Utente:Emc2 Deepwatcher/Sandbox3: differenze tra le versioni

Versione delle 01:38, 19 ott 2013

Versione attuale delle 17:05, 29 ago 2022

(17 versioni intermedie di 6 utenti non mostrate)

Riga 1:

{| width="100%" align="center" style="margin-top:.5em; background:#CEDAF2; padding:5px; border:1px solid #003399; text-align:left"

<!---[[File:SOHO sungrazer with prominent tail.jpg|thumb|right|300px|Individuazione da parte della sonda [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] di una cometa radente di Kreutz, in caduta verso il [[Sole]], dalla coda molto pronunciata]]--->

|- bgcolor="#003399"

Le '''comete radenti di Kreutz''' (o '''Kreutz sungrazers''', pronuncia {{IPA|[ˈkrɔɪts]}} {{Link audio| Mgm_pronunciation_Kreutz_Sungrazers.ogg |ascolta}}) sono una famiglia di [[cometa radente|comete radenti]] caratterizzate da delle orbite che le portano estremamente vicine al [[Sole]] durante il [[perielio]]. Si ritiene che questa famiglia sia composta dai frammenti di un'unica grande cometa che si frammentò molti secoli fa, e traggono il nome dall'[[astronomo]] tedesco [[Heinrich Kreutz]], che per primo dimostrò il loro legame.<ref name=Sekanina2004>{{cita pubblicazione|cognome=Sekanina|nome=Zdenek|coautori=Paul W. Chodas|data=20|anno=05|mese=2004|titolo=Fragmentation Hierarchy of Bright Sungrazing Comets and the Birth and Orbital Evolution of the Kreutz System. I. Two-Superfragment Model|rivista= [[The Astrophysical Journal]]|volume=607|numero=1|pagine=620-639|doi=doi:10.1086/383466|url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/607/1/620/|lingua=inglese|accesso=2013-10-18}}</ref>

! style="color:white" colspan="3" align="center" | [[Classificazione dei pianeti extrasolari|<span style="color:white;">Classificazione dei pianeti extrasolari</span>]]

|rowspan="7"|[[File:Hypothetical exoplanet.jpg|155px]]

|- style="font-size:90%"

Molti dei membri di questa famiglia sono diventati [[grande cometa|grandi comete]], occasionalmente anche visibili in pieno giorno vicino al Sole. La più recente di queste è stata la [[Cometa Ikeya-Seki (C/1965 S1)|Cometa Ikeya-Seki]] nel 1965, probabilmente la più luminosa dell'ultimo millennio.<ref name=Sekanina2004/> Si è ipotizzato che un altro sciame di comete Kreutz molto luminose potrebbe cominciare ad arrivare nel Sistema Solare interno nei prossi anni o decenni.<ref name=Sekanina2007>{{cita pubblicazione

| width="10%" |'''Massa'''

|cognome=Sekanina|nome=Zdenek|coautori=Paul W. Chodas|data=01|anno=07|mese=2007|titolo=Fragmentation Hierarchy of Bright Sungrazing Comets and the Birth and Orbital Evolution of the Kreutz System. II. The Case for Cascading Fragmentation|rivista= [[The Astrophysical Journal]]|volume=663|numero=1|pagine=657|doi=doi:10.1086/517490|url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/663/1/657/|lingua=en|accesso=2013-10-18}}</ref>

| colspan=2 width="90%" |[[Cometa extrasolare]] • [[Asteroide extrasolare]] • [[Pianeta mercuriano|Mercuriano]] • [[Pianeta subterrestre|Sub Terra]] • [[Pianeta di massa terrestre|Terra]] • [[Pianeta superterrestre|Super Terra]] • [[Mini Nettuno]] • [[Pianeta nettuniano|Nettuniano]] • [[Pianeta Gioviano|Gioviano]] • [[Pianeta supergioviano|Supergioviano]] • [[Sub-nana bruna]] • [[Nana bruna]]

|- style="font-size: 90%"

Dopo il lancio della sonda [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] nel 1995 sono stati scoperti centinaia di membri minori della famiglia, alcuni grandi solo pochi metri. Nessuno di questi frammenti è mai sopravvissuto al passaggio al perielio, in quanto solo comete radenti molto più grandi, come la [[Grande Cometa del 1843]] e [[C/2011 W3 (Lovejoy)]] possiedono abbastanza massa per evitare la completa evaporazione. Astronomi amatori hanno scoperto con successo centinaia di questi membri più piccoli della famiglia, grazie ai dati disponibili in tempo rale su Internet.<ref name=Sekanina2007/>

|rowspan=2 style="border-top: 1px solid #aaa" |'''Composizione'''

| width="12%" style="border-top: 1px solid #aaa" |'''[[Pianeta terrestre|Pianeti terrestri]]'''

| width="88%" style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Pianeta di silicio]] • [[Pianeta oceanico]] • [[Pianeta di carbonio]] • [[Pianeta di ferro]] • [[Pianeta senza nucleo]]

|- style="font-size: 90%"

