: ESA,
CNES, Arianespace)
•4 marzo - Rosetta esegue il primo flyby con la Terra. Il campo magnetico della Terra e della Luna viene utilizzato
per testare e calibrare gli strumenti a bordo della sonda. La minima distanza dalla Terra è di 1 954,7 km alle 22:09
UTC e un'immagine della sonda può essere vista dagli astronomi dilettanti.
• 4 giugno - Gli strumenti d'immagine a bordo della sonda osservano la collisione tra la Cometa Tempel 1 e lo
strumento d'impatto della sonda Deep Impact.
2007
[1]
• 15 febbraio - Rosetta è in perfetto allineamento per il passaggio ravvicinato su Marte.
• 25 febbraio - Rosetta ha effettuato un passaggio ravvicinato di Marte, ad una distanza minima di circa 250 km. Il
passaggio è servito alla sonda per modificare la sua direzione e la sua velocità sfruttando il cosiddetto effetto
fionda planetario.
• 8 novembre - Durante la fase di avvicinamento alla Terra ed ormai prossima al passaggio ravvicinato del 13
novembre, Rosetta è stata individuata da un telescopio robotico di 0,68 metri del Catalina Sky Survey, senza
essere riconosciuta: la sua posizione è stata trasmessa al Minor Planet Center, che ha identificato erroneamente la
sonda come un NEO, la cui rotta l'avrebbe portato a soli 0,89 raggi terrestri dalla superficie, quindi gli è stata data
la designazione provvisoria 2007 VN84. Dopo la corretta identificazione, la designazione è stata ritirata.
• 13 novembre - Rosetta porta a termine con successo il secondo fly-by della Terra, raggiungendo alle ore 21:57
CET il punto di massimo avvicinamento al nostro pianeta, corrispondente ad una distanza minima di 5 295 km sul
Pacifico, a sud-est del Cile.
2008
• 5 settembre - Rosetta sorvola l'asteroide 2867 Šteins. Le foto scattate dallo strumento OSIRIS e dallo spettrometro
a infrarossi VIRTIS, hanno mostrato un oggetto a forma di diamante. L'asteroide ha piccoli crateri, due più
grandi, uno dei quali è di 2 chilometri di diametro: ciò indicherebbe un'età molto avanzata dell'oggetto celeste.
2009
• 13 novembre - Terza manovra di fionda gravitazionale con la Terra. Rosetta nel punto di massimo avvicinamento
ha raggiunto una distanza di 2 481 km dalla superficie. La spinta ricevuta nel corso della manovra ha immesso la
sonda sull'orbita che la porterà a raggiungere il suo obiettivo nel 2014. Il sorvolo del nostro pianeta è stato
sfruttato per eseguire delle rilevazioni scientifiche, tra le quali il tentativo di rilevare la presenza di acqua sulla
Luna.
2010
• 10 luglio - Rosetta sorvola l'asteroide 21 Lutetia, il più grande asteroide osservato da vicino fino al
raggiungimento di 4 Vesta da parte della missione Dawn della NASA. Gli strumenti a bordo mostrano un oggetto
dalla forma irregolare, la cui superficie è interessata da numerose formazioni crateriche. Nel punto di massimo
avvicinamento, la sonda è transitata a 3 162 km dall'asteroide. Le rilevazioni scientifiche hanno anticipato e
proseguiranno anche dopo l'incontro vero e proprio, durato circa un minuto.
2011
• 8 Giugno - Rosetta è stata portata in stato di ibernazione in modo tale da garantirne la sopravvivenza anche a
distanze molto elevate dal sole. [2]
2014
• 20 Gennaio - Rosetta completa con successo il risveglio dalla fase di ibernazione e lancia il segnale verso la terra,
il quale viene ricevuto alle 18:28 GMT dalle stazioni NASA di Goldstone e Canberra e confermato dal centro
operativo ESA di Darmstadt. Oltre alla copertura in diretta streaming sul portale video ESA, l'annuncio è stato
dato tramite l'account twitter @ESA_Rosetta con la frase "Hello, World!"
Note
[1] Rosetta perfettamente allineata per l’avvicinamento critico a Marte (http:// www. esa.int/esaCP/SEMDSSO2UXE_Italy_0. html)
[2] http:// www. esa. int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_comet_probe_enters_hibernation_in_deep_space
Bibliografia
• (EN) "Comet chaser has new quarry" (http:/ /news. bbc.co.uk/ 1/hi/ sci/ tech/ 2830859.stm), BBC News
Online, March 7, 2003;
Altri progetti
•
Commons (http:/ /commons. wikimedia. org/ wiki/ Pagina_principale?uselang=it) contiene immagini o altri
file su Rosetta (http:/ /commons. wikimedia. org/wiki/ Category:Rosetta_(spacecraft)?uselang=it)
4
5
Collegamenti esterni
• (EN) Rosetta website (http:/ /www. esa. int/ rosetta)
• (EN) Rosetta Lander (http:/ /ifp. uni-muenster. de/~balla/publications/ capcom. html) an article by Andrew J
Ball, 1997.
• (EN) gif animation (http:/ / www. bellatrixobservatory. org/ rosetta2. gif) showing images of Rosetta's March 4,
2005 fly-by of Earth.
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Cometa
Una cometa è un corpo celeste relativamente piccolo,
simile ad un asteroide ma composto prevalentemente di
ghiaccio. Nel Sistema solare, le orbite delle comete si
estendono oltre quella di Plutone. Le comete che
entrano nel sistema interno, e si rendono quindi visibili
dalla Terra, hanno spesso orbite ellittiche. Spesso
descritte come "palle di neve sporche", le comete sono
composte per la maggior parte di sostanze volatili come
biossido di carbonio, metano e acqua ghiacciati, con
mescolati aggregati di polvere e vari minerali. La
sublimazione delle sostanze volatili quando la cometa è
Evoluzione delle code di polveri e di ioni, lungo l'orbita di una
in prossimità del Sole causa la formazione della chioma
cometa. La coda di ioni (blu) è più dritta e rivolta in direzione
e della coda.Si pensa che le comete siano dei residui rimasti dalla
opposta al Sole, mentre quella di polveri si incurva relativamente al
percorso orbitale.
condensazione della nebulosa da cui si formò il Sistema
Solare: le zone periferiche di tale nebulosa sarebbero state abbastanza fredde da permettere all'acqua di trovarsi in
forma solida (invece che come gas). È sbagliato descrivere le comete come asteroidi circondati da ghiaccio: i bordi
esterni del disco di accrescimento della nebulosa erano così freddi che i corpi in via di formazione non subirono la
differenziazione sperimentata da corpi in orbite più vicine al Sole.
Cometa
6
Origine del nome
Il termine cometa viene dal greco κομήτης (kométes), cioè chiomato, dotato di chioma, a sua volta derivato da κόμη
(kòme), cioè chioma, capelli, in quanto gli antichi paragonavano la coda di questi corpi celesti ad una lunga
capigliatura.
Caratteristiche fisiche
Nucleo
Immagine del nucleo della Cometa Tempel 1 ripresa dal proiettile
della Deep Impact. Il nucleo raggiunge circa i 6 km di diametro.
Per approfondire, vedi nucleo cometario.
I nuclei cometari possono variare in dimensione dalle centinaia di metri fino a cinquanta e più chilometri e sono
composti da roccia, polvere e ghiacci d'acqua e di altre sostanze, comunemente presenti sulla Terra allo stato
gassoso, quali monossido di carbonio, anidride carbonica, metano ed ammoniaca. Sono popolarmente descritti come
"palle di neve sporca", sebbene osservazioni recenti hanno rivelato forme irregolari e superfici secche di polveri o
rocce, suggerendo che i ghiacci siano nascosti sotto la crosta. Le comete sono composte inoltre da una varietà di
composti organici: oltre ai gas già menzionati, sono presenti metanolo, acido cianidrico, formaldeide, etanolo ed
etano ed anche, forse, molecole più complesse come lunghe catene di idrocarburi e amminoacidi.
Contrariamente a quanto si possa pensare, i nuclei cometari sono tra gli oggetti del Sistema solare più scuri
conosciuti: alcuni sono più neri del carbone. La sonda Giotto scoprì che il nucleo della Cometa di Halley riflette
circa il 4% della luce con cui viene illuminato, e la sonda Deep Space 1 scoprì che la superficie della cometa
Borrelly riflette una percentuale tra il 2,4% e il 3%. Per confronto, il normale asfalto stradale riflette il 7% della luce
incidente.
Nel Sistema solare esterno le comete rimangono in uno stato congelato ed è estremamente difficile o impossibile
rilevarle dalla Terra a cause delle loro ridotte dimensioni. Sono state riportate rilevazioni statistiche da parte del
Telescopio spaziale Hubble di nuclei cometari non attivi nella fascia di Kuiper, sebbene le identificazioni siano state
messe in discussione, e non abbiano ancora ricevuto delle conferme indipendenti.
Cometa
7
La Cometa Holmes nel 2007. Sulla destra nell'immagine è visibile la
caratteristica coda ionica, di colore azzurro.
Chioma e coda
Per approfondire, vedi chioma (astronomia) e coda (astronomia).
Quando una cometa si avvicina al Sistema solare interno, il calore del Sole fa sublimare i suoi strati di ghiaccio più
esterni. 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,
conducono alla formazione di un'enorme coda che punta in direzione opposta al Sole.
Chioma e coda risplendono sia per riflessione diretta della luce incidente, sia in conseguenza della ionizzazione dei
gas per effetto del vento solare. Sebbene la maggior parte delle comete sia troppo debole per essere osservata senza
l'ausilio di un binocolo o di un telescopio, una manciata ogni decade diventa ben visibile ad occhio nudo.
Occasionalmente una cometa può sperimentare una enorme ed improvvisa esplosione di gas e polveri, indicata
comunemente con il termine inglese outburst. Nella fase espansiva seguente la chioma può raggiungere dimensioni
ragguardevoli. Nel novembre del 2007 per la chioma della Cometa Holmes è stato stimato un diametro di 1,4 milioni
di chilometri, pari a quello del Sole. Per un brevissimo periodo, la cometa ha posseduto l'atmosfera più estesa del
Sistema solare.
Spesso polveri e gas formano due code distinte, che puntano in direzioni leggermente differenti: la polvere, più
pesante, rimane indietro rispetto al nucleo e forma spesso una coda incurvata, che si mantiene sull'orbita della
cometa; il gas, più sensibile al vento solare, forma una coda diritta, in direzione opposta al Sole, seguendo le linee
del campo magnetico locale piuttosto che traiettorie orbitali. Viste prospettiche dalla Terra possono determinare
configurazioni in cui le due code si sviluppano in direzioni opposte rispetto al nucleo; oppure in cui la coda di
polveri, più estesa, appare ad entrambi i lati di esso. In questo casi si dice che la cometa possiede una coda ed
un'anti-coda. Un esempio recente ne è stata la Cometa Lulin.
Mentre il nucleo è generalmente inferiore ai 50 km di diametro, la chioma può superare le dimensioni del Sole e
[1]
sono state osservate code ioniche di estensione superiore ad 1 UA (150 milioni di chilometri).
È stato proprio
grazie all'osservazione della coda di una cometa, disposta in direzione opposta al Sole, che Ludwig Biermann ha
contribuito significativamente alla scoperta del vento solare. Sono comunque estremamente tenui, tanto che è
possibile vedere le stelle attraverso di esse.
La coda ionica si forma per effetto fotoelettrico, come risultato dell'azione della radiazione solare ultravioletta
incidente sulla chioma. La radiazione incidente è sufficientemente energetica da superare l'energia di ionizzazione
richiesta dalle particelle degli strati superiori della chioma, che vengono trasformate così in ioni. Il processo conduce
alla formazione di un nuvola di particelle cariche positivamente intorno alla cometa che determina la formazione di
una "magnetosfera indotta", che costituisce un ostacolo per il moto del vento solare. Poiché inoltre la velocità
Cometa
8
relativa tra il vento solare e la cometa è supersonica, a monte della cometa e nella direzione di flusso del vento solare
si forma un bow shock, nel quale si raggruppa un'elevata concentrazione degli ioni cometari (chiamati "pick up
ions"). Il vento solare ne risulta arricchito di plasma in modo che le linee di campo "drappeggiano" attorno alla
cometa formando la coda ionica.
