Evoluzione superficiale delle comete e nuclei cometari inattivi

1
Evoluzione superficiale delle cometee nuclei
cometari inattivi

• Marco Micheli

Seminario di Sistemi Planetari I II
2
I nuclei cometari

• I nuclei cometari sono oggetti prevalentemente
  solidi con dimensioni generalmente comprese tra 1
  km e 10 km.
• Le caratteristiche principali di un oggetto
  cometario sono
• Emissione di materiali volatili
• Fasi di inattività e attivazione in vicinanza del
  Sole
• Queste caratteristiche sono ben spiegate, in
  prima approssimazione, da un modello di nuclei
  con una grande percentuale di ghiacci.
• La sublimazione di questi ghiacci è responsabile
  del rilascio di materiale che forma le strutture
  estese tipiche delle comete (chioma e code).
• Lattivazione a breve distanza dal Sole è
  collegata allaumento di temperatura che innesca
  la sublimazione stessa.

Nucleo della cometa 1P/Halley
Giotto/ESA/HMC/MPAe
1
3
Fenomeni di estinzione

• Un nucleo cometario è un oggetto transiente,
  destinato a perdere le sue caratteristiche in
  tempi scala di qualche migliaio di anni.
• I possibili processi responsabili
  delleliminazione di una cometa sono
• Disintegrazione del nucleo
• Perdita di tutti i componenti volatili
• Formazione di una crosta non volatile in
  superficie
• Per verificare queste ipotesi di evoluzione si
  devono cercare prove dellesistenza degli stati
  finali di questi processi, cioe
• Sciami meteorici
• Asteroidi con caratteristiche cometarie
• Nel seguito verranno introdotte le prime due
  ipotesi, ed approfondita la terza.

orbitali fisiche
2
4
Disintegrazione del nucleo

• La frammentazione di un nucleo cometario in
  prossimità del perielio è un evento non
  particolarmente raro. Tra le cause di
  frammentazione troviamo 11
• Effetto mareale del Sole (del tipo limite di
  Roche)
• Cedimento da pressione causata dallevaporazione
  di sacche di gas
• Il risultato può essere qualitativamente molto
  vario. Ad esempio
• Formazione di frammenti macroscopici
• Totale disintegrazione del nucleo
• Sono ormai noti molti esempi di entrambi i
  fenomeni.
• Es) C/2005 A1 (LINEAR) C/1999 S4 (LINEAR)

Comete multiple
Scomparsa delloggetto
Osservatorio Astronomico Serafino Zani
HST/STScI
3
5
Sciami meteorici associati
La disintegrazione di un nucleo cometario
potrebbe portare alla formazione di uno sciame di
frammenti coorbitali con loggetto progenitore.
Se la sua orbita interseca quella terrestre ciò
potrebbe originare un outburst meteorico. Es) La
cometa 3D/Biela venne osservata frammentarsi nel
1846 e nel 1852. Da allora non venne più
ritrovata, ma al suo posto si presentò un intenso
sciame meteorico, associato alla stessa
orbita. Uno sciame meteorico si può generare
anche da un oggetto non disintegrato, grazie
allespulsione di polveri durante lusuale
attività emissiva di una cometa. Tale progenitore
potrebbe poi evolvere verso uno stato inattivo
quindi un eventuale oggetto asteroidale con uno
sciame meteorico associato potrebbe indicare la
sua natura di cometa estinta. Es) Lasteroide
(3200) Phaeton è responsabile dello sciame
meteorico delle Geminidi. Es) Lo sciame meteorico
delle Quadrantidi, uno dei più intensi dellanno,
è stato probabilmente originato da un piccolo
oggetto oggi inattivo, noto come 2003 EH1.
Lintegrazione numerica delle due orbite 6
porta ad ipotizzare che lemissione di materiale
dalloggetto sia avvenuta circa 500 anni fa.
4
6
Asteroidi con orbite cometarie

• Lanalisi delle orbite degli asteroidi noti
  rivela lesistenza di alcuni oggetti con orbite
  tipicamente cometarie. Potrebbero essere nuclei
  cometari inattivi.
• La distinzione è effettuata per mezzo
  dellinvariante di Tisserand 3.
• Un asteroide tipico ha Tgt3, mentre una tipica
  cometa di medio o lungo periodo ha Tlt2. Esistono
  oggetti allapparenza asteroidali con Tlt2.
• Es) Lasteroide (5335) Damocles ha T1.145
• Esistono anche moltissimi corpi asteroidali con
  orbite tipiche delle comete della famiglia di
  Giove (2ltTlt3).
• Alcuni NEOs (circa il 10) si sono probabilmente
  originati come comete di questo tipo.
• Es) Lasteroide NEO (3552) Don Quixote ha
  T2.314. Da simulazioni al calcolatore 12
  risulta che con altissima probabilità questo
  corpo ha avuto origine come cometa della famiglia
  di Giove.