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''Pianeti giganti'''

| style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Gigante gassoso]] • [[Gigante di ghiaccio]] • [[Gigante di carbonio]] • [[Pianeta di elio]] • [[Pianeta ctonio]]

|- style="font-size: 90%"

==Scoperta e osservazioni storiche==

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''Configurazione orbitale'''

[[File:Great Comet of 1843.jpg|thumb|150px|left|Illustrazione della [[Grande Cometa del 1843]], vista dalla [[Tasmania]]]]

| colspan=2 style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Pianeta extrasolare]] • [[Luna extrasolare]] • [[Pianeta circumbinario]] • [[Pianeta doppio]] • [[Pianeti delle pulsar]] • [[Giove eccentrico|Gioviano eccentrico]] • [[Pianeta interstellare]] • [[Cometa interstellare]] • [[Pianeta extragalattico]]

La [[C/1680 V1|Grande Cometa del 1680]] è stata la prima cometa per cui si è scoperta un orbita il cui perielio la portava estremamente vicina al Sole, solo 200.000&nbsp;km (0,0013&nbsp;[[Unità astronomica|UA]]) al disopra della superficie solare, cioè circa metà della distanza [[Terra]] [[Luna]].<ref name=Marsden1967>{{cita pubblicazione|cognome=Marsden|nome=Brian G.|titolo=The sungrazing comet group|rivista=[[The Astronomical Journal]]|volume=72|numero=9|pagine=1170–1183|bibcode=1967AJ.....72.1170M|yannaear=1967|doi=10.1086/110396}}</ref> Divenne quindi la prima cometa radente conosciuta: il suo perielio fu di soli 1,3 [[Raggio solare|raggi solari]]

|- style="font-size: 90%"

Gli astronomi dell'epoca, tra i quali [[Edmond Halley]], specularono che tale cometa fosse il ritorno di una luminosa cometa vista molto vicino al Sole nel 1106.<ref name=Marsden1967/> 163 anni dopo apparve la [[Grande Cometa del 1843]], e anche questa passò molto vicina al Sole. Nonostante il calcolo dell'orbita mostrasse che la cometa aveva un periodo di diversi secoli, alcuni astronomi si chiesero se fosse il ritorno della cometa del 1680.<ref name=Marsden1967/> Una cometa molto luminosa nel 1880, la [[Grande Cometa del 1880]], fu scoperta muoversi su un orbita praticamente identica a quella del 1843, così come la seguente [[Grande Cometa del 1882]]. Alcuni astronomi ipotizzarono che fossero tutte la stessa cometa, il cui periodo orbitale era in qualche modo drasticamente accorciato ad ogni passaggio al perielio, forse per la presenza di un qualche denso materiale attorno al Sole.<ref name=Marsden1967/>

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''Distanza orbitale'''

| colspan=2 style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Pianeta di lava]] • [[Pianeta nettuniano caldo|Nettuniano caldo]] • [[Pianeta gioviano caldo|Gioviano caldo]] • [[Zona abitabile]] • [[Pianeta ghiacciato]] • [[Classificazione di Sudarsky]]

|-bgcolor="#003399"

Un suggerimento alternativo fu che queste comete fossero tutte frammenti di una precedente cometa radente molto più grande.<ref name=Sekanina2004/> L'idea fu proposta per la prima volta nel 1880, e la sua plausibilità fu dimostrata ampiamente quando la Grande Cometa del 1882 di divise in svariati frammenti dopo il passaggio al perielio.<ref name=Kreutz>{{cita pubblicazione|cognome=Kreutz|nome=Heinrich Carl Friedrich|titolo=Untersuchungen über das cometensystem 1843 I, 1880 I und 1882 II|editore=Kiel, Druck von C. Schaidt, C. F. Mohr nachfl., 1888–91|anno=1888|bibcode=1888QB4.K5ns36.....|volume=5ns3|rivista=Kiel}}</ref> Nel 1888 Heinrich Kreutz pubblicò un articolo che dimostrava come le comete del 1843 (C/1843 D1, la Grande Cometa di marzo), 1880 (C/1880 C1, la Grande Cometa australe) e 1882 (C/1882 R1, la Grande Cometa di settembre) fossero probabilmente i frammenti di una gigantesca cometa che si era frammentata svariate orbite prima.<ref name=Sekanina2004/> LA cometa del 1680 fu provata essere scollegata da questa famiglia di comete.