[2]
Se l'intensità del vento solare aumenta ad un livello sufficiente, le
linee del campo magnetico ad esso associato si stringono attorno
alla cometa e ad una certa distanza lungo la coda, oltrepassata la
chioma, si verifica la riconnessione magnetica. Ciò conduce an
"evento di disconnessione della coda": la coda perde la propria
continuità (si "spezza") e la porzione oltre la disconnessione si
disperde nello spazio. Sono state osservate diverse occorrenze di
tali eventi. Degna di nota è la disconnessione della coda della
Cometa Encke avvenuta il 20 aprile del 2007, quando la cometa è
stata investita da un'espulsione di massa coronale. L'osservatorio orbitante solare STEREO-A registrò alcune
immagini dell'evento, che, montate a costituire una sequenza, sono visibili qui a lato.
La Cometa Encke perde la sua coda.
L'osservazione della Cometa Hyakutake nel 1996 ha condotto alla scoperta che le comete emettono raggi X. La
scoperta destò sorpresa tra gli astronomi, che non avevano previsto che le comete potessero emetterne. Si ritiene che
i raggi X siano prodotti dall'interazione tra le comete ed il vento solare: quando ioni con carica elevata attraversano
un'atmosfera cometaria, collidono con gli atomi e le molecole che la compongono. Nella collisione, gli ioni catturano
uno o più elettroni emettendo nello stesso tempo raggi X e fotoni nel lontano ultravioletto.
Caratteristiche orbitali
La maggior parte delle comete seguono
orbite ellittiche molto allungate che le
portano ad avvicinarsi al Sole per brevi
periodi e a permanere nelle zone più
lontane del Sistema solare per la
restante parte. Le comete sono
usualmente classificate in base alla
lunghezza del loro periodo orbitale.
•Sono definite comete di corto
periodo quelle che hanno un
periodo orbitale inferiore a 200
anni. La maggior parte di esse
percorre orbite che giaciono in
prossimità del piano dell'eclittica,
con lo stesso verso di percorrenza
dei pianeti. Tali orbite sono
generalmente caratterizzate da un
afelio posto nella regione dei pianeti
Orbite della Cometa Kohoutek (in rosso) e della Terra (in blu). Per evidenziare la rapidità
esterni (dall'orbita di Giove in poi).Per esempio,
l'afelio dell'orbitadella Cometa di Halley si trova
del moto della cometa sono indicate alcune posizioni assunte dai due corpi nel periodo tra
il 1º ottobre 1973 e il 1º aprile 1974. Si notino anche le differenti eccentricità delle due
orbite.
Cometa
9
poco oltre l'orbita di Nettuno. All'estremo opposto, la Cometa Encke percorre un'orbita che non la porta mai ad
oltrepassare quella di Giove. Le comete periodiche sono a loro volta suddivise nella famiglia cometaria di Giove
(comete con periodo inferiore ai 20 anni) e nella famiglia cometaria di Halley (comete con periodo compreso tra i
20 ed i 200 anni).
• Le comete di lungo periodo percorrono orbite con elevate eccentricità e con periodi compresi tra 200 e migliaia o
anche milioni di anni. (Comunque, per definizione, rimangono gravitazionalmente legate al Sole; non è possibile
parlare propriamente di periodo, infatti, in riferimento a quelle comete che sono espulse dal Sistema solare in
seguito all'incontro ravvicinato con un pianeta). Le loro orbite sono caratterizzate da afelii posti molto oltre la
regione dei pianeti esterni ed i piani orbitali presentano una grande varietà di inclinazioni rispetto al piano
dell'eclittica.
• Le comete extrasolari (in inglese Single-apparition comets o comete da una singola apparizione) percorrono
orbite paraboliche o iperboliche che le portano a uscire permanentemente dal Sistema solare dopo esser passate
una volta in prossimità del Sole.
• Alcune fonti utilizzano la locuzione cometa periodica per riferirsi a ogni cometa che percorra un'orbita chiusa
(cioè, tutte le comete di corto periodo e quelle di lungo periodo), mentre altre la utilizzano esclusivamente per le
comete di corto periodo. Similmente, sebbene il significato letterale di cometa non periodica sia lo stesso di
cometa da una singola apparizione, alcuni lo utilizzano per riferirsi a tutte le comete che non sono "periodiche"
nella seconda accezione del termine (cioè, includendo tutte le comete con un periodo superiore a 200 anni).
• Comete recentemente scoperte nella fascia principale degli asteroidi (cioè corpi appartenenti alla fascia principale
che manifestano attività cometaria durante una parte della loro orbita) percorrono orbite semi-circolari e sono
state classificate a loro stanti.
• Esistono infine le comete radenti (in inglese sun-grazing, ovvero che sfiorano il Sole), dal perielio così vicino al
Sole che ne sfiorano letteralmente la superficie. Esse hanno breve vita, perché l'intensa radiazione solare le fa
evaporare in pochissimo tempo. Sono, inoltre, difficili da osservare, a causa dell'intensa luce solare molto vicina:
per osservarle occorre usare strumenti speciali come un coronografo, usare un filtro a banda molto stretta,
osservarle durante un eclissi totale di Sole, o tramite un satellite.
Da considerazioni sulle caratteristiche orbitali, si ritiene che le comete di corto periodo (decine o centinaia di anni)
provengano dalla fascia di Kuiper o dal disco diffuso - un disco di oggetti nella regione transnettuniana - mentre si
ritiene che il serbatoio delle comete a lungo periodo sia la ben più distante nube di Oort (una distribuzione sferica di
oggetti che costituisce il confine del Sistema solare, la cui esistenza è stata ipotizzata dall’astronomo olandese Jan
Oort). È stato ipotizzato che in tali regioni distanti, un gran numero di comete orbiti intorno al Sole su orbite quasi
circolari. Occasionalmente l'influenza gravitazionale dei pianeti esterni (nel caso degli oggetti presenti nella fascia di
Kuiper) o delle stelle vicine [3] (nel caso di quelli presenti nella nube di Oort) sposta uno di questi oggetti su un'orbita
altamente ellittica che lo porta a tuffarsi verso le regioni interne del Sistema solare, dove appare come una vistosa
cometa. Altre teorie ipotizzate nel passato prevedevano l'esistenza di una compagna sconosciuta del Sole chiamata
Nemesi, o un ipotetico Pianeta X. A differenza del ritorno delle comete periodiche le cui orbite sono state
determinate durante i transiti precedenti, non è predicibile la comparsa di una nuova cometa tramite questo
meccanismo.
Poiché le orbite percorse portano le comete in prossimità dei giganti gassosi, esse sono soggette ad ulteriori
perturbazioni gravitazionali. Le comete di corto periodo mostrano la tendenza di regolarizzare il proprio afelio e
portarlo a coincidere con il raggio orbitale di uno dei pianeti giganti; un chiaro esempio di questo fenomeno è
l'esistenza della famiglia cometaria di Giove. È chiaro inoltre che anche le orbite delle comete provenienti dalla nube
di Oort possono essere fortemente alterate dall'incontro con un gigante gassoso. Giove è la principale fonte di
perturbazioni, possedendo una massa quasi doppia rispetto a tutti gli altri pianeti messi assieme, oltre al fatto che è
anche il pianeta gigante che completa la propria orbita più rapidamente. Queste perturbazioni possono trasferire a
volte comete di lungo periodo su orbite con periodi orbitali più brevi (la Cometa di Halley ne è un esempio).
Cometa
È interessante osservare che l'orbita che viene determinata per una cometa è un'orbita osculatrice, che non tiene
conto delle perturbazioni gravitazionali e non a cui può essere soggetta la cometa. Un esempio ne è il fatto che le
orbite delle comete di corto periodo rivelano piccole variazioni dei parametri orbitali ad ogni transito. Ancora più
significativo è quanto accade per le comete di lungo periodo. Per molte di esse viene calcolata un'orbita parabolica o
iperbolica considerando la massa del Sole concentrata nel suo centro; se però l'orbita viene calcolata quando la
cometa è oltre l'orbita di Nettuno ed assegnando all'attrattore principale la massa presente nelle regioni più interne
del Sistema solare concentrata nel centro di massa del Sistema solare (prevalentemente del sistema composto dal
Sole e da Giove), allora la stessa orbita risulta ellittica. La maggior parte della comete paraboliche ed iperboliche
appartengono quindi al Sistema solare. Una cometa proveniente dallo spazio interstellare dovrebbe invece essere
identificabile da un valore dell'energia orbitale specifica nettamente positivo, corrispondente ad una velocità di
attraversamento del Sistema solare interno di poche decine di km/s. Una stima approssimativa del numero di tali
comete potrebbe essere di quattro per secolo.
Alcune comete periodiche scoperte nel secolo scorso sono "perdute". Per alcune di esse, le osservazioni non
permisero di determinare un'orbita con la precisione necessaria a predirne il ritorno. Di altre, invece, è stata osservata
la frantumazione del nucleo. Quello che può essere stato il loro destino sarà descritto in una sezione successiva.
Tuttavia, occasionalmente una "nuova" cometa scoperta presenta parametri orbitali compatibili con una cometa
perduta. Esempi ne sono le comete 11P/Tempel-Swift-LINEAR, scoperta nel 1869, perduta dopo il 1908 in seguito
ad un incontro ravvicinato con Giove e riscoperta nel 2001 nell'ambito del programma automatizzato per la ricerca di
asteroidi LINEAR del Lincoln Laboratory, e la 206P/Barnard-Boattini, scoperta nel 1892 grazie all'utilizzo della
fotografia, perduta per più di un secolo e riscoperta nel 2008 dall'astronomo italiano Andrea Boattini.
Morte delle comete
Le comete hanno vita relativamente breve. I ripetuti passaggi vicino al
Sole le spogliano progressivamente degli elementi volatili, fino a che la
coda non si può più formare, e rimane solo il materiale roccioso. Se
questo non è abbastanza legato, la cometa può semplicemente svanire
in una nuvola di polveri. Se invece il nucleo roccioso è consistente, la
cometa è adesso diventata un asteroide inerte, che non subirà più
cambiamenti.La frammentazione delle comete può essere attribuita essenzialmente a
tre effetti: all'urto con un meteorite, ad effetti mareali di un corpo
Immagine della cometa
maggiore, quale conseguenza dello shock termico derivante da un
Schwassmann-Wachmann 3 raccolta dal
repentino riscaldamento del nucleo cometario. Spesso episodi di
Telescopio spaziale Spitzer tra il 4 ed il 6 maggio
frantumazione seguono fasi di intensa attività della cometa, indicate
2006
col termine inglese outburst. La frammentazione può comportare un
aumento della superficie esposta al Sole e può risolversi in un rapido processo di disgregazione della cometa.
L'osservazione della frammentazione del nucleo della cometa periodica Schwassmann-Wachmann 3 ha permesso di
[4]
raccogliere nuovi dati su questo fenomeno .
Alcune comete possono subire una fine più violenta: cadere nel Sole oppure entrare in collisione con un pianeta,
durante le loro innumerevoli orbite che percorrono il Sistema solare in lungo e in largo. Le collisioni tra pianeti e
comete sono piuttosto frequenti su scala astronomica: la Terra incontrò una piccola cometa nel 1908, che esplose
nella taiga siberiana causando l'evento di Tunguska, che rase al suolo migliaia di chilometri quadrati di foresta. Nel
1910 la Terra passò attraverso la coda della Cometa di Halley, ma le code sono talmente immateriali che il nostro
pianeta non subì il minimo effetto.
