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ELENCO POST:

giovedì 2 settembre 2021

LA COMETA C/1908 R1 (Morehouse), una cometa fotogenica. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 02/09/2021

LA COMETA del 1908
C/1908 R1 (MOREHOUSE)

La C/1908 R1 (Morehouse) è una cometa che è stata osservata nel 1908 e nel 1909, ed era appena visibile ad occhio nudo, ma è stata una delle comete più fotografate dell'inizio del XX secolo e di conseguenza ha guadagnato una certa notorietà.

Cometa Morehouse fotografata all'osservatorio lick 15 novembre 1908 ).

Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 2 settembre 1908 da Daniel Walter Morehouse al Yerkes Observatory su una fotografia del cielo settentrionale . La notte seguente, un'altra scoperta indipendente è stata fatta da Alphonse Louis Nicolas Borrelly a Marsiglia .

( La cometa Morehouse fotografata all'osservatorio lick 18 nov 1908 ).

Osservazioni:
Al momento della scoperta, la cometa aveva una luminosità di +9 magnitudini, ed era ancora a una distanza di circa 2 AU dal Sole . Nessuna coda poteva essere vista visivamente , ma la lastra fotografica della scoperta mostrava che la cometa era molto attiva e mostrava una coda lunga e cospicua.
Nelle settimane successive, la cometa è stata quindi intensamente fotografata da molti astronomi, tra cui Max Wolf a Heidelberg , nonché Edward Barnard e lo stesso Morehouse.

Cometa Morehouse il 30 settembre 1908 Foto di E. Barnard ).

La cometa si è spostata verso ovest attraverso il cielo fino a metà dicembre e poi è scomparsa al tramonto quando aveva raggiunto una luminosità appena visibile ad occhio nudo. 
Durante il periodo del suo massimo avvicinamento al Sole, la cometa era vicino alla orbita della Terra, ma ad un certo punto, è andata nella posizione quasi diametralmente opposta, riducendo la sua luminosità apparente che era non molto pronunciata dalla grande distanza . 
Se la cometa fosse apparsa sei mesi prima o dopo, avrebbe potuto trasformarsi in una Grande Cometa straordinariamente spettacolare per gli osservatori sulla Terra .

Foto di Edward Emerson Barnard - 1911 Encyclopædia Britannica, articolo sulla Cometa Morehouse del 1908 - Vol