! style="font-size: 90%;color:white" colspan=3 | <div style="text-align:center">[[File:Crystal Project konquest.png|15px|link=progetto:Astronomia]] <span style="color:white;">Questo box:&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; [[template:Formazione stellare|<span style="color:white;">'''vedi'''</span>]] · [[template_talk:Formazione stellare|<span style="color:white;">'''disc.'''</span>]] · <span class="plainlinks">[{{fullurl:Template:Formazione stellare|action=edit}} <span style="color:white;">'''mod.'''</span>]</span></span></div>

|}

Dopo che un'altra cometa radente di Kreutz fu vista nel 1887 (C/1887 B1, la [[Grande Cometa Australe del 1887]]), la successiva non apparve fino al 1945<ref name=Sekanina2001/>. Due ulteriori comete radenti apparvero negli anni sessanta, la [[Cometa Pereyra]] nel 1963 e la [[Cometa Ikeya-Seki]], che divenne estremamente luminosa nel 1965 e si ruppe in tre frammenti dopo il perielio.<ref name=Sekanina2007/> La comparsa di due comete radenti di Kreutz in rapida successione inspirò ulteriori studi sulla dinamica del gruppo.<ref name=Sekanina2001>{{cita pubblicazione|cognome=Sekanina|nome=Zdeněk|anno=2001|titolo=Kreutz sungrazers: the ultimate case of cometary fragmentation and disintegration?|rivista=Publications of the Astronomical Institute of the [[Academy of Sciences of the Czech Republic]]|numero=89|pagine=78–93|url=http://www.asu.cas.cz/~had/sekanina.ps|formato=PS}}</ref>

{| width="100%" align="center" style="margin-top:.5em; background:#CEDAF2; padding:5px; border:1px solid #003399; text-align:left"

==Membri notevoli==

|- bgcolor="#003399"

I membri più luminosi delle cometi radenti di Kreutz sono stati spettacolari, facilmente visibili nel cielo diurno. Le tre più impressionanti sono state la [[Grande Cometa del 1843]], la [[Grande Cometa del 1882]] e la [[Cometa Ikeya-Seki]]. Un altro membro notevole fu la Cometa dell'Eclisse del 1882.<ref name=Sekanina2004/>

! style="color:white" colspan="3" align="center" | [[Pianeta extrasolare|<span style="color:white;">Pianeti extrasolari</span>]]

|- style="font-size: 90%"

===La Grande Cometa del 1843===

| width="17%" |'''Formazione'''

{{main|Grande Cometa del 1843}}

| width="83%" |[[Disco protoplanetario]] • [[Planetesimo]] • [[Protopianeta]] • [[Sistema planetario]]

La Grande Cometa del 1843 fu avvistata la prima volta nel febbraio di quell'anno, tre settimane prima del su passaggio al perielio. Il 27 febbraio era facilmente visibile in pieno giorno,<ref name=Hubbard1849/> e gli osservatori descrissero una coda lunga 2-3° in allontanamento dal Sole, prima di perdersi nel bagliore del cielo. Dopo ul suo passaggi al perielio riapparve nel cielo del mattino,<ref name=Hubbard1849/> e sviluppò una coda estremamente lunga. L'11 marzo si estendeva per più di 45° nel cielo ed era spessa più di 2°;<ref name=Obs1843>{{cita pubblicazione|anno=1843|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|titolo=Observations of the great comet of 1843|volume=6|numero=2|pagine=3–6|bibcode=1843MNRAS...6....3.}}</ref> fu calcolato che la coda era lunga più di 300 milioni di kilometri (2&nbsp;AU). Il record resse fino al 2000, quando si scoprì che la coda della [[Cometa Hyakutake]] era più lunga di 550 milioni di kilometri.<ref name=Jones2000>{{cita pubblicazione|cognome=Jones|anno=2000|rivista=Nature|nome=Geraint H.|coautori=Balogh, André; Horbury, Timothy S.|titolo=Identification of comet Hyakutake's extremely long ion tail from magnetic field signatures|volume=404|numero=6778|pagine=574–576|bibcode=2000Natur.404..574J|doi=10.1038/35007011}}</ref>

|rowspan=5 bgcolor="#003399"|[[File:Icy Exoplanet.jpg|180px]]

|- style="font-size: 90%"

La cometa dominò il cielo per tutto marzo, prima di svanire al di là della visibilità a occhio nudo all'inizio di aprile, e l'ultimo avvistamento fu il 20 di quel mese. Questa cometa fece un'impressione notevole sul pubblico, inspirando in alcuni la paurache il giorno del giudizo fosse imminente.<ref name=Hubbard1849>{{cita pubblicazione|cognome=Hubbard|anno=1849|ri=vistaThe Astronomical Journal|nome=J.S.|titolo=On the orbit of Great comet of 1843|volume=1|numero=2|pagine=10–13|bibcode=1849AJ......1...10H|doi=10.1086/100004}}</ref>

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''Abitabilità'''

| style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Zona abitabile]] • [[Analogo terrestre]] • [[Planetary Habitability Laboratory]] • [[Earth Similarity Index|ESI]]

|- style="font-size: 90%"