10
Cometa
11
Tra la seconda metà degli anni sessanta ed i
primi anni settanta la cometa
Shoemaker-Levy 9 passò troppo vicino a
Giove e rimase catturata dalla gravità del
pianeta. Le forze di marea causate dalla
gravità spezzarono il nucleo in una decina di
pezzi, i quali poi bombardarono il pianeta
nel 1994 offrendo viste spettacolari ai
telescopi di mezzo mondo, da tempo in
allerta per seguire l'evento. Divenne
I frammenti della cometa Shoemaker-Levy 9
immediatamente chiaro il significato di strane formazioni che si trovano sulla Luna e su altri corpi rocciosi del
Sistema solare: catene di piccoli crateri, posti in linea retta uno dopo l'altro. È evidente che una cometa passò troppo
vicino al nostro pianeta, ne rimase spezzata, e andò a finire contro la Luna causando la catena di crateri.
La collisione di una grossa cometa con la Terra sarebbe un disastro immane se avvenisse vicino ad una grande città,
perché causerebbe sicuramente migliaia, se non milioni di morti. Fortunatamente, seppur frequenti su scala
astronomica, tali eventi sono molto rari su scala umana, e i luoghi densamente abitati della Terra sono ancora molto
pochi rispetto alle vaste aree disabitate o coperte dai mari.
Origine degli sciami meteorici
Il nucleo di ogni cometa perde continuamente materia, che va a formare la coda. La parte più pesante di questo
materiale non è spinta via dal vento solare, ma resta su un'orbita simile a quella originaria. Col tempo, l'orbita
descritta dalla cometa si riempie di sciami di particelle piccolissime, ma molto numerose, e raggruppate in nubi che
hanno origine in corrispondenza di un periodo di attività del nucleo. Quando la Terra incrocia l'orbita di una cometa
in corrispondenza di una nube, il risultato è uno sciame di stelle cadenti, come le famose "lacrime di San Lorenzo"
(10 agosto), o numerosi sciami più piccoli e meno conosciuti.
A volte le nubi sono densissime: la Terra incrocia, ogni 33 anni, la parte più densa della nube delle Leonidi, derivanti
dalla cometa 55P/Tempel-Tuttle. Nel 1833 e nel 1966 le Leonidi diedero luogo a "piogge", con conteggi superiori
[5][6]
alle dieci meteore al secondo
, gli sciami del 1899 e del 1933 non sono stati altrettanto prolifici.
Denominazione
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") - ad 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 ed in questi
Cometa
12
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 [7]) questo sistema è divenuto poco pratico e non è fatto alcun tentativo per assicurare ad 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 ad indicare l'ordine di scoperta nell'anno (per esempio, la Cometa 1969i (Bennett) è stata la 9
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 ad esser passata al perielio nel
1970).
a
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, ad essa viene
assegnata una nuova denominazione composta da una P/, seguita da un numero progressivo dell'annuncio e dal nome
degli scopritori secondo le regole precedentemente indicate. Così la Cometa di Halley, la prima cometa ad 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 YQ
127
(LINEAR).
Ci sono solo cinque oggetti catalogati sia come asteroidi che come comete ed essi sono: 2060 Chiron (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)).
Cometa
13
Storia dello studio delle comete
La questione di cosa fossero le comete, se fenomeni
atmosferici od oggetti interplanetari, rimase a lungo
irrisolta. Gli astronomi si limitavano a registrare la loro
apparizione, ma i tentativi di spiegazione erano pure
speculazioni. La svolta cominciò nel XVI secolo. In
quegli anni, Tycho Brahe provò che dovevano trovarsi
oltre l'orbita della Luna, e quindi ben al di fuori
dell'atmosfera terrestre.Nel XVII secolo, Edmond Halley usò la teoria della
gravitazione, da poco formulata da Isaac Newton, per
calcolare l'orbita di alcune comete. Trovò che una di
queste tornava periodicamente vicino al Sole ogni 76 o
77 anni. Quando questa predizione fu confermata
(Halley era già morto), divenne famosa come la
Cometa di Halley, e si trovò che era stata osservata
ogni 76 anni fin dal 66.La seconda cometa riconosciuta come periodica fu la
Cometa di Encke, nel 1821. Come la Halley, fu
chiamata col nome di chi ne calcolò l'orbita, il
matematico e fisico tedesco Johann Franz Encke (oggi
Cometa C/1995 O1 Hale-Bopp. Si notino le due code: quella blu è di
ioni, l'altra di polveri.
le comete vengono in genere chiamate col nome dello
scopritore).La cometa di Encke ha il periodo più breve conosciuto, poco più di 3 anni, e grazie a questo è anche la cometa della
quale si registrano più apparizioni. È anche la prima cometa per la quale si notò che l'orbita era influenzata da forze
non gravitazionali (vedi più sotto). Anche se adesso è troppo debole per essere osservata ad occhio nudo, dev'essere
stata molto luminosa qualche migliaio di anni fa, quando la sua superficie non era ancora evaporata. La sua prima
apparizione registrata risale tuttavia al 1786.
La vera natura delle comete rimase incerta per altri secoli. All'inizio del XIX secolo un altro matematico tedesco,
Friedrich Wilhelm Bessel, era sulla strada giusta. Creò una teoria secondo la quale la luminosità di una cometa
proveniva dall'evaporazione di un oggetto solido, e che le forze non gravitazionali agenti sulla cometa di Encke
fossero il risultato della spinta causata dai jet di materia in evaporazione. Le sue idee furono dimenticate per più di
100 anni fino a quando Fred Lawrence Whipple, all'oscuro del lavoro di Bessel, propose la stessa teoria nel 1950.
Divenne presto il modello accettato di cometa e fu in seguito confermato dalla flotta di sonde (incluse la sonda
Giotto dell'ESA e le sonde Vega 1 e Vega 2 dell'Unione Sovietica) che andò incontro alla Cometa di Halley nel
1986, per fotografarne il nucleo ed osservare i jet di materiale in evaporazione.
La sonda americana Deep Space 1 passò accanto alla Cometa 19P/Borrelly nel 2001 e confermò che le caratteristiche
della Cometa di Halley erano simili a quelle di altre comete.
La missione Stardust è stata lanciata nel gennaio 1999, ed ha incontrato la cometa Wild 2 nel gennaio 2004. Ha
raccolto del materiale che è rientrato sulla Terra nel 2006.
La missione Deep Impact è stata lanciata nel febbraio 2005, ed ha colpito con un proiettile la cometa Tempel 1 il 4
luglio 2005 (alle 5:52 UTC).
Cometa
14
Portatrici di vita
Sette articoli pubblicati sulla rivista Science (Volume 314, Issue 5806, 2006) da un team di scienziati internazionali,
tra i quali sette italiani, annunciano la scoperta nei grani di polvere della cometa Wild 2 di lunghe molecole
organiche, di ammine precursori di quelle organiche, come il Dna. La sonda Stardust, dopo aver percorso 4,6
miliardi di chilometri in circa sette anni ha catturato un centinaio di grani ognuno piccolo meno di un millimetro.
I grani sono stati catturati il 2 gennaio 2004 dalla coda della cometa Wild 2 con una speciale filtro in aerogel, una
sostanza porosa dall'aspetto lattiginoso. Gli scienziati autori della scoperta, tra cui Alessandra Rotundi
dell'Università Parthenope di Napoli, ritengono che questa scoperta sia la conferma della panspermia, la teoria
secondo la quale molecole portate dalle comete siano alla base dell'origine della vita sulla Terra. È una teoria che
nacque nei primi anni del Novecento e compatibile con le osservazioni fatte dalla sonda europea Giotto nel 1986
quando si avvicinò alla cometa di Halley.
A sostegno di questa ipotesi vengono citati anche i tempi rapidi con la quale sarebbe comparsa la vita sulla Terra.
Secondo i cultori di questa teoria la situazione sulla Terra sarebbe mutata radicalmente in poche decine di milioni di
anni e tempi così rapidi secondo loro si possono spiegare solo con l'ipotesi che a portare gli ingredienti fondamentali
alla vita siano state le comete.
Elenco di comete famose
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••
••
••
Cometa 19P/Borrelly
Cometa 2P/Encke
Cometa Hyakutake
Cometa Hale-Bopp
Cometa di Halley
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••
••
••
••
••
Cometa Humason
Cometa Ikeya-Seki
Cometa Machholz
Cometa McNaught (C/2006 P1)
Cometa Shoemaker-Levy 9
Cometa Kohoutek
Curiosità
• La cometa di Encke, identificata per la prima volta nel 1786, detiene due record: per massima frequenza e minor
durata: il suo periodo equivale a 1206 giorni (3,3 anni) ed è il più breve che si conosca. Il periodo più lungo,
invece, appartiene alla cometa di Delevan, individuata nel 1914, per la quale non è stata determinata con
precisione l'orbita: un calcolo approssimativo prevede il suo ritorno fra circa 749 milioni di anni.
Note
[1] Yeomans, Donald K. " Comet (http://www. worldbookonline. com/ wb/ Article?id=ar125580) World Book Online Reference Center. 2005.
Disponibile anche qui (http:// www. nasa.gov/ worldbook/ comet_worldbook. html) come World book @ NASA.
[2] pp 864-874, Chapter 21, An Introduction to Modern Astrophysics, Carroll and Ostlie, 1996, Addison-Wesley Publishing Company
[3] Il passaggio ravvicinato di una stella vicino al Sole è un evento raro, ma i tempi di questi passaggi ravvicinati sono così lunghi, che gli effetti
possono impiegare migliaia d'anni prima di manifestarsi.
[4] Zdenek Sekanina, Comet 73P/Schwassmann-Wachmann: Nucleus Fragmentation, Its Light-Curve Signature, and Close Approach to Earth in
2006, International Comet Quarterly, 27, 225-240, 2005 ( PDF (http:// www. cfa.harvard.edu/icq/sek_icq_V27_225.pdf))
[5] EYE WITNESS ACCOUNTS OF THE 1966 LEONID STORM (http:/ / leonid.arc.nasa.gov/ 1966.html)
[6] The Leonid meteor storms of 1833 and 1966 (http://dmsweb. home. xs4all. nl/ articles/MN-RAS-Leonid-meteor-storms-1833-1966-Asher.
pdf)
[7] SOHO's 2000th Comet Spotted By Student (http:// sohowww. nascom.nasa.gov/ hotshots/2010_12_28/)
Cometa
15
Bibliografia
• Franco Foresta Martin, Le comete, Firenze, Sansoni Editore, 1982. (ISBN non esistente)
• La superstizione e le comete (http:/ /www. osservatorioacquaviva. it/ sezionestoriaastronomia/
astronomia_antropologia/ superstizione/ comete_superstizioni/ comete_superstizione. pdf) (PDF), Osservatorio
Astronomico Comunale di Acquaviva delle Fonti - Bari. URL consultato il 24 febbraio 2009.
• Marco Murara, Breve storia delle comete (http:// www. astrofilitrentini. it/attiv/ lavori/ haleb4. html),
Associazione Astrofili Trentini, marzo 1997. URL consultato il 24 febbraio 2009.
Voci correlate
••
••
••
••
••
Chioma
Coda (astronomia)
Nucleo cometario
Cometa periodica
Cometa non periodica
••
••
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••
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••
Cometa perduta
Cometa radente
Cometa interstellare
Cometa periodica SOHO
Sciame meteorico
Corpo minore
••
••
••
••
••
Grande Cometa
Impatto astronomico
Zdenek Sekanina
Famiglia di comete
Famiglia di comete quasi-Hilda
Altri progetti
•
Wikizionario contiene il lemma di dizionario «cometa»
•
file sulle comete (http:/ /commons. wikimedia. org/ wiki/ Category:Comets?uselang=it)
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• (EN) Lists and Plots: Comets (http:/ /www. cfa. harvard. edu/ iau/ lists/ CometLists. html), Minor Planet Center,
Unione Astronomica Internazionale. URL consultato il 4 novembre 2009.
• Sandro Baroni, Approfondimento sulle comete italiane (http://www. brera.unimi. it/ SISFA/ atti/ 1996/baroni.
html), Società Italiana degli Storici della Fisica e dell'Astronomia (SISFA). URL consultato il 4 novembre 2009.
• (EN) Comete e altri piccoli corpi celesti (http:/ /directory. google. com/ Top/Science/ Astronomy/ Solar_System/
Small_Bodies/ ) in «Google Directory», Google.com. URL consultato il 4 novembre 2009.