5
7
Comete come progenitori di NEOs

• Per molti anni si è creduto che le comete estinte
  fossero i progenitori di gran parte dei Near
  Earth Objects. Oggi si è convinti che questo
  canale di rifornimento giustifichi non più del
  10 di questa popolazione.
• Le evidenze di questo fatto vanno ricercate
  comparando le distribuzioni di comete e NEOs
  secondo caratteristiche fisiche
• Classe spettrale
• Albedo
• E noto che i nuclei cometari hanno albedo molto
  bassi e classi spettrali scure (simili alle
  classi C e D degli asteroidi).
• Unanalisi delle classi spettrali di un campione
  significativo di NEOs 4 rivela che solo una
  quantità modesta di essi appartiene alle classi
  spettrali cometarie.
• Unanalisi degli albedo 12 rivela indicazioni
  simili. Se però essa viene eseguita solo sui NEOs
  con Tlt3 si ottiene che circa il 90 di questi ha
  albedo bassi, compatibili con le caratteristiche
  cometarie.

6
8
Riattivazione di nuclei cometari

• La metodologia più ovvia per identificare nuclei
  cometari inattivi è ovviamente osservarne una
  loro occasionale riattivazione.
• Il fenomeno è stato osservato in alcuni oggetti,
  che hanno ora ricevuto una classificazione mista.
  Può essere dovuto a
• Spostamento delloggetto su unorbita più interna
• Esposizione di materiale fresco per impatti o
  fratture nella crosta
• Non tutti i casi di attività sporadica sono però
  prove convincenti di un oggetto cometario
  esistono anche oggetti ora classificati come
  comete, ma con caratteristiche orbitali
  tipicamente asteroidali. E possibile che si
  tratti di normali asteroidi, la cui attività
  emissiva è dovuta ad eventi collisionali.

Es) Loggetto 133P/Elst-Pizarro è su unorbita
tipica di un asteroide di fascia principale,
compatibile con la famiglia di Themis. Nel 1996
ha mostrato brevemente una lunga coda,
probabilmente attribuibile ad una collisione.
Spacewatch/J.V. Scotti
7
9
Osservazione in situ dei nuclei
Negli ultimi anni sono state raccolte grandi
quantità di informazioni sui nuclei cometari,
grazie soprattutto ad alcune missioni spaziali
che hanno transitato allinterno della chioma di
alcune comete. Si può dedurre da queste
osservazioni che un eventuale nucleo cometario
estinto dovrebbe essere un oggetto di dimensioni
non piccole, con albedo basso e spettro
compatibile con le classi spettrali più scure (C,
D, ).

• Si sono osservate alcune caratteristiche comuni
  ai vari nuclei cometari
• Come ipotizzato in precedenza i nuclei hanno
  dimensioni piuttosto piccole (d 1 10 km).
• La superficie è prevalentemente coperta da
  materiale poco riflettente (A 0.02 0.06).
• Le zone emissive coprono una frazione esigua
  della superficie (a volte anche meno dell1).

Nucleo della cometa 81P/Wild
Stardust/JPL/Nasa
8
10
Spettri di nuclei cometari

• Lo spettro di un nucleo cometario può essere
  ottenuto solo quando questo è a notevole distanza
  dal Sole. Le dimensioni estremamente piccole di
  questi oggetti li rendono difficilmente
  osservabili a queste distanze.
• Es) Un oggetto di qualche chilometro con albedo
  di circa 0.04, posto a circa 5 ua, raggiungerebbe
  una magnitudine visuale inferiore alla 23.
• Le modalità per ottenere tali spettri sono
  sostanzialmente le seguenti
• Osservazione in situ del nucleo cometario le
  missioni spaziali hanno permesso di ottenere
  direttamente una piccola quantità di spettri
  (restringendosi alle regioni non attive).
• Osservazione del nucleo prima della sua
  attivazione (attorno allafelio) i grandi
  telescopi attualmente disponibili consentono la
  realizzazione di spettri dei nuclei più grandi.
• Osservazione di nuclei di oggetti con attività
  occasionale, nei periodi senza attività emissiva.