===La Cometa dell'Eclisse del 1882===

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''[[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari|Metodi di scoperta]]'''

Un gruppo di osservatori riunito in Egitto per osservare l'Eclisse solare del 17 maggio 1882 rimase sorpreso quando osservò una striscia luminosa vicino al Sole durante la fase di totalità. Per una coincidenza rimarchevole l'eclisse era occorsa durante il passaggio al perielio di una cometa radente Kreutz. La cometa altrimenti sarebbe passata completamente inosservata, e il suo avvistamento durante l'eclissi ne fu l'unica osservazione. Le fotografie dell'eclisse mostrarono che la cometa si era mossa notevolmente durante la totalità, come ci si attenderebbe da una cometa in corsa vicino al Sole a più di 500&nbsp;km/s. A volte la cometa viene chiamata come ''Tewfik'', da [[Tewfik Pasha]], all'epoca il [[Khedive di Egitto]].<ref name=Marsden1967/>

| style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari#Direct Imaging|Direct Imaging]] • [[Metodo del transito|Transito]] • [[Metodo delle velocità radiali|Velocità radiali]] • [[Metodo delle microlenti gravitazionali|Microlensing]] • [[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari#Variazioni degli intervalli di emissioni di una Pulsar|Pulsar timing]] • [[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari#Astrometria|Astrometria]] • [[Polarimetria]] • [[Relativistic beaming]]

|- style="font-size: 90%"

==La Grande Cometa del 1882===

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''Liste'''

{{main|Grande Cometa del 1882}}

| style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Pianeti extrasolari confermati|Pianeti confermati]] • [[Stelle con pianeti extrasolari confermati|Stelle con pianeti confermati]] • [[Lista dei pianeti extrasolari non confermati o controversi|Controversi e non confermati]] • [[Lista dei pianeti scoperti dalla missione Kepler|Pianeti Kepler]] • [[Lista dei pianeti scoperti dal progetto SuperWASP|Pianeti SuperWASP]] • [[Lista dei pianeti scoperti dal progetto HATNet|Pianeti HATNet]] • [[Pianeti extrasolari notevoli|Scoperte notevoli e miliari]] • [[Lista dei pianeti potenzialmente abitabili|Potenzialmente abitabili]]

[[File:Great Comet of 1882.jpg|thumb|right|250px|Fotografia della Grande Cometa del 1882, vista dal Sud Africa.]]

La Grande Cometa del 1882 fu scoperta indipendentemente da molti osservatori, siccome era già visibile a occhio nudo quando apparve in cielo all'inizio di settembre 1882, pochi giorni prima del perielio. Crebbe rapidamente in luminosità, tanto che fu chiaramente visibile in pieno giorno per due giorni (16-17 settembre), persino attraverso delle nubi leggere.<ref name=Obs1883>{{cita pubblicazione|anno=1883|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|titolo=The comets of 1882|volume=43|numero=2|pagine=203–209|bibcode=1883MNRAS..43R.203.}}</ref>

|- style="font-size:100%" align="center"

Dopo il passaggio al perielio la cometa rimase molto luminosa per svariate settimane, e durante ottobre il suo nucleo fu visto frammentarsi prima i due e poi in quattro pezzi. Alcuni osservatori hanno anche riportato macchie diffuse di luce a svariati gradi di distanza dal nucleo. La velocità di allontanamento dei frammenti era tale che questi ritorneranno circa a un secolo di distanza l'uno dall'altro, tra 670 e 960 anni dopo la separazione.<ref name=Sekanina2007/>

|colspan=2 style="border-top: 1px solid #aaa"|'''[[Classificazione dei pianeti extrasolari]]''' • '''[[Nomenclatura dei pianeti extrasolari]]'''

|-bgcolor="#003399"

=== Cometa Ikeya–Seki ===

! style="font-size: 90%;color:white" colspan=3 | <div style="text-align:center">[[File:Crystal Project konquest.png|15px|link=progetto:Astronomia]] <span style="color:white;">Questo box:&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; [[template:Formazione stellare|<span style="color:white;">'''vedi'''</span>]] · [[template_talk:Formazione stellare|<span style="color:white;">'''disc.'''</span>]] · <span class="plainlinks">[{{fullurl:Template:Formazione stellare|action=edit}} <span style="color:white;">'''mod.'''</span>]</span></span></div>