• Diego Menna, Libro virtuale sulle comete (http:/ / digilander. libero.it/comete), Sito amatoriale. URL consultato il 4
novembre 2009.
• (EN) Yanga R. Fernández, List of Jupiter-Family and Halley-Family Comets (http:/ /www. physics. ucf. edu/
~yfernandez/ cometlist. html). URL consultato il 4 novembre 2009.
• (EN) Lamy, P.L.; et al., The Sizes, Shapes, Albedos, and Colors of Cometary Nuclei (http:/ / www. lpi.usra. edu/
books/ CometsII/ 7022.pdf) in Festou, M.C.; Keller, H.U.; Weaver, H.A. (a cura di), Comets II, Tucson,
Cometa
16
University of Arizona Press, pp. 223-264. URL consultato il 4 novembre 2009.
• (EN) What is a comet? (http:/ /www. mps. mpg. de/solar-system-school/ lectures/ jockers/comets1. pdf),
International Max Planck Research School on Physical Processes in the Solar System and Beyond at the
Universities of Braunschweig and Göttingen. URL consultato il 4 novembre 2009. (4,36 megabit)
• Pierpaolo Ricci, Comete al perielio (http://www. pierpaoloricci.it/ eventi/ comete. htm), Sito web personale.
URL consultato il 4 novembre 2009.
Il Sistema solare
Stella:
Sole (Eliosfera · Corrente eliosferica diffusa · Campo magnetico
interplanetario)
Pianeti:
(☾ = luna/e ∅ = anelli)
Mercurio • Venere • Terra (☾ ) • Marte (☾ ) • Giove (☾ ∅) • Saturno (☾ ∅)
• Urano (☾ ∅) • Nettuno (☾ ∅)
Pianeti nani e plutoidi:
Cerere • Plutone (☾ ) • Haumea (☾ ) • Makemake • Eris (☾ )
Corpi minori:
Asteroidi (NEA · Fascia principale · Troiani · Centauri) • TNO (Fascia di
Kuiper · Disco diffuso) • Comete (Radenti · Periodiche · Non periodiche ·
Damocloidi · Nube di Oort)
Argomenti correlati:
Sistema planetario • Pianeta extrasolare • Definizione di pianeta • Pianeti
ipotetici
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Cometa
Scoperta
20 settembre 1969
Scopritori
Klim Ivanovich Churyumov e
Svetlana Ivanovna Gerasimenko
1982 VIII; 1982f;
1989 VI; 1988i;
1969 R1; 1969 IV;
1969h; 1975 P1;
1976 VII; 1975i
Designazioni
alternative
Parametri orbitali
(all'epoca 20 dicembre 2013)
Semiasse maggiore
3,463 UA
Perielio
1,242 UA
Afelio
5,684 UA
Periodo orbitale
6,45 anni
Inclinazione orbitale 7,041°
17
Eccentricità
0,6411
Longitudine del
nodo ascendente
50,160°
Argom. del perielio 12,763°
Ultimo perielio
13 marzo 2009
Prossimo perielio
13 agosto 2015
MOID da Terra
0,257 UA
Periodo di rotazione 12,761 ore
Dati osservativi
Magnitudine app.
a
~ 12 (max)
67P/Churyumov-Gerasimenko o Cometa Churyumov-Gerasimenko è una cometa periodica del nostro Sistema
solare, dal periodo orbitale di 6,45 anni terrestri. Appartiene alla famiglia cometaria di Giove. È la destinazione della
sonda Rosetta, dell'Agenzia Spaziale Europea, lanciata il 2 marzo 2004 e che la raggiungerà nel corso del 2014.
Immagini di Hubble
In preparazione della missione Rosetta, il 12 marzo 2003, il Telescopio
spaziale Hubble è stato rivolto verso la cometa. Grazie alle immagini
ricevute è stato possibile ricostruirne un modello 3D del nucleo,
mostrato nell'immagine.
Scoperta
La Churyumov-Gerasimenko è stata scoperta da Klim Ivanovic
Churyumov grazie all'analisi di una fotografia scattata l'11 settembre
1969 presso l'Istituto di Astrofisica di Alma-Ata da Svetlana Ivanovna
Gerasimenko, che stava studiando la cometa 32P/Comas Solá.
Una elaborazione dell'aspetto del nucleo della
cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.
Churyumov ritenne dapprima che si trattasse della stessa cometa
Comas Solá, salvo poi analizzare ulteriormente le immagini in data 22
ottobre e riconoscere una distanza di 1,8 gradi fra la posizione prevista della cometa e quella del corpo celeste
effettivamente presente in fotografia. Successivi studi permisero di individuare la stessa Comas Solá nella posizione
prevista; questo dimostrò che la cometa immortalata nell'immagine era in realtà un altro corpo, sino a quel momento
sconosciuto.
18
Evoluzione dell'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
avvennuto nel 1959.
Note
• (EN) La cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko sul: Kronk's Cometography (http:/ /cometography. com/ pcomets/
067p.html)
• (EN) La cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko sul sito di Seiichi Yoshida (http:/ /www. aerith. net/ comet/
catalog/ 0067P/index. html)
• (EN) La cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko sul JPL Small-Body Database Browser (http:/ / ssd. jpl.nasa. gov/
sbdb.cgi?sstr=67P;orb=0;cov=0;log=0#top)
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Telescopio Hubble
Immagine del veicolo
Il telescopio spaziale Hubble visto dallo Space Shuttle Discovery durante la seconda missione di servizio, STS-82
Dati della missione
Proprietario
NASA ed ESA
Destinazione
Orbita geocentrica
Satellite di
Esito
Terra
In corso
Vettore
Space Shuttle DiscoveryLancio
24 aprile 1990
Ammaraggio
previsto per il 2014
Durata
~24 anni
Orbita
circolare
Periodo orbitale
Altezza orbita
Eccentricità orbitale
96-97 minuti
560 km
nulla
19
11 t
Massa
•
Strumentazione
Riflettore Ritchey-Chrétien
⌀ 2,4 m
Lunghezza focale 57,6 m
•
•
Sito ufficiale
[1]
Il telescopio spaziale Hubble, sigla HST dal nome in lingua inglese Hubble Space Telescope, è un telescopio posto
negli strati esterni dell'atmosfera terrestre, a circa 560 km di altezza, in orbita attorno alla Terra (ogni orbita dura
circa 92 minuti). È stato lanciato il 24 aprile 1990 con lo Space Shuttle Discovery come progetto comune della
NASA e dell'Agenzia Spaziale Europea (ESA).
Il telescopio può arrivare ad una risoluzione angolare migliore di 0,1 secondi d'arco. L'HST è così chiamato in onore
di Edwin Hubble, astronomo statunitense. È prevista una sinergia con il prossimo Telescopio Spaziale James Webb
(JWSP) nel 2018.
Osservare fuori dall'atmosfera comporta numerosi vantaggi, perché l'atmosfera distorce le immagini e filtra la
radiazione elettromagnetica a certe lunghezze d'onda, in particolare nell'ultravioletto.
Il 27 gennaio 2007 il telescopio è entrato in safemode a causa di un guasto. Lo strumento Advanced Camera for
Surveys ha smesso di funzionare e i tecnici della NASA hanno disabilitato lo strumento per permettere l'utilizzo degli
altri strumenti a bordo del telescopio. L'11 maggio 2009 è stato lanciato lo Space Shuttle Atlantis per la quarta ed
ultima missione di manutenzione del telescopio, terminata con successo.
Descrizione tecnica
Il telescopio ha una massa di circa 11 t, è lungo 13,2 m, ha un diametro massimo di 2,4 m ed è costato 2 miliardi di
dollari. Si tratta di un riflettore con due specchi in configurazione Ritchey-Chrétien. Lo specchio primario è uno
specchio iperbolico concavo di 2,4 m di diametro, che rinvia la luce su uno specchio iperbolico convesso di circa 30
centimetri di diametro. La distanza fra i vertici dei due specchi è di 4,9 m. Approssimando i due specchi come
sferici, si può calcolare il punto di formazione del fuoco Cassegrain, ottenendo che l'immagine si forma circa 1,5 m
dietro il primario.
Due pannelli solari generano l'elettricità, che serve principalmente per alimentare le fotocamere e i tre giroscopi usati
per orientare e stabilizzare il telescopio. In 20 anni di carriera Hubble ha ripreso più di 700 000 immagini
astronomiche.
Lancio e problemi iniziali
Lunghezza d'onda coperta Ottico, ultravioletto, vicino infrarosso
Velocità orbitale
Accelerazione di gravità
Momento angolare
7 500 m/s (27 000 km/h)
8,169 m/s²
10
5,28 × 10 m²/s
20
Lo specchio difettoso
Il telescopio fu lanciato dalla missione Shuttle STS-31
il 24 aprile 1990. Si trattò in realtà di un rinvio del
lancio originale previsto nel 1986, rimandato a causa
del disastro del Challenger nel gennaio dello stesso
anno.
Le prime immagini prese dal telescopio causarono
grande sconforto tra gli astronomi e tutti i partecipanti
Due immagini che mostrano la correzione del problema ottico
al progetto: erano fortemente distorte dall'aberrazione
iniziale
sferica e fuori fuoco, e anche con lunghe elaborazioni
al computer non potevano arrivare alla risoluzione prevista. L’Analisi delle immagini difettose mostrò che la causa
del problema era che lo specchio primario era stato lavorato con una forma sbagliata. Anche se si tratta dello
specchio più preciso mai costruito, con variazioni dalla curva prescritta di soli 10 nm, in corrispondenza del
perimetro lo specchio era troppo piatto di circa 2 200 nm (2,2 μm). Questa differenza fu catastrofica, l'introduzione
di una grave aberrazione sferica, un difetto per cui la luce che riflette sul bordo di uno specchio si concentra in un
punto diverso della luce che si riflette nel suo centro.
L'effetto del difetto sullo specchio per osservazioni scientifiche dipendeva dalla particolare osservazione. Il centro
della FPF aberrato era forte abbastanza da permettere osservazioni di oggetti luminosi ad alta risoluzione, ed anche
la spettroscopia era in gran parte invariata. Tuttavia, la perdita di luce per il grande alone di fuoco notevolmente
ridotto riduceva l'utilità del telescopio per oggetti deboli o quando era richiesto un alto contrasto delle immagini. Ciò
significava che quasi tutti i programmi di ricerca cosmologica erano praticamente impossibili, dal momento che
richiedono l'osservazione di oggetti particolarmente deboli. La NASA e il telescopio divennero bersaglio di molti
scherzi. Per esempio nella commedia del 1991 Una pallottola spuntata 2½ - L'odore della paura Hubble era
raffigurato assieme al Titanic. Tuttavia, nel corso dei primi tre anni della missione, prima della correzione all’ottica,
il telescopio Hubble effettuò un gran numero di osservazioni produttive. L'errore era ben conosciuto, caratterizzato e
stabile, consentendo agli astronomi di ottimizzare i risultati ottenuti utilizzando sofisticate tecniche di elaborazione
delle immagini come la deconvoluzione.
Origine del problema
Fu costituita una commissione presieduta da Lew Allen, direttore del Jet Propulsion Laboratory, che si occupò di
determinare l’origine dell'errore. La Commissione Allen trovò che il “correttore nullo principale”, un dispositivo di
prova utilizzato per ottenere una corretta forma non sferica dello specchio, era stato montato in modo errato, una
lente era fuori posizione di 1,3 mm. Durante la levigazione iniziale e la lucidatura dello specchio, Perkin-Elmer
analizzò la superficie con due correttori nulli convenzionali. Tuttavia, durante la fase di produzione finale, venne
utilizzato un correttore nullo costruito appositamente per soddisfare tolleranze molto severe. Ironia della sorte,
questo dispositivo venne montato in modo errato, con conseguenze estremamente precise (ma sbagliate) sulla forma
dello specchio. Ci sarebbe stata un’ultima possibilità di rilevare l'errore, dal momento che alcuni dei test finali
utilizzarono tradizionali correttori nulli per varie ragioni tecniche. Questi test correttamente indicarono l'aberrazione
sferica. Tuttavia, la società ignorò questi risultati, ritenendo che tali dispositivi fossero meno precisi del dispositivo
primario, che indicava che lo specchio primario era perfetto.