9
11
Spettri di nuclei cometari
Dalle osservazioni disponibili si ricavano
spettri senza particolari strutture, che spaziano
dal grigio (spettri quasi piatti, tipo C) al
rosso (spettri tipo D) 12. Es) Spettro 1
delloggetto 2001 OG108 nello stato di nucleo
inattivo. Questo oggetto si è attivato alcuni
mesi dopo, ed è stato riclassificato come cometa.
1
La determinazione del tipo spettrale dei
candidati a cometa estinta è quasi sempre
coerente con questo schema. Es) Gli asteroidi
(2060) Chiron e (3200) Phaeton hanno spettri
assimilabili ad un tipo D. (2060) Chiron è un
centauro che ha mostrato attività cometaria 9,
mentre (3200) Phaeton è il NEO progenitore delle
Geminidi.
10
12
Formazione della crosta non volatile

• Il meccanismo di formazione della crosta non
  volatile in superficie è tuttora poco chiaro.
  Sono stati proposti 12 due meccanismi
• Durante la sua permanenza nelle regioni esterne
  il nucleo cometario verrebbe irradiato con raggi
  cosmici galattici o protoni solari, che
  potrebbero liberare i composti volatili più
  superficiali, e trasformare molecole organiche in
  forme meno riflettenti
• Durante la fase attiva potrebbero venire espulsi
  grani non volatili, con velocità inferiori alla
  velocità di fuga, che ricadrebbero sulla
  superficie formando strati isolanti
• Si è osservato 12 che alcune comete
  dinamicamente antiche hanno regioni attive
  inferiori allo 0.1 del totale. Ciò è coerente
  con un progressivo aumento della regione coperta
  dalla crosta, destinato a rendere loggetto
  totalmente inattivo.
• Es) La cometa 49P/Arend-Rigaux orbita in una
  configurazione risonante, che ne prolunga la vita
  dinamica nella regione di attività. Ha una
  frazione di superficie attiva stimata 12 nello
  0.08.

11
13
Confronto con i KBOs
Per verificare la possibilità che la crosta dei
nuclei cometari sia originata nel Sistema Solare
esterno è possibile confrontare la superficie dei
nuclei con quella degli oggetti della Fascia di
Kuiper, che ne sono i probabili progenitori. Per
fare ciò è possibile confrontare la riflettività
dei diversi oggetti. Un parametro utile è il
gradiente di riflettività normalizzato S,
definito 7 come dove S è la riflettività e S
è la sua media sul range spettrale considerato
(in genere nel visibile). E espresso usualmente
in percentuale su 100 nm. Spesso tale valore
viene stimato per via fotometrica misurando la
magnitudine delloggetto in due bande
(generalmente V ed R) e utilizzando la
relazione Nel fare ciò si presuppone che lo
spettro sia lineare nel range considerato. Ciò è
generalmente vero per tutto il visibile.
12
14
Confronto con i KBOs
Uno studio 8 su 28 KBOs, 12 nuclei cometari e
23 presunte comete estinte presenta i seguenti
valori KBOs 232 Nuclei 83 Comete
estinte 72 Le due distribuzioni ricavate dal
campione suddetto sono rappresentate a lato un
test di Kolmogorov-Smirnov rivela che esse
possono derivare da distribuzioni identiche con
una probabilità di 210-4.
8
E evidente che i KBOs sono superficialmente
diversi dalle comete, mentre le comete estinte
sono compatibili con caratteristiche cometarie.
13
15
Tempi scala delle comete

• Calcoliamo ora landamento in funzione del raggio
  di alcuni dei tempi scala tipici di un oggetto
  cometario
• Periodo orbitale indipendente dal raggio (circa
  10 yr)
• Vita dinamica indipendente dal raggio (circa 105
  yr)
• Periodo di rotazione del nucleo
  approssimativamente indipendente dal raggio
  (circa 1 h)
• Tempo di devolatilizzazione scala con il raggio,
  infatti
• Tempo di eccitazione di rotazioni su assi non
  principali scala con R2, perché
• Tempo di damping delle rotazioni anomale non è
  facilmente stimabile, in quanto dipende dalla
  struttura interna delloggetto. Dalla letteratura
  3 si ricava che varia con R-2