{{main|Cometa Ikeya–Seki}}

|}

La Cometa Ikeya-Seki è la più recente cometa luminosa della famiglia di Kreutz. Fu scoperta indipendentemente da due astronomi amatori giapponesi il 18 settembre 1065, a 15 minuti l'uno dall'altro, e fu rapidamente riconosciuta come una radente Kreutz.<ref name=Marsden1967/> Aumentò rapidamente di luminosità nelle successive 4 settimane mentre si avvicinava al Sole, e raggiunse la magnitudine apparente di 2 il 15 ottobre. Il 21 ottobre passò al perielio, e osservatori di tutto il mondo la videro chiaramente nel cielo diurno.<ref name=Marsden1967/> Poche ore prima del suo passaggio al perielio raggiunse una magnitudine visibile tra -10 e -11, comparabile con la fase lunare di primo quarto, la più luminosa delle comete da quella del 1106. Il giorno successivo la magnitudine era già scesa ad appena -4.<ref name=Opik1966>{{cita pubblicazione|cognome=Opik|nome=E.J.|titolo=Sungrazing comets and tidal disruption|rivista=The Irish Astronomical Journal|volume=7|numero=5|pagine=141–161|bibcode=1966IrAJ....7..141O|anno=1966}}</ref>

{| width="100%" align="center" style="margin-top:.5em; background:#CEDAF2; padding:5px; border:1px solid #003399; text-align:left"

Astronomi giapponesi, attraverso l'uso di un [[coronografo]] videro la cometa spezzarsi in tre frammenti 30 minuti prima del perielio. Quando la cometa riapparve nel cielo del mattino dei primi di novembre, due di questi nuclei furono identificati con certezza, mentre il terzo rimase solo sospettato. La cometa sviluppò una coda notevole, circa 25° di lunghezza, prima di scomparire durante novembre. L'ultimo suo avvistamento risale al gennaio 1966.<ref name=Hirayama1965>{{cita pubblicazione|cognome=Hirayama|nome=T.|coautori=Moriyama, F.|titolo=Observations of Comet Ikeya–Seki (1965f)|rivista=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=17|pagine=433–436|bibcode=1965PASJ...17..433H|anno=1965}}</ref>

|- bgcolor="#003399"

! style="color:white" colspan="4" align="center" | Ricerca dei [[Pianeta extrasolare|<span style="color:white;">pianeti extrasolari</span>]]

|- style="font-size: 90%"

== Storia dinamica ed evoluzione ==

| width="11%" rowspan=3 style="border-top: 1px solid #aaa" |'''[[Osservatorio astronomico|Ricerca da Terra]]'''

[[File:Kreutz Group fragmentation hierarchy en.svg|thumb|right|350px|Relazione approssimata tra i principali membri delle comete radenti Kreutz. Notare che i passaggi al perielio ai quali occorse la frammentazioni potrebbero non essere determinati con certezza.]]

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''[[Metodo delle velocità radiali|Velocità radiali]]'''

Uno studio di [[Brian Marsden]] nel 1967 fu il primo tentativo di tracciare la storia orbitale del periodo, al fine di individuare la cometa progenitrice.<ref name=Marsden1967/><ref name=Sekanina2001/> Tutti i membri del gruppo conosciuti al 1965 avevano [[inclinazione orbitale]] praticamente identica di circa 144°, così come valori molto simili di [[longitudine del perielio]] intorno a 280-282°, con un paio di oggetti che si discostavano, probabilmente per calcoli orbitali incerti. Per l'[[argomento del periasse]] e la [[longitudine del nodo ascendente]] invece i valori possedevano una variazione maggiore.<ref name=Sekanina2001/>

| style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Anglo-Australian Planet Search|AAPS]] • [[Lick–Carnegie Exoplanet Survey|LCES]] • [[High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher|HARPS]] e [[HARPS-N]], parte del [[Geneva Extrasolar Planet Search|GEPS]] • [[Magellan Planet Search Program|MPSP]] • [[East-Asian Planet Search Network|EAPSNet]] • [[HIRES]] • [[MARVELS]] • [[Automated Planet Finder|APF]]

|bgcolor="#003399" rowspan="6"|[[File:Telescope Kepler-NASA.jpeg|215px]]

|- style="font-size: 90%"

Marsden scoprì che le radenti Kreutz possono essere divise in due gruppi, con elementi orbitali solo leggermenti differenti, implicando quindi che la famiglia è il risultato di frammentazioni a più di un perielio.<ref name=Marsden1967/> Tracciando all'indietro le orbite di Ikeya-Seki e della Grande Cometa del 1882 MArsden scoprì che al loro passaggio precedente al perielio la differenza tra i loro parametri orbitali era dello stesso ordine di grandezza di quella tra i pezzi della Ikeya-Seki dopo la frammentazione.<ref name=Marsden1989>{{cita pubblicazione|cognome=Marsden|nome=B.G.|titolo=The sungrazing comet group. II|rivista=The Astronomical Journal|volume=98|numero=6|pagine=2306–2321|bibcode=1989AJ.....98.2306M|anno=1989|doi=10.1086/115301}}</ref> Ciò significava che era realistico supporre che erano parti della stessa cometa che si era spezzata un orbita prima. Al momento il candidato migliore per la cometa progenitrice è quella vista nel 1106: i parametri orbitali derivati per la Ikeya-Seki fornirono un perielio precedente quasi esattamente nello stesso momento, e anche se i parametri derivati per la Grande Cometa del 1882 implicavano un perielio precedente di alcune decadi successivo, bastava solo un piccolo errore negli elementi orbitali per portarlo in accordo.<ref name=Marsden1967/>