Nella versione in lingua inglese di Wikipedia su questo argomento sono presenti ulteriori informazioni supportate da
fonti. Alcune delle informazioni di questa sezione dedicata al difetto dello specchio principale sono state tratte da
tale pagina. Prima della modifica di questa pagina, il difetto dello specchio era attribuito al fatto che, durante la sua
costruzione, non si sarebbe tenuto conto della differenza dell'indice di rifrazione fra aria e vuoto. Tale tesi, sebbene
apparentemente plausibile, appare priva di fondamento, perché non supportata da nessuna fonte.
21
Strumentazione scientifica
Camera planetaria grandangolare
L'originale Wide Field/Planetary Camera (WF/PC1) fu
sostituita con la Wide Field/Planetary Camera 2
(WF/PC2) durante la prima missione del dicembre
1993. La WF/PC2 (pronuncia uìff-pic) era uno
strumento di scorta sviluppato nel 1985 dal Jet
Propulsion Laboratory (JPL) di Pasadena (California).
Gli specchi secondari della WF/PC2 sono affetti da un
errore uguale e contrario a quello dello specchio
principale, in modo da compensarsi a vicenda. (Lo
specchio primario dell'HST è di 2 μm troppo piatto
Saturno
verso il bordo, così le ottiche correttive della WF/PC2 sono deformate della stessa quantità ma in modo contrario).
Il "cuore" della WF/PC2 consiste in un trio di sensori a largo campo a forma di L e in un sensore per riprese di
pianeti ad alta risoluzione, che va ad occupare l'angolo rimanente. Nella missione Shuttle STS-125, la WF/PC2 è
stata sostituita dalla WFC3 (Wide Field Camera 3), dall'analogo scopo ma con migliori prestazioni.
Spettrografo del Telescopio Spaziale (STIS)
Uno spettrografo scompone la luce raccolta da un telescopio nelle varie frequenze che la compongono, in modo da
poterla analizzare. Lo studio dello spettro fornisce alcune importanti proprietà di un corpo celeste, quali la
composizione chimica qualitativa e quantitativa, la temperatura, la velocità radiale, la velocità di rotazione e i campi
magnetici. Lo STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) può studiare le radiazioni prodotte dai corpi celesti
comprese tra la lunghezza d'onda dell'ultravioletto (115 nm) e quella del vicino infrarosso (1000 nm). Lo strumento
utilizza tre rilevatori, fotocatodi Multi-Anode Microchannel Array (MAMA). Il campo visivo per ciascun MAMA è
di 25 × 25 secondi d'arco mentre il campo del CCD è di 50 × 50 secondi d'arco.
Il principale vantaggio dello STIS è la sua capacità bidimensionale rispetto a quella unidimensionale di un normale
spettroscopio. Ad esempio è possibile rilevare simultaneamente lo spettro di diversi punti di una galassia, invece di
eseguire una rilevazione alla volta di ciascun punto. Lo STIS può anche rilevare in una sola volta una serie di varie
lunghezze d'onda dello spettro di una stella. Dal febbraio 2006 lo spettrografo STIS non è più funzionante.
Camera a infrarossi e Spettrometro multi-oggetto (NICMOS)
Il NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) è uno strumento in grado di eseguire sia
osservazioni nell'infrarosso, che osservazioni spettroscopiche di oggetti astronomici. È sensibile alla radiazione con
lunghezza d'onda compresa tra 0,8 e 2,5 μm, oltre il limite della sensibilità dell'occhio umano. La matrice sensibile
che costituisce i rilevatori dell'infrarosso nel NICMOS deve operare a temperature molto basse. Il NICMOS
mantiene i suoi rilevatori a bassa temperatura all'interno di un condensatore criogenico (un contenitore termicamente
isolato simile a una bottiglia "thermos") che contiene azoto in forma solida. Per funzionare correttamente la camera a
raggi infrarossi deve essere raffreddata a −180 °C, e il condensatore mantiene freddi i detector per anni, più a lungo
che in qualsiasi altro esperimento spaziale.
22
Camera per oggetti deboli (FOC)
La FOC (Faint Object Camera) è stata costruita dall'Agenzia Spaziale Europea. Ci sono due sistemi completi di
rilevazione nel FOC. Ciascuno di essi utilizza un tubo di intensificazione di immagini per produrre una immagine in
uno schermo a fosfori che è 100 000 volte più luminoso della luce che riceve. L'immagine viene poi scandita da una
sensibile camera televisiva a silicio elettrobombardato (EBS). Questo sistema è così sensibile che oggetti con
magnitudine inferiore a 21 devono essere schermati con un sistema di filtri per evitare la saturazione dei rivelatori.
Nel 2002 lo strumento è stato sostituito con Advanced Camera for Surveys (ACS) durante la terza missione di
servizio.
Ottiche correttive assiali (COSTAR)
Il COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) non è uno strumento scientifico: è un pacchetto
di ottiche correttive che fu utilizzato per annullare il difetto dello specchio principale, a favore dello strumento per
oggetti deboli (FOC). Per la sua installazione è stato necessario rimuovere il fotometro ad alta velocità (High Speed
Photometer) durante la prima missione di servizio. Nella quarta missione di servizio è stato sostituito il COSTAR
con il nuovo strumento Cosmic Origin Spectrograph (COS).
Operazioni e osservazioni
Sebbene l'HST sia sempre operativo, non tutto il suo
tempo è impiegato per le osservazioni. Ogni orbita dura
circa 97 minuti e il tempo viene suddiviso tra le
funzioni di gestione e l'osservazione. Le funzioni di
gestione includono la rotazione del telescopio per
puntare un nuovo obiettivo, per evitare la Luna ed il
Sole, commutare le antenne di comunicazione e le
modalità di trasmissione, ricevere comandi di
trasmissione dati, calibrare i sistemi e via dicendo. Per
soddisfare le esigenze di puntamento dell'Hubble si
dovette realizzare un nuovo catalogo stellare, il Guide
Star Catalog, che è diventato di gran lunga il più
completo ed accurato catalogo mai realizzato.
La Nebulosa Occhio di Gatto
Quando l'STScI completa il suo piano di osservazione
principale, il programma viene inviato al Goddard's
Space Telescope Operations Control Center (STOCC)
dove i piani scientifici e di gestione vengono
incorporati in un dettagliato programma di operazioni.
Ciascun evento viene tradotto in una serie di comandi
da inviare ai computer di bordo. I comandi vengono
inviati diverse volte al giorno per far sì che il telescopio
operi efficientemente. Quando è possibile vengono
usati contemporaneamente due strumenti scientifici per
osservare regioni adiacenti del cielo. Per esempio,
mentre lo spettrografo è focalizzato su una stella o una
nebulosa scelta come bersaglio, il WF/PC2 può
L'oggetto di Herbig-Haro HH 47
riprendere l'immagine di una regione di cielo leggermente spostata rispetto alla visuale del bersaglio. Durante
l'osservazione il sensore di guida Fine Guidance Sensors (FGS) segue le loro rispettive stelle guida per mantenere il
telescopio fermamente puntato verso l'obiettivo giusto.
Se un astronomo desidera essere presente durante l'osservazione, c'è un terminale allo STScI e un altro allo STOCC
dove i monitor mostrano le immagini e altri dati durante l'osservazione. Da questi terminali è possibile inviare
soltanto alcuni limitati comandi in tempo reale per l'acquisizione del bersaglio o per cambiare filtri, se il programma
di osservazione lo prevede, ma non sono consentiti altri controlli arbitrari.
I dati tecnici e scientifici dell'HST, come pure le trasmissioni di comandi operativi, sono inviati per mezzo del
sistema Tracking Data Relay Satellite (TDRS) e della stazione a terra collegata ad esso a White Sands nel Nuovo
Messico. Il computer di bordo è in grado di conservare oltre 24 ore di comandi. I dati possono essere diffusi
dall'HST alla stazione a terra direttamente oppure memorizzati e trasmessi in seguito.
Scoperte
• Hubble riprese eccezionali immagini della collisione della cometa Shoemaker-Levy 9 con il pianeta Giove nel
1994.
• Prove del fatto che dei pianeti siano presenti anche attorno a stelle diverse dal Sole sono state raccolte per la
prima volta con Hubble. Ad Hubble spetta inoltre il primato della prima immagine di un pianeta extra-solare
raccolta da un telescopio ottico. L'immagine, rilasciata nel novembre del 2008, mostra il pianeta Fomalhaut b
immerso nel disco protoplanetario di polveri e gas che circonda la sua stella, Fomalhaut.
• Inoltre Hubble ha dimostrato che la materia oscura della nostra galassia non può essere formata solo da deboli
stelle non ancora osservate.
• Alcune osservazioni suggeriscono che il nostro Universo si trovi in uno stato di espansione accelerata.
• La teoria che la maggior parte delle galassie contengono un buco nero nel loro nucleo è stata parzialmente
confermata da numerose osservazioni.
• Nel dicembre 1995, Hubble riprese un'immagine chiamata lo Hubble Deep Field, una regione grande un
trentesimo di milionesimo del cielo notturno e contenente numerose migliaia di deboli galassie. Un'immagine
dello stesso tipo fu presa poco dopo nel cielo australe e risultò molto simile, rafforzando l'ipotesi che l'Universo
sia uniforme su vasta scala, e che la Terra occupi un posto come gli altri nell'Universo.
• Nel 2010, è stata scoperta la galassia più lontana da noi, circa 13,2 miliardi di anni luce, il che equivale a
un'osservazione di quello che era l'universo 480 milioni di anni dopo il Big Bang.
• Il 20 luglio 2011 è stato scoperto il quarto satellite di Plutone.
• L'11 luglio 2012 è stato scoperto un altro satellite di Plutone, il quinto.
23
24
Missioni di servizio
Il telescopio è stato visitato numerose volte da
astronauti in passeggiata spaziale da uno Shuttle.
Queste missioni erano state previste fin dall'inizio come
manutenzione periodica, per riparare eventuali guasti e
per installare nuovi componenti. Inoltre, a causa
dell'attrito con l'atmosfera, il telescopio perde
lentamente quota nel tempo. Lo shuttle lo riporta in
un'orbita più alta ogni volta che lo visita.
•La Missione di servizio 1, svolta nel dicembre 1993
(STS-61) installò alcuni strumenti e altri
componenti. I più importanti furono: il COSTAR
(Corrective Optics Space Telescope Axial
Replacement), una serie di cinque specchi per
correggere le distorsioni causate dallo specchio
primario. La nuova camera planetaria e a grande
campo (Wide Field/Planetary Camera, WF/PC II),
una versione migliorata del precedente sensore
ultravioletto che incorporava anch'essa delle ottiche
di correzione. Durante le attività extraveicolari gli
astronauti, dopo aver sostituito i componenti
difettosi (compreso un pannello solare, chelanciarono nello spazio senza troppi complimenti),
L'Hubble agganciato allo Shuttle per manutenzione
non riuscirono più a chiudere i pannelli deltelescopio, e dovettero rimodellare di sana pianta le "serrature" deformate, effettuando q
seconda più lunga "passeggiata spaziale" di tutta la storia. La NASA dichiarò la missione un successo il 13
gennaio 1994, e mostrò la prima di molte immagini molto migliori delle prime.
• La Missione di servizio 2, svolta nel febbraio 1997 (STS-82) sostituì lo spettrografo ad alta risoluzione con il
nuovo Space Telescope Imaging Spectrograph, e aggiunse una fotocamera a infrarossi.
• La Missione di servizio 3A, nel dicembre 1999 (STS-103) sostituì dei giroscopi e dei sensori di guida guasti, e
aggiunse un nuovo computer di bordo.
• La Missione di servizio 3B, nel marzo 2002 (STS-109) riparò e migliorò numerosi componenti, obbligando gli
astronauti a lunghe e delicate passeggiate spaziali. Gli interventi sul telescopio furono, tra gli altri:
•• Sostituzione dell'unità di alimentazione, cosa particolarmente difficile perché questo componente non era stato
progettato per essere sostituito in orbita. Inoltre il telescopio dovette essere completamente spento per la prima
volta da quando aveva iniziato ad osservare.