14
16
Tempi di devolatilizzazione
La caratteristica più interessante delle comete è
la loro evoluzione rapida rispetto alle scale
tipiche del Sistema Solare. Le scale temporali
che determinano la vita di una cometa sono
diverse, e dipendono fortemente dalle dimensioni
delloggetto considerato. Ciò è coerente
con lesistenza di numerosi nuclei cometari
inattivi.
La prima scala temporale interessante è fornita
dal tempo medio di devolatilizzazione, cioè dal
tempo in cui un oggetto cometario perderebbe
tutti i suoi componenti volatili. Si vede dal
grafico a lato 3 che tale tempo è quasi sempre
inferiore alla vita orbitale di una media cometa
della Famiglia di Giove.
3
15
17
Periodi di rotazione dei nuclei
La misura del periodo di rotazione dei nuclei
cometari ci può fornire interessanti indicazioni
sullo strength tensile dei materiali che li
compongono. Il periodo di rotazione è conosciuto
solo per pochi nuclei, ma si nota lassenza di
rotatori veloci, anche tra gli oggetti di piccole
dimensioni. Si ipotizza che i nuclei
cometari siano aggregati di particelle poco
coerenti.
Nel grafico sono indicati i periodi di rotazione
di alcune comete note. Si può vedere che tutti
gli oggetti riportati sono sopra alla soglia
approssimata di fissione. Ciò è indicativo di uno
strength tensile piuttosto basso. Es) La cometa
D/1993 F2 (Shoemaker-Levy 9) è stata distrutta
con facilità dalleffetto mareale di Giove.
3
16
18
Rotazioni anomale dei nuclei
E interessante anche esaminare gli assi di
rotazione dei nuclei cometari. E possibile
ricercare uneventuale rotazione eccitata, lungo
assi diversi dagli assi principali dinerzia.
Tale rotazione anomala può essere innescata
dallemissione di materiale, e smorzata da
processi dissipativi. Pertanto è
ipotizzabile che i nuclei cometari siano in stati
eccitati di rotazione 2.
La scala temporale delleccitazione di rotazioni
anomale è molto breve per oggetti piccoli, spesso
anche inferiore ad un periodo orbitale. La scala
di damping di tali rotazioni è nettamente
superiore, ed inizia a competere con
leccitazione solo per nuclei di circa 100 km,
dimensioni superiori a quelle di ogni oggetto
noto.
3
17
19
Confronto con gli asteroidi
Alcuni dei fenomeni esposti per le comete
avvengono anche per gli oggetti asteroidali, ma
su scale temporali molto più lente. Può essere
interessante confrontare alcune di queste
analogie
Formazione di crosta Dagli studi citati in
precedenza 12 si ricava che la crosta non
volatile si può formare in circa 103 yr.
Space Weathering Da simulazioni eseguite a Terra
e opportunamente riscalate 10 si pensa che il
fenomeno dello Space Weathering di asteroidi
avvenga in circa 106 yr.
Emissione di materiale Una stima dellordine di
grandezza delleffetto può essere ottenuta
partendo dalle grandezze introdotte in precedenza
Effetto Yarkovsky Per ottenere una stima (in
eccesso) supponiamo che tutto lirraggiamento
delloggetto sia in una direzione
18
20
Nuovi ambiti di ricerca

• A partire dalla fine degli anni Novanta
  linaugurazione di grandi survey dedicate alla
  scoperta di asteroidi e comete ha permesso la
  catalogazione di una grande quantità di oggetti,
  e ne sono stati scoperti molti con
  caratteristiche dinamiche apparentemente
  cometarie.
• Molti di questi oggetti sono intrinsecamente
  deboli o lontani, ed è pertanto difficile
  osservarne direttamente una attività emissiva. La
  conferma della loro natura cometaria potrebbe
  avvenire per varie strade
• Individuazione di un aspetto lievemente diffuso
  con osservazioni visuali a grande apertura
• Ricerca di fenomeni di debole attività in
  occasione di particolari configurazioni
  reciproche Sole-Terra-oggetto 5
• Necessità di introdurre effetti non
  gravitazionali per ricavare unorbita accurata
  per un oggetto 12
• Al momento solo la prima strategia ha prodotto
  risultati positivi. Le altre vie sono state
  tentate solo su pochissimi oggetti, e non hanno
  condotto a risultati univoci.

19
21
Bibliografia
1 Abell P.A. et al., Icarus, 179, 174-194
(2005) 2 Belton M.J.S. et al., Icarus, 175,
181-193 (2005) 3 Bertotti B., Farinella P.,
Vokrouhlický D., Physics of the Solar System,
(2003) 4 Dandy C.L. et al., Proceedings of the
Conference ACM 2002, 915-118 (2002) 5 Hsieh
H.H, Jewitt D.C., Astrophysical Journal, 624,
1093-1096 (2005) 6 Jenniskens P., The
Astronomical Journal, 127, 3018-3022
(2004) 7 Jewitt D.C., The Astronomical Journal,
123, 1039-1049 (2002) 8 Jewitt D.C.,
Proceedings of the Conference ACM 2002, 11-19
(2002) 9 Luu J.X., Jewitt D.C., The
Astronomical Journal, 100, 913-996
(1990) 10 Marchi S., lAstronomia, 269, 16-25
(2005) 11 Richardson D.C. et al., Icarus, 134,
47-76 (1998) 12 Weissman P.R. et al., Asteroids
III, 669-686 (2002)
20