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''[[Metodo del transito|Transito]]'''

| style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Progetto HATNet|HATNet]] • [[Progetto MEarth|MEarth]] • [[Progetto APACHE|APACHE]] • [[Progetto SuperWASP|SuperWASP]] • [[Trans-Atlantic Exoplanet Survey|TrES]] • [[Telescopio XO|XO]]

|- style="font-size: 90%"

Le comete radenti del 1668, 1689, 1702 e 1945 sembrano essere collegate da vicino a quelle del 1882 e 1965<ref name=Marsden1967/>, nonstante le loro orbite non siano determinate abbastanza bene per stabilre se si siano separate dalla cometa genitrice nel 1106 o il passaggio al perielio precedente a quello, tra il terzo e quinto secolo.<ref name=Sekanina2007/> Questo sottogruppo di comete è conosciuto come sottogruppo II.<ref name=Sekanina2004/> La [[Cometa White–Ortiz–Bolelli]], vista nel 1970, è collegata più a questo gruppo che al sottogruppo I, ma sembra che sia sia separata in un orbita precedente rispetto agli altri frammenti.<ref name=Sekanina2004/>

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''[[Metodo delle microlenti gravitazionali|Microlensing]]'''

| style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Microlensing Observations in Astrophysics|MOA]] • [[Optical Gravitational Lensing Experiment|OGLE]] • [[MicroFUN]]

|- style="font-size: 90%"

Le comete radenti osservate nel 1843 (Grande Cometa del 1843) e 1963 ([[Cometa Pereyra]]) sembrano essere strettamente collegate e appatengono al sottogruppo I, anche se quando le loro orbite sono estrapolate fino al precedente perielio le differenze tra gli elementi orbitali siano ancora abbastanza grandi, probabilmente perché si separarono l'una dall'altra nella rivoluzione precedente.<ref name=Marsden1989/> Potrebbero non essere collegate alla cometa del 1106, ma più probabilmente a una cometa che apparve 50 anni prima di quella.<ref name=Sekanina2004/> Il sottogruppo I include anche le comete del 1695, 1880 e 1887, come la grande maggioranza delle comete scoperte dalla missione SOHO.<ref name=Sekanina2004/>

| rowspan=3 style="border-top: 1px solid #aaa" |'''[[Telescopio spaziale|Ricerca dallo spazio]]'''

| width="12%" style="border-top: 1px solid #aaa" |'''Completate'''

| width="88%" style="border-top: 1px solid #aaa" |[[EPOXI]] <small>(2005)</small> • [[SWEEPS]] <small>(2006)</small> • [[CoRoT]] <small>(2006-2013)</small>

|- style="font-size: 90%"

Si pensa che la distinzione in due sottogruppi indichi che quest risultano da due comete genitrici, a loro volta parte di una cometa progenitrice che si è frammentata svariate orbite precedenti.<ref name=Sekanina2004/> Una candidata possibile potrebbe essere la cometa osservata da [[Aristotele]] ed [[Eforo di Cuma]] nel 371 a.C. Eforo afferò di aver visto questa cometa rompersi in due. Tuttavia gli astronomi moderni sono scettici al riguardo, perché tali affermazioni non sono confermate da altre fonti. Al contrario le comete che arrivarono tra il terzo e quinto secolo d.C. (le comete del 214, 426 e 467) sono considerate come le possibili genitrici della famiglia Kreutz.<ref name=Sekanina2007/> La cometa originale deve essere stata sicuramente un oggetto molto grande, forse oltre 100&nbsp;km di diametro. Per confronto il nucleo della [[Cometa Hale-Bopp]] era di circa 40&nbsp;km di diametro).<ref name=Sekanina2004/>

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''In corso'''

| style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Missione Kepler]] <small>(2009-)</small> • [[Satellite Gaia|GAIA]] <small>(2013-)</small>

|- style="font-size: 90%"

Anche se la sua orbita è differente da quella dei due gruppi è possibile che anche la cometa del 1680 sia collegata alla famiglia Kreutz, tramite una frammentazione avvenuta molte orbite nel passato.<ref name=Sekanina2007/>

| style="border-top: 1px solid #aaa" |'''Programmate'''

| style="border-top: 1px solid #aaa" |[[Transiting Exoplanet Survey Satellite|TESS]] <small>(2017)</small> • Proposte ([[Missione Plato|Plato]] • [[EChO]] • [[Exoplanetary Circumstellar Environments and Disk Explorer|EXCEDE]] • [[New Worlds Mission|New Worlds]]) • Cancellate ([[Missione Darwin|Darwin]] • [[Terrestrial Planet Finder|TPE]] • [[Missione Eddington|Eddington]] • [[Space Interferometry Mission|SIM]])

|-bgcolor="#003399"