• Sostituzione dei pannelli solari. I nuovi pannelli sono derivati da quelli costruiti per i satelliti Iridium. Sono
più piccoli di un terzo rispetto a quelli vecchi, diminuendo così l'attrito con l'atmosfera, e forniscono il 30%
di energia in più. Grazie a loro, tutti gli strumenti di Hubble possono essere accesi e funzionare
contemporaneamente.
•• Sostituzione della "camera per oggetti deboli" (FOC) con la "camera avanzata per Surveys" (ACS). Entrambe
hanno una dimensione simile ad una cabina telefonica.
•• Installazione di un refrigeratore meccanico nella camera a infrarossi, non più funzionante.
Il completamento di questa missione migliorò notevolmente le capacità di Hubble, e alcuni entusiasti
sostennero che fosse diventato un nuovo strumento.
25
• La Missione di servizio 4, l'ultima vista l'imminente fine della vita operativa di Hubble, originariamente prevista
per il febbraio 2005 venne inizialmente annullata a causa del disastro dello Space Shuttle Columbia. La NASA
valutò in un primo momento se effettuare la missione senza equipaggio, cioè in forma robotizzata, ma l'ipotesi fu
abbandonata a causa dei rischi tecnici. Il 31 ottobre 2006 l'amministratore Mike Giffin ha dato il via libera per la
[2]
missione di servizio, è stata compiuta dalla missione STS-125 dello Shuttle Atlantis, il cui lancio , previsto
inizialmente per il mese di ottobre 2008 è stato rimandato all'11 maggio 2009 a causa di malfunzionamenti
software del telescopio poi fortunatamente risolti dai tecnici, ha apportato le seguenti modifiche [3]:
•• Sostituzione completa dei 6 giroscopi cuore del sistema di puntamento.
•• Sostituzione completa delle batterie ormai prossime all'esaurimento.
• Installazione della Wide Field Camera 3 al posto di WFPC2
• Installazione del Cosmic Origin Spectrgraph al posto di COSTAR
•• Riparazione della elettronica di STIS
Con il completamento di tutti gli obiettivi principali della STS-125, ed alcuni che non erano considerati vitali,
l'aggiornamento migliora sensibilmente le prestazioni del telescopio. L'importanza di Hubble non è dovuta solo alle
spettacolari immagini, ma soprattutto dalle ricerche che ha permesso - una media di 14 articoli scientifici alla
settimana basati sui dati raccolti. Ufficialmente gli aggiornamenti estendono la vita del telescopio fino al 2014,
tuttavia David Leckrone, senior scientist, ha affermato prima della missione che se gli obiettivi venivano raggiunti
dagli astronauti, Hubble poteva facilmente superare questa data..
Il successore
Per approfondire, vedi Telescopio Spaziale James Webb.
Non prima del 2014 è previsto il lancio
del James Webb Space Telescope
(JWST), inizialmente chiamato Next
Generation Space Telescope (NGST).
Sarà dotato di specchi di diametro
equivalente a 6,5 metri e opererà
nell'infrarosso, con l'obiettivo
principale di osservare le galassie
responsabili della ri-ionizzazione
dell'Universo primordiale. Sarà
posizionato in un'orbita molto più
Disegno
della NASA che
evidenzia l'evoluzione
telescopi,
da quelli terrestri,
ad
elevata, a circa 1,5 milioni dichilometri dal sistema
Terra-Luna,
indirezione
opposta aldeiSole
(secondopunto
di Lagrange
dell'orbita terr
Hubble fino al previsto JWST.
massima sensibilità alla radiazione infrarossa. Tuttavia il telescopio James Webb rileva solo lo spettro infrarosso
quindi Hubble, che possiede sensori che operano nelle bande dell'ultravioletto, del visibile e dell'infrarosso-vicino,
può continuare ad essere di grande beneficio alla comunità scientifica.
Come descritto precedentemente, Hubble può osservare nell'infrarosso da 0,8 a 2,5 μm, mentre JWST avrà una
sensibilità che va da 0,6 a 28,5 μm; quindi si sovrappone alla sensibilità di Hubble e ne costituisce un vero e proprio
successore in questo ristretto campo dell'osservazione, anche in considerazione del fatto che il suo lancio è previsto
praticamente per lo stesso periodo in cui è prevista la fine della vita operativa di Hubble. Va ricordato però che
Hubble è sensibile a tutto lo spettro del visibile, oltre che all'ultravioletto, mentre JWST nel visibile vedrà fino a un
26
limite inferiore di 0,6 μm. In questo senso si può affermare che JWST può essere visto come il successore di Hubble
soprattutto per l'osservazione nell'infrarosso, mentre si affiancherà ad esso per le osservazioni nelle altre lunghezze
d'onda.
Note
[1] http:// hubblesite.org
[2] Programma di lancio dal sito NASA (http:// www. nasa.gov/ mission_pages/station/structure/iss_manifest.html)
[3] Obiettivi della missione STS-125 (http:// www. nasa.gov/ mission_pages/hubble/servicing/sm4_announce_feature.html)
Voci correlate
••
••
••
••
••
Campo profondo di Hubble
Campo ultra profondo di Hubble
Hubble Deep Field South
Hubble Extreme Deep Field
Telescopio spaziale
•• Hubble - 15 anni di scoperte
Altri progetti
•
file su telescopio spaziale Hubble (http:/ /commons. wikimedia. org/ wiki/
Category:Hubble_Space_Telescope?uselang=it)
• (EN) Principale sito NASA sull'HST (http:/ /hubble. nasa. gov/ )
• (EN) Archivio di immagini di pubblico dominio prese con l'HST (http:/ /hubblesite. org/newscenter/ archive/ )
• (EN) Pagina NASA sulla missione che lanciò l'HST (http:/ /science. ksc. nasa. gov/ shuttle/ missions/ sts-31/
mission-sts-31. html)
• Pagina in italiano sull'HST e le sue scoperte (http:/ / www. vialattea. net/ hubble/ )
Portale Astronautica
Portale Astronomia
Cometa periodica
Cometa periodica
Una cometa periodica è una cometa con un
periodo orbitale inferiore a 200 anni (queste
comete sono chiamate anche comete
periodiche di corto periodo), o una cometa
osservata per almeno due volte al suo
passaggio al perielio (ad esempio la
153P/Ikeya-Zhang che ha un periodo di 366
anni). A volte il termine cometa periodica
viene usato per indicare qualsiasi cometa
dotata di periodicità, anche se più grande di
200 anni.Quando si scopre una nuova cometa, essa
riceve una designazione provvisoria
composta dall'anno della scoperta seguito da
La cometa di Halley nel 1986
una lettera maiuscola che identifica la
quindicina del mese della scoperta e da un
numero progressivo riferito alle scoperte di quella particolare quindicina del mese. Le comete periodiche, in
aggiunta, ricevono il prefisso P/, le non periodiche ricevono il prefisso C/.
Le comete periodiche dopo il secondo passaggio al perielio ricevono in sostituzione della sigla iniziale un numero
progressivo seguito dai nomi degli scopritori fino a un massimo di tre. Ecco perché molte comete periodiche
cambiano denominazione nel tempo, come la P/1990 V1 (Shoemaker-Levy 1), scoperta nel 1990 e rinominata
192P/Shoemaker-Levy nel 2007 a seguito dell'osservazione del suo secondo passaggio al perielio.
Oltre che una persona fisica lo scopritore può anche essere un programma di ricerca o un satellite artificiale che ha
effettuato la scoperta: a volte nomi di scopritori si trovano accanto a nomi di programmi o satelliti come nel caso
della cometa 11P/Tempel-Swift-LINEAR.
In alcuni rari casi, come per la 2P/Encke e la 27P/Crommelin, la cometa porta il nome di colui che ne ha calcolato
l'orbita. Calcolare l'orbita di una cometa periodica è piuttosto complicato a causa di tutte le possibili perturbazioni
planetarie a cui possono essere soggette. Prima dell'avvento dei computer alcune persone dedicavano l'intera carriera
a questo compito. Nonostante questo di non poche comete periodiche se ne sono perse le tracce perché sono
influenzate anche da effetti non gravitazionali come il rilascio di gas e altri materiali che formano la chioma e la
coda della cometa.
A volte le comete periodiche condividono lo stesso nome, è il caso delle 9 comete Shoemaker-Levy o le 33 comete
NEAT. L'Unione Astronomica Internazionale le distingue o per il prefisso numerico (vedi tabella sotto) o per la
designazione completa. Ad esempio P/1990 V1 e P/1991 V1 sono entrambe "comete Shoemaker-Levy". In
letteratura è usato un sistema informale di numerazione (valido solo per le comete periodiche). Nell'esempio
precedente di P/1990 V1 e P/1991 V1 vengono chiamate rispettivamente cometa Shoemaker-Levy 1 e Cometa
Shoemaker-Levy 6.
