Dynamics

Le comete sono tipicamente in orbite più eccentriche e più inclinate rispetto ad altri corpi nel sistema solare. In generale, le comete sono state inizialmente classificate in due gruppi dinamici: le comete a breve periodo con periodi orbitali inferiori a 200 anni e le comete a lungo periodo con periodi orbitali superiori a 200 anni. Le comete di breve periodo sono state divise in due gruppi, le comete della famiglia di Giove con periodi più brevi di circa 20 anni e le comete di tipo Halley con periodi più lunghi di 20 anni ma più brevi di 200 anni. Nel 1996 l’astronomo americano Harold Levison introdusse una nuova tassonomia che includeva una quantità chiamata parametro Tisserand:

T = aJ / a + 2 1/2 cos i

dove a, e e i sono rispettivamente l’asse semimaggiore, l’eccentricità e l’inclinazione dell’orbita della cometa, e aJ è l’asse semimaggiore dell’orbita di Giove. Il parametro Tisserand è approssimativamente costante per ogni orbita cometa ed è stato creato dall’astronomo francese Félix Tisserand per riconoscere e identificare le comete periodiche di ritorno anche se le loro orbite erano state perturbate da Giove.

Le comete della famiglia di Giove hanno parametri Tisserand (T) compresi tra 2.0 e 3.0 e le comete di tipo Halley e di lungo periodo hanno valori T inferiori a 2.0. Gli asteroidi hanno generalmente valori T superiori a 3.0. Tuttavia, ci sono sia alcune comete periodiche le cui orbite si sono evolute a valori T superiori a 3 e alcuni asteroidi con valori T inferiori a 3. Molti di questi ultimi hanno dimostrato di essere probabilmente nuclei di comete estinti o inattivi.

Un’altra importante differenza nei gruppi dinamici è la loro distribuzione dell’inclinazione orbitale. Le comete della famiglia di Giove hanno tipicamente orbite che sono modestamente inclinate all’eclittica (il piano dell’orbita terrestre), con inclinazioni fino a circa 35°. Le comete di tipo Halley possono avere inclinazioni molto più elevate, comprese orbite retrograde che girano intorno al Sole nella direzione opposta, anche se non totalmente randomizzate. Le comete di lungo periodo hanno inclinazioni totalmente casuali e possono avvicinarsi al sistema planetario da tutte le direzioni. Di conseguenza, le comete della famiglia di Giove sono anche conosciute come” comete eclittiche”, mentre le comete a lungo periodo sono anche conosciute come “comete quasi isotropiche”.”

Le inclinazioni delle orbite cometarie forniscono importanti indizi sulla loro origine. Come accennato in precedenza, le simulazioni dinamiche mostrano che la grande concentrazione di orbite di comete della famiglia di Giove vicino all’eclittica può provenire solo da una fonte appiattita di comete. Quella fonte è la fascia di Kuiper, un disco appiattito di corpi ghiacciati oltre l’orbita di Nettuno e che si estende ad almeno 50 UA dal Sole. La fascia di Kuiper è analoga alla fascia degli asteroidi ed è composta da corpi ricchi di ghiaccio che non hanno mai avuto abbastanza tempo per formarsi in un pianeta più grande.

Più specificamente, la fonte delle comete della famiglia di Giove è chiamata disco sparso, comete della fascia di Kuiper che si trovano in orbite più inclinate ed eccentriche ma con perielia vicina a Nettuno. Nettuno può disperdere gravitazionalmente le comete dal disco sparso verso l’interno per diventare comete della famiglia di Giove o verso l’esterno verso la nube di Oort.

Come descritto sopra, la fonte delle comete a lungo periodo è la nube di Oort, che circonda il sistema solare e si estende fino a distanze interstellari. La chiave per riconoscere ciò era la distribuzione delle energie orbitali, che mostrava che una grande frazione delle comete a lungo periodo si trovava in orbite molto distanti con assi semimajor di ~25.000 UA o più. Le orbite delle comete nella nube di Oort sono così distanti che sono perturbate da stelle che passano casualmente e da forze di marea dal disco galattico. Ancora una volta, simulazioni dinamiche mostrano che la nube di Oort è l’unica spiegazione possibile per il numero osservato di comete con orbite molto distanti che sono ancora legate gravitazionalmente al sistema solare.

Le comete della nube di Oort sono in orbite casuali sia in inclinazione che in orientamento. Ci sono, tuttavia, alcune deviazioni dalla casualità che rivelano l’importanza della marea galattica nell’invio di comete nella regione visibile dove possono essere osservate. La marea galattica e le perturbazioni stellari devono agire insieme per fornire un flusso stazionario di nuove comete a lungo periodo.

La spiegazione generale per la formazione delle comete nella nube di Oort è che sono planetesimi ghiacciati della regione dei pianeti giganti. Mentre si formavano, i pianeti giganti in crescita spargevano gravitazionalmente i planetesimi rimanenti dalle loro zone. Questo è un processo inefficiente, solo circa il 4 per cento delle comete espulse viene catturato nella nube di Oort. La maggior parte del resto viene espulsa su orbite iperboliche nello spazio interstellare.

È anche possibile che se il Sole si fosse formato in un ammasso di stelle, come la maggior parte delle stelle, allora avrebbe potuto scambiare le comete con le nubi di Oort in crescita di quelle stelle vicine. Questo potrebbe essere un contributo significativo alla popolazione cloud di Oort.

La fonte delle comete di tipo Halley con le loro inclinazioni ed eccentricità intermedie è ancora oggetto di dibattito. Sia il disco scatter che la nuvola di Oort sono stati suggeriti come fonti. Può darsi che la spiegazione risieda in una combinazione dei due serbatoi cometari.

Gli astronomi hanno spesso discusso l’esistenza di comete interstellari. Solo poche comete osservate hanno soluzioni di orbita iperbolica, e quelle sono sempre appena iperboliche con eccentricità fino a circa 1,0575. Ciò si traduce in comete con velocità in eccesso di circa 1-2 km (0.5-1 miglio) al secondo, un valore molto piccolo e improbabile, dato che il moto del Sole rispetto alle stelle vicine è di circa 20 km (12 miglia) al secondo. Una cometa veramente interstellare con quella velocità in eccesso avrebbe un’eccentricità di 2.