Le radenti di Kreutz non sono probabilmente un fenomeno unico. Alcuni studi hanno mostrato che, per comete con elevata inclinazione orbitale e distanze di perielio minori di 2 UA, le perturbazioni gravitazionali tendono a trasformare questi oggetti in comete radenti.<ref name=Bailey1992>{{cita pubblicazione|cognome=Bailey|nome=M. E.|coautori=Chambers, J. E.; Hahn, G.|anno=1992|titolo=Origin of sungrazers – A frequent cometary end-state|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=257|pagine=315–322|bibcode=1992A&A...257..315B}}</ref> Un altro studio ha stimato che la cometa Hale-Bopp ha il 15% di possibilità di diventare alla fine una cometa radente.<ref name=Bailey1996>{{cita pubblicazione|cognome=Bailey|nome=M. E.|coautori=Emel'yanenko, V.V.; Hahn, G.; et al.|anno=1996|titolo=Orbital evolution of Comet 1995 O1 Hale–Bopp|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=281|pagine=916–924|bibcode = 1996MNRAS.281..916B }}</ref>

! style="font-size: 90%;color:white" colspan=4 | <div style="text-align:center">[[File:Crystal Project konquest.png|15px|link=progetto:Astronomia]] <span style="color:white;">Questo box:&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; [[template:Formazione stellare|<span style="color:white;">'''vedi'''</span>]] · [[template_talk:Formazione stellare|<span style="color:white;">'''disc.'''</span>]] · <span class="plainlinks">[{{fullurl:Template:Formazione stellare|action=edit}} <span style="color:white;">'''mod.'''</span>]</span></span></div>

|}

==Osservazioni recenti==

<nowiki>

[[File:Two Kreutz Sungrazers imaged by SOHO.jpg|thumb|right|300px|Immagine [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] di due comete Kreutz nel loro avvicinamento al Sole.]]

<noinclude>

Fino a tempi recenti sarebbe stato possibile anche per una cometa Kreutz molto luminosa passare attraverso il sistema solare interno inosservata, se il suo perielio fosse caduto tra maggio e agosto.<ref name=Sekanina2004/> In questo momento dell'anno infatti, viste dalla Terra, la cometa si avvicinerebbe e allontanerebbe direttamente da dietro al Solo, e potrebbe diventare visibile solo se estremamente luminosa e vicina al Sole. Fu solo una coincidenza che permise di vedere la Cometa dell'Eclisse del 1882.<ref name=Sekanina2004/>

[[Categoria:Template di navigazione - Astronomia|Formazione stellare]]

[[Categoria:Escludi dalla stampa|{{PAGENAME}}]]

Tuttavia, durante gli anni ottanta, due satelliti dedicati all'osservazione del Sole scoprirono casualmente svariati nuovi membri della famiglia Kreutz, e del lancio della sonda [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] nel 1995 è possibile osservare comete molto vicine al Sole in qualunque momento dell'anno.<ref name=Sekanina2007/> Il satellite fornisce una vista costante delle prossimità solari, e ha al momento scoperto centinaia di comete radenti, alcune grandi solo pochi metri. Circa l'83% di queste sono membri del gruppo Kreutz, mentre le restanti sono indicate come 'non-Kreutz' o 'sporadiche' (famiglie Meyer, Marsden, Kracht1 e Kracht2 ).<ref name="fullist">{{cita web|url=http://www.ast.cam.ac.uk/~jds/klist.htm|titolo=Full list of SOHO and STEREO comets|editore=British Astronomical Association and Society for Popular Astronomy|data=October 2008|accesso=2008-11-07}}</ref> A parte la cometa Lovejoy, nessuna delle comete radenti viste dalla SOHO è sopravvissuta al suo passaggio al perielio. Alcune potrebbero essere cadute sul Sole stesso, ma la gran parte sono semplicemente evaporate nella corona.<ref name=Sekanina2007/>

</noinclude></nowiki>

Più del 75% delle comete radenti SOHO sono state scoperte da astronomi amatoriali analizzando le osservazioni della SOHO su [[Internet]]. Alcuni amatori hanno raggiunto un numero notevole di scoperte, come Rainer Kracht ([[Germania]]) a quota 211, Michael Oates ([[Regno Unito]]) a quota 144, e Zhou Bo ([[Cina]]) a 97 identificazioni.<ref>{{cita web|url=http://home.earthlink.net/~tonyhoffman/SOHOleaderboard.htm|titolo= SOHO Comet Discoverers' Totals|editore=EarthLink|accesso=2008-07-02}}</ref> A dicembre 2012 erano state identificate più di 2400 radenti Kreutz.<ref>{{cita web|url=http://sungrazer.nrl.navy.mil/index.php?p=tables/comets_table_2012|titolo=LASCO Kreutz-Sungrazing Comets 2012|accesso=2013-10-18}}</ref>

Le osservazioni SOHO hanno mostrato che le comete radenti spesso arrivano a coppie, separate da alcune ora. Queste coppie sono troppo frequenti per capitare per caso, e non possono essere dovute a frammentazioni in orbite precedenti, perché i frammenti si sarebbero separati a distanze molto maggiori. Si pensa che invece le coppie derivino da frammentazioni molto lontane dal perielio. Molte comete sono state osservate spezzarsi a grandi distanze dal perielio, e sembra che nel caso delle radenti Kreutz alla frammentazione iniziale al perielio possano seguire delle vere e proprie cascate di separazioni, per tutto il resto dell'orbita.<ref name=Sekanina2007/><ref name=Bailey1992/>

Il numero delle comete Kreutz del sottogruppo I è circa 4 volte più grande del numero dei membri del sottogruppo II. Ciò suggerisce che la comet progenitrice si divise in due comete genitrici di dimensioni ineguali.<ref name=Sekanina2007/>

== Futuro ==

Le radenti Kreutz potrebbero continuare ad essere riconosciute dinamicamente come una famiglia distina per molte migliaia di anni ancora. Alla fine le loro orbite saranno disperse dalle perturbazioni gravitazionali, anche se in dipendenza dal tasso di frammentazione delle componenti il gruppo potrebbe essere completamente distrutto prima che questo accada.<ref name=Bailey1992/> La continua scoperta di di grandi quantità di membri minori del gruppo Kreutz aiuterà indubbiamente a comprendere meglio come le comete si frammentano in famiglie.<ref name=Sekanina2007/>

Non è possibile stimare le possibilità di un'altra Kreutz molto luminosa nel prossimo futuro, ma dato che negli ultimi 200 anni ben 10 di queste comete hanno raggiunto la visibilità ad occhio nudo un'altra grande cometa Kreutz sembra abbastanza certa arrivare a un certo punto.<ref name=Sekanina2002>{{cita pubblicazione|cognome=Sekaina|nome=Zdeněk|coautori=and Chodas, Paul W.|titolo=Fragmentation of major sungrazing comets C/1970 K1, C/1880 C1, AND C/1843 D1|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2002|volume=581|numero=2|pagine=1389–1398|doi=10.1086/344261|bibcode=2002ApJ...581.1389S}}</ref>

La [[Cometa White–Ortiz–Bolelli]] nel 1970 raggiunse una magnitudine apparente di circa 1. Nel dicembre 2011 la radente Kreutz [[C/2011 W3 (Lovejoy)]] sopravvisse al passaggio al perielio e raggiunse una magnitudine apparente di -3.

==Note==

{{references|2}}

==Bibliografia==

* Marsden B. G. (1989), ''The Sungrazing Comets Revisited'', Asteroids, comets, meteors III, Proceedings of meeting (AMC 89), Uppsala: Universitet, 1990, eds C. I. Lagerkvist, H. Rickman, B. A. Lindblad., p.&nbsp;393

* {{cita pubblicazione|doi=10.5140/JASS.2007.24.3.227|cognome=Lee|nome=Sugeun|coautori=Yi, Yu; Kim, Yong Ha; Brandt, John C.|anno=2007|titolo=Distribution of Perihelia for SOHO Sungrazing Comets and the Prospective Groups|journal=Journal of Astronomy and Space Sciences|volume=24|numero=3|pagine=227–234|bibcode=2007JASS...24..227L}}

==Voci correlate==

*[[Cometa]]

*[[Cometa radente]]

*[[Cometa Ikeya-Seki]]

*[[Cometa Lovejoy]]

==Altri progetti==

{{interprogetto|commons}}

==Collegamenti esterni==

* [http://sungrazer.nrl.navy.mil Sungrazer Project Web Site]

* [http://www.seds.org/~spider/spider/Comets/kreutz-g.html SEDS Kreutz group page]

* [http://cometography.com/sungrazers/sungrazer.html Cometography sungrazers page]

* [http://umbra.nascom.nasa.gov/comets/comet_release.html NASA press release about two Sungrazers seen by SOHO]

* [http://www.ast.cam.ac.uk/~jds/klist.htm Complete list of SOHO comets]

* [http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html Real time SOHO data]

<!---{{Comete}}--->

[[Categoria:Comete]]

[[Categoria:Comete radenti Kreutz]]

{{Link GA|de}}

{{Link FA|sl}}

{{Link FA|ru}}