27
Cometa periodica
28
Lista delle comete periodiche numerate
Cometa
Scopritore
Anno della
scoperta
Periodo
orbitale
in anni
1P/Halley
Halley
1758
076,09
2P/Encke
Méchain (Encke ha calcolato l'orbita)
1786
003,30
3D/Biela
Biela
1826
006,61
4P/Faye
Faye
1843
007,54
5D/Brorsen
Brorsen
1846
005,46
6P/d'Arrest
d'Arrest
1851
006,51
7P/Pons-Winnecke
Pons & Winnecke
1819 & 1858
006,37
8P/Tuttle
Tuttle
1858
013,58
9P/Tempel (Tempel 1)
Tempel
1867
005,51
10P/Tempel (Tempel 2)
Tempel
1873
005,38
11P/Tempel-Swift-LINEAR
Tempel & Swift & LINEAR
1869
006,37
12P/Pons-Brooks
Pons & Brooks
1812
070,9
13P/Olbers
Olbers
1815
069,52
14P/Wolf
Wolf
1884
008,74
15P/Finlay
Finlay
1886
006,75
16P/Brooks (Brooks 2)
Brooks
1889
006,86
17P/Holmes
Holmes
1892
006,88
18D/Perrine-Mrkos
Perrine & Mrkos
1896
006,75
19P/Borrelly
Borrelly
1904
006,8
20D/Westphal
Westphal
1852
062,28
21P/Giacobini-Zinner
Giacobini & Zinner
1900
006,62
22P/Kopff
Kopff
1907
006,46
23P/Brorsen-Metcalf
Brorsen & Metcalf
1847
070,52
24P/Schaumasse
Schaumasse
1911
008,24
25D/Neujmin (Neujmin 2)
Neujmin
1916
005,43
26P/Grigg-Skjellerup
Grigg & Skjellerup
1902 & 1922
005,31
27P/Crommelin
Pons (Crommelin ha calcolato l'orbita)
1818
027,4
28P/Neujmin (Neujmin 1)
Neujmin
1913
018,17
29P/Schwassmann-Wachmann (Schwassmann-Wachmann Schwassmann & Wachmann
1)
1925
014,65
30P/Reinmuth (Reinmuth 1)
1928
007,32
2)
1929
008,70
32P/Comas Solá
Comas Solá
1926
008,80
33P/Daniel
Daniel
1909
008,06
34D/Gale
Gale
1927
010,99
Reinmuth
Cometa periodica
29
35P/Herschel-Rigollet
Herschel & Rigollet
1939 & 1788
154,91
36P/Whipple
Whipple
1936
008,50
37P/Forbes
Forbes
1929
006,35
38P/Stephan-Oterma
Stephan & Oterma
1867
037,71
39P/Oterma
Oterma
1943
019,43
40P/Väisälä (Väisälä 1)
Väisälä
1939
010,83
41P/Tuttle-Giacobini-Kresák
Tuttle & Giacobini & Kresák
1858
005,42
42P/Neujmin (Neujmin 3)
Neujmin
1929
010,71
43P/Wolf-Harrington
Wolf & Harrington
1924
006,46
44P/Reinmuth (Reinmuth 2)
Reinmuth
1947
006,64
45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková
Honda & Mrkos & Pajdušáková
1948
005,25
46P/Wirtanen
Wirtanen
1948
005,44
47P/Ashbrook-Jackson
Ashbrook & Jackson
1948
008,30
48P/Johnson
Johnson
1949
006,96
49P/Arend-Rigaux
Arend & Rigaux
1951
006,62
50P/Arend
Arend
1951
008,24
51P/Harrington
Harrington
1953
006,77
52P/Harrington-Abell
Harrington & Abell
1955
007,54
53P/Van Biesbroeck
Van Biesbroeck
1954
012,53
54P/de Vico-Swift-NEAT
de Vico & Swift & NEAT
1844
007,31
55P/Tempel-Tuttle
Tempel & Tuttle
1865
033,22
56P/Slaughter-Burnham
Slaughter & Burnham
1959
011,54
57P/du Toit-Neujmin-Delporte
du Toit & Neujmin & Delporte
1941
006,42
58P/Jackson-Neujmin
Jackson & Neujmin
1936
008,24
59P/Kearns-Kwee
Kearns & Kwee
1963
009,47
60P/Tsuchinshan (Tsuchinshan 2)
Tsuchinshan
1965
006,78
61P/Shajn-Schaldach
Shajn & Schaldach
1949
007,49
62P/Tsuchinshan (Tsuchinshan 1)
Tsuchinshan
1965
006,64
63P/Wild (Wild 1)
Wild
1960
013,24
64P/Swift-Gehrels
Swift& Gehrels
1889
009,21
65P/Gunn
Gunn
1970
006,80
66P/du Toit
du Toit
1944
014,71
Churyumov & Gerasimenko
1969
006,57
68P/Klemola
Klemola
1965
010,82
69P/Taylor
Taylor
1915
006,95
70P/Kojima
Kojima
1970
007,04
71P/Clark
Clark
1970
005,52
72P/Denning-Fujikawa
Denning & Fujikawa
1881
009,01
[1]
Cometa periodica
30
3)
1930
005,36
74P/Smirnova-Chernykh
Smirnova & Chernykh
1975
008,52
75D/Kohoutek
Kohoutek
1975
006,68
76P/West-Kohoutek-Ikemura
West & Kohoutek & Ikemura
1975
006,41
77P/Longmore
Longmore
1975
006,83
78P/Gehrels (Gehrels 2)
Gehrels
1973
007,22
79P/du Toit-Hartley
du Toit & Hartley
1945
005,28
80P/Peters-Hartley
Peters & Hartley
1846
008,12
81P/Wild (Wild 2)
Wild
1978
006,41
Gehrels
1975
008,45
83P/Russell (Russell 1)
Russell
1979
006,10
84P/Giclas
Giclas
1978
006,96
85P/Boethin
Boethin
1975
011,22
86P/Wild (Wild 3)
Wild
1980
006,93
87P/Bus
Bus
1981
006,51
88P/Howell
Howell
1981
005,5
Russell
1980
007,42
Gehrels
1972
014,84
Russell
1983
007,66
92P/Sanguin
Sanguin
1977
012,44
93P/Lovas (Lovas 1)
Lovas
1980
009,15
Russell
1984
006,58
95P/Chiron = asteroide (2060) Chiron
Kowal
1977
050,54
96P/Machholz (Machholz 1)
Machholz
1986
005,23
97P/Metcalf-Brewington
Metcalf & Brewington
1906
010,53
98P/Takamizawa
Takamizawa
1984
007,43
99P/Kowal (Kowal 1)
Kowal
1977
015,06
100P/Hartley (Hartley 1)
Hartley
1985
006,29
101P/Chernykh
Chernykh
1977
013,92
102P/Shoemaker (Shoemaker 1)
C. Shoemaker & E. Shoemaker
1984
007,26
Hartley
1986
006,39
104P/Kowal (Kowal 2)
Kowal
1979
006,18
105P/Singer Brewster
Singer Brewster
1986
006,44
106P/Schuster
Schuster
1977
007,29
107P/Wilson-Harrington = asteroide 4015
Wilson-Harrington
Helin & Wilson & Harrington
1949
004,28
108P/Ciffréo
Ciffréo
1985
007,25
109P/Swift-Tuttle
Swift & Tuttle
1862
133,28
Hartley
1988
006,88
Cometa periodica
31
111P/Helin-Roman-Crockett
Helin & Roman & Crockett
1989
008,16
112P/Urata-Niijima
Urata & Niijima
1986
006,65
113P/Spitaler
Spitaler
1890
007,09
114P/Wiseman-Skiff
Wiseman & Skiff
1986
006,66
115P/Maury (Maury 1)
Maury
1985
008,79
116P/Wild (Wild 4)
Wild
1990
006,48
117P/Helin-Roman-Alu (Helin-Roman-Alu 1)
Helin & Roman & Alu
1989
009,57
118P/Shoemaker-Levy (Shoemaker-Levy 4)
C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy
1991
006,49
119P/Parker-Hartley
Parker & Hartley
1989
008,89
120P/Mueller (Mueller 1)
Mueller
1987
008,41
121P/Shoemaker-Holt (Shoemaker-Holt 2)
C.Shoemaker, E.Shoemaker & Holt
1989
008,05
122P/de Vico
de Vico
1846
074,41
123P/West-Hartley
West & Hartley
1989
007,58
124P/Mrkos
Mrkos
1991
005,74
125P/Spacewatch (Spacewatch 1)
Spacewatch
1991
005,56
126P/IRAS
IRAS
1983
013,29
127P/Holt-Olmstead
Holt & Olmstead
1990
006,34
128P/Shoemaker-Holt (Shoemaker-Holt 1)
C. Shoemaker, E. Shoemaker & Holt
1987
009,51
1991
007,25
130P/McNaught-Hughes
McNaught & Hughes
1991
006,67
Mueller
1990
007,05
132P/Helin-Roman-Alu (Helin-Roman-Alu 2)
Helin & Roman & Alu
1989
008,24
133P/Elst-Pizarro = asteroide (7968) Elst-Pizarro
Elst & Pizarro
1996
005,62
134P/Kowal-Vávrová
Kowal & Vávrová
1983
015,58
1992
007,49
Mueller
1990
008,57
1990
009,37
1991
006,91
139P/Väisälä-Oterma
Väisälä & Oterma
1939
009,54
140P/Bowell-Skiff
Bowell & Skiff
1983
016,18
141P/Machholz (Machholz 2)
Machholz
1994
005,22
142P/Ge-Wang
Ge & Wang
1988
011,17
143P/Kowal-Mrkos
Kowal & Mrkos
1984
008,95
144P/Kushida
Kushida
1994
007,58
1991
008,69
146P/Shoemaker-LINEAR
C. Shoemaker, E. Shoemaker & LINEAR
1984
007,88
147P/Kushida-Muramatsu
Kushida & Muramatsu
1993
007,44
148P/Anderson-LINEAR
Anderson & LINEAR
1963
007,05
Mueller
1992
009,01
Cometa periodica
32
150P/LONEOS (LONEOS 3)
LONEOS
2000
007,66
151P/Helin
Helin
1987
014,06
152P/Helin-Lawrence
Helin & Lawrence
1993
009,52
153P/Ikeya-Zhang
Ikeya & Zhang
1661
364,46
154P/Brewington
Brewington
1992
010,66
1986
017,10
156P/Russell-LINEAR
Russell & LINEAR
1986
006,84
157P/Tritton
Tritton
1978
006,45
158P/Kowal-LINEAR
Kowal & LINEAR
1979
010,29
LONEOS
2003
014,31
160P/LINEAR (LINEAR 43)
LINEAR
2004
007,95
161P/Hartley-IRAS
Hartley & IRAS
1983
021,50
162P/Siding Spring (Siding Spring 2)
Siding Spring
2004
005,32
163P/NEAT (NEAT 21)
NEAT
2004
007,01
164P/Christensen (Christensen 2)
Christensen
2004
006,91
LINEAR
2000
076,41
166P/NEAT (NEAT 8)
NEAT
2001
051,89
167P/CINEOS
CINEOS
2004
064,78
168P/Hergenrother (Hergenrother 1)
Hergenrother
1998
006,92
169P/NEAT (NEAT 22)
NEAT
2002
004,20
Christensen
2005
008,63
171P/Spahr (Spahr 2)
Spahr
2005
006,62
172P/Yeung
Yeung
2002
006,59
Mueller
1993
013,78
174P/Echeclus = asteroide 60558 Echeclus
Spacewatch
2000
035,36
175P/Hergenrother (Hergenrother 2)
Hergenrother
2000
006,63
176P/LINEAR (LINEAR 52) = asteroide 118401
LINEAR
LINEAR
1999
005,71
177P/Barnard (Barnard 2)
Barnard
1889
119,64
178P/Hug-Bell
Hug & Bell
1999
007,04
179P/Jedicke (Jedicke 1)
Jedicke
1995
014,35
180P/NEAT (NEAT 3)
NEAT
2001
007,53
1991
007,53
LONEOS
2001
005,02
183P/Korlević-Jurić
Korlević & Jurić
1999
009,56
184P/Lovas (Lovas 2)
Lovas
1986
006,78
185P/Petriew
Petriew
2001
005,49
186P/Garradd (Garradd 1)
Garradd
1975
010,64
LINEAR
1998
009,45
188P/LINEAR-Mueller
LINEAR & Mueller
1998
009,13
Cometa periodica
33
189P/NEAT (NEAT 10)
NEAT
2002
004,98
Mueller
1998
008,73
191P/McNaught (McNaught 11)
McNaught
2007
006,64
1990
016,38
193P/LINEAR-NEAT (LINEAR-NEAT 2)
LINEAR & NEAT
2001
006,74
LINEAR
2000
008,01
195P/Hill (Hill 1)
Hill
1993
016,49
196P/Tichý
Tichý
2000
007,34
LINEAR
2003
004,85
198P/ODAS
OCA-DLR Asteroid Survey (ODAS)
1998
006,78
1999
014,58
200P/Larsen (Larsen 1)
Larsen
1997
010,9
LONEOS
2001
006,44
202P/Scotti (Scotti 2)
Scotti
2001
007,34
203P/Korlevic
Korlević
1999
010,0
LINEAR & NEAT
2001
007,02
205P/Giacobini
Giacobini
1896
006,66
206P/Barnard-Boattini
Barnard & Boattini
1892
005,83
207P/NEAT (NEAT 4)
NEAT
2008
007,66
208P/McMillan
Robert S. McMillan
2000
008,13
LINEAR
2004
005,03
Christensen
2003
005,71
211P/Hill (Hill 3)
Hill
2003
006,73
212P/NEAT (NEAT 24)
NEAT
2000
007,79
213P/Van Ness (Van Ness 2)
Van Ness
2005
006,34
LINEAR
2002
006,84
215P/NEAT (NEAT 11)
NEAT
2002
008,10
LINEAR
2001
007,64
LINEAR
2001
007,98
LINEAR
2003
006,11
LINEAR
2002
006,99
McNaught
2004
005,50
LINEAR
2002
006,50
LINEAR
2004
004,83
223P/Skiff (Skiff 2)
Skiff
2002
008,45
LINEAR & NEAT
2003
006,29
LINEAR
2002
006,68
226P/Pigott-LINEAR-Kowalski
Pigott
1783
007,30
227P/Catalina-LINEAR
Catalina Sky Survey & LINEAR
2004
006,80
IAUC 8974
[2]
Cometa periodica
34
LINEAR
2001
008,49
229P/Gibbs
Gibbs
2001
007,77
230P/LINEAR (LINEAR?)
LINEAR
1997
006,27
LINEAR & NEAT
2003
008,08
232P/Hill (Hill 2)
Hill
1999
009,49
233P/LA SAGRA (LA SAGRA)
LA SAGRA (LSSS)
2009
005,29
LINEAR
2001
007,46
LINEAR
2001
008,00
LINEAR
2003
007,20
LINEAR
2002
007,22
238P/Read (Read 3)
Read
2005
005,63
LINEAR
1999
009,42
240P/NEAT (NEAT 12)
NEAT
2002
007,59
LINEAR
1999
010,69
242P/Spahr (Spahr 1)
Spahr
1997
013,16
243P/NEAT (NEAT 17)
NEAT
2003
007,50
244P/Scotti (Scotti 1)
Scotti
2000
011,24
245P/WISE
WISE
2010
008,03
246P/NEAT (NEAT 20)
NEAT
2004
008,04
247P/LINEAR
LINEAR
2002
007,98
248P/Gibbs
Gibbs
1996
014,64
LINEAR
2006
004,63
250P/Larson
Larson
2011
007,21
LINEAR
2004
006,52
LINEAR
2000
005,35
253P/Pan-STARRS (Pan-STARRS 2)
Pan-STARRS
2011
006,47
254P/McNaught (McNaught)
McNaught
2010
010,09
255P/Levy (Levy 2)
David H. Levy
2006
005,29
256P/LINEAR
LINEAR
2003
009,89
257P/Catalina
Catalina Sky Survey
2006
007,27
258P/Pan-STARRS
Pan-STARRS
2012
009,23
259P/Garradd (Garradd 4)
Garradd
2008
004,50
McNaught
2005
007,07
261P/Larson (Larson 1)
Larson
2005
006,79
262P/McNaught-Russell
McNaught-Russell
1994
018,27
263P/Gibbs (Gibbs 3)
Gibbs
2006
005,27
Larsen
2004
007,68
LINEAR
2003
008,77
Christensen
2006
006,63
Cometa periodica
35
LONEOS
2006
005,97
268P/Bernardi
Bernardi
2005
009,55
269P/Jedicke (Jedicke 2)
Jedicke
1996
19,23
Gehrels
1997
17,52
271P/van Houten-Lemmon
van Houten-Mount Lemmon Survey
1960
018,28
272P/NEAT (NEAT 19)
NEAT
2004
009,42
273P/Pons-Gambart
Pons & Gambart
1827
186,60
274P/Tombaugh-Tenagra
Clyde William Tombaugh-Osservatorio
Tenagra II
2012
009,12
275P/Hermann
Hermann
1999
013,83
276P/Vorobjov
Vorobjov
2012
012,43
277P/Linear (LINEAR 51)
Linear
2005
007,60
McNaught
2006
007,09
279P/La Sagra
La Sagra Sky Survey (LSSS)
2009
006,76
Larsen
2004
009.58
281P/MOSS
MOSS
2013
010.72
283P/Spacewatch
Spacewatch
2013
008,41
McNaught
2007
007,07
LINEAR
2003
009,59
Christensen
2005
008,35
Christensen
2006
008,51
289P/Blanpain
Blanpain
1819
005,32
290P/Jäger
Jäger
1998
014,97
291P/NEAT (NEAT 16)
NEAT
2003
009,72
292P/Li
Li
1998
015,17
282P
288P
Lista delle comete periodiche non numerate
Cometa
Scopritori
C/1468 S1 = C/1337 M1
[3]
C/1861 J1 = C/1500 H1
Tebbutt (1861)
C/2012 BJ98
D/1884 O1 (Barnard 1)
Barnard
P/2001 W2 (BATTeRS)
BATTeRS
P/2008 J2 (Beshore)
Beshore (Mount Lemmon Survey)
P/2008 O3 (Boattini 1)
Boattini (Mount Lemmon Survey)
P/2008 T1 (Boattini 2)
P/2008 Y1 (Boattini 3)
Boattini (Catalina Sky Survey)
Cometa periodica
36
P/2009 B1 (Boattini 4)
P/2009 Q4 (Boattini 5)
P/2010 U1 (Boattini 6)
P/2011 V1 (Boattini 7)
P/2011 Y2 (Boattini 8)
C/2011 Y3 (Boattini 9)
P/1984 A1 (Bradfield 1)
Bradfield
P/1989 A3 (Bradfield 2)
Bradfield
D/1886 K1 (Brooks 1)
Brooks
P/2005 T5 (Broughton)
Broughton
P/1999 V1 (Catalina 1)
Catalina Sky Survey (Hergenrother)
P/1999 XN120 (Catalina 2)
Catalina Sky Survey
P/2005 JQ5 (Catalina 3)
Catalina Sky Survey
P/2005 JY126 (Catalina 4)
Catalina Sky Survey
P/2005 N5 (Catalina 5)
Catalina Sky Survey
P/2007 C2 (Catalina 6)
Catalina Sky Survey [4]
P/2007 T6 (Catalina 7)
Catalina Sky Survey
P/2007 VQ11 (Catalina 8)
Catalina Sky Survey
P/2008 E1 Catalina (Catalina ?)
Catalina Sky Survey
P/2009 WX51 (Catalina 9)
Catalina Sky Survey
P/2011 CR42 Catalina (Catalina ?)
Catalina Sky Survey
P/2005 JD108 (Catalina-NEAT)
Catalina Sky Survey & NEAT
P/2005 O2 (Christensen 5)
Christensen
P/2005 T2 (Christensen 6)
Christensen
P/2005 W2 (Christensen 7)
Christensen
P/2006 F2 (Christensen 8)
Christensen
P/2006 S1 (Christensen 10)
Christensen
P/2006 S4 (Christensen 11)
Christensen
P/2006 WY182 (Christensen 13)
Christensen
P/2007 B1 (Christensen 14)
Christensen [5]
P/2007 C1 (Christensen 15)
Christensen [6]
D/1894 F1 (Denning)
Denning
D/1921 H1 (Dubiago)
Dubiago
P/2007 H3 (Garradd 2)
Garradd [7]
P/2007 R4 (Garradd 3)
Garradd [8]
P/2006 U7 (Gibbs 1)
Gibbs (Mount Lemmon Survey)
P/2006 W1 (Gibbs 2)
Gibbs (Catalina Sky Survey)
P/2007 K2 (Gibbs 4)
Gibbs (Catalina Sky Survey) [9]
Cometa periodica
37
P/2007 R2 (Gibbs 5)
Gibbs (Catalina Sky Survey) [10]
P/2007 R3 (Gibbs 6)
Gibbs (Mount Lemmon Survey) [11]
P/2007 T4 (Gibbs 7)
Gibbs
P/2009 K1 (Gibbs 8)
Gibbs
P/2012 F5 (Gibbs 9)
Gibbs
P/2007 Q2 (Gilmore)
Gilmore
D/1978 R1 (Haneda-Campos)
Haneda & Campos
D/1952 B1 (Harrington-Wilson)
Harrington & Wilson
D/1766 G1 (Helfenzrieder)
Helfenzrieder
P/2006 D1 (Hill 4)
Hill (Catalina Sky Survey)
P/2006 S6 (Hill 5)
Hill
P/2007 V2 (Hill 6)
Hill
P/2008 L2 (Hill 7)
Hill
P/2008 T4 (Hill 8)
Hill
P/2009 O3 (Hill 9)
Hill
P/2009 Q1 (Hill 10)
Hill
P/2010 A1 (Hill 11)
Hill
P/2010 A3 (Hill 12)
Hill
P/2013 D1 Holvorcem
Holvorcem
P/2010 V1 Ikeya-Murakami
Ikeya & Murakami
P/2010 E2 (Jarnac)
Osservatorio Jarnac
P/1997 B1 Kobayashi
Kobayashi
P/2005 W3 (Kowalski 1)
Kowalski (Catalina Sky Survey)
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P/1996 R2 Lagerkvist
Lagerkvist
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P/2004 C1 (Larsen 2)
Larsen
P/2007 R1 (Larson 2)
Larson (Mount Lemmon Survey) [12]
P/2007 V1 (Larson 3)
Larson
P/2011 FR143 (Lemmon)
Lemmon
P/2011 VJ5 (Lemmon)
Lemmon
P/2013 TL117 (Lemmon)
Lemmon
P/1991 L3 (Levy 1)
Levy
D/1770 L1 (Lexell)
Messier (Lexell ha calcolato l'orbita)
Cometa periodica
38
P/1999 E1 (Li 2)
Li
P/1998 G1 (LINEAR 1)
LINEAR
P/1998 VS24 (LINEAR 2)
LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
P/1999 S3 (LINEAR 6)
LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR
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LINEAR & Catalina Sky Survey
P/2010 TO20 (LINEAR-Grauer)
LINEAR & Grauer
P/2004 V5 (LINEAR-Hill)
LINEAR & Hill
P/2001 BB50 (LINEAR-NEAT 1)
LINEAR & NEAT
P/2004 R3 (LINEAR-NEAT 6)
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Cometa periodica
39
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P/2000 S4 (LINEAR-Spacewatch)
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P/1999 RO28 (LONEOS 1)
LONEOS
P/2000 S3 (LONEOS 2)
LONEOS
P/2001 R1 (LONEOS 4)
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Mellish
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Montani
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P/2001 H5 (NEAT 2)
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Cometa periodica
40
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P/2001 T3 (NEAT 7)
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NEAT
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ODAS
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P/2013 O2 (Pan-STARRS 9)
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P/2013 P1 (Pan-STARRS 10)
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P/2005 S3 (Read 1)
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D/1918 W1 (Schorr)
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Siding Spring Survey
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P/2000 S1 (Skiff 1)
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Skiff
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P/1999 R1 = 2003 R5 = 2007 R5 (SOHO)
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SOHO [14]
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Cometa periodica
41
P/1996 X3 = 2002 S7 = 2008 N4 (SOHO)
SOHO [16]
P/2003 T12 SOHO
SOHO
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Spacewatch
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Spacewatch
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P/1937 D1 (Wilk)
Wilk
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Voci correlate
•• Cometa
•• Cometa periodica SOHO
•• Grande cometa
••
••
••
••
Cometa perduta
Cometa non periodica
Famiglia di comete
Famiglia di comete quasi-Hilda
Cometa periodica
42
Note
[1] Dati tratti dal sito http:// cometography. com/pergroup1.html
[2] http:// www. cfa.harvard.edu/iauc/08900/08974.html
[3] Publ. of the Astronomical Society of Japan, v.47, p.699-710. Periodic Comets Found in Historical Records (http:// adsabs.harvard.edu/abs/
1995PASJ.. .47..699H)
[4] http:// www. cfa.harvard.edu/mpec/K07/ K07C54.html
[5] http:// www. cfa.harvard.edu/mpec/K07/ K07B25.html
[6] http:// www. cfa.harvard.edu/mpec/K07/ K07C69.html
[7] http:// www. cfa.harvard.edu/mpec/K07/ K07H55.html
[8] http:// www. cfa.harvard.edu/mpec/K07/ K07S04.html
[9] http:// www. cfa.harvard.edu/mpec/K07/ K07K52.html
[10] http://www. cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2007R2.html
[11] http://www. cfa.harvard.edu/mpec/K07/ K07S02.html
[12] http://www. cfa.harvard.edu/mpec/K07/ K07R36.html
[15] http://www. cfa.harvard.edu/mpec/K09/ K09H56.html
[16] http://www. cfa.harvard.edu/mpec/K09/ K09J14.html
[17] http://www. cfa.harvard.edu/mpec/K07/ K07B79.html
[18] http://www. cfa.harvard.edu/iauc/08800/08873.html
• (EN) Minor Planet Center Periodic Comet Numbers (http:/ /www. cfa. harvard. edu/iau/ lists/ PeriodicCodes.
html)
• (EN) Cometography.com Periodic Comets (http:/ /www. cometography. com/ periodic_comets. html)
• (EN) Seiichi Yoshida's Comet Catalog (http:/ / www. aerith. net/ comet/ catalog/ index-periodic. html)
• (EN) Periodic comets on the Planetary Data System Small Bodies Node (http:/ /pdssbn. astro. umd. edu/
comet_data/ periodic_comets. html)
• (EN) Periodic Comet Recoverers (http:/ / pirlwww. lpl. arizona. edu/~jscotti/comets. dir/comrec. pdf)
• (EN) MPC: Dates of Last Observation of Comets (http:/ / www. cfa. harvard. edu/ iau/ lists/ LastCometObs. html)
(periodic and non-periodic)
• (EN) Cometary Designation System (http:// www. cfa.harvard. edu/iau/ lists/ CometResolution. html), Minor
Planet Center. URL consultato il 6 ottobre 2009.
Il Sistema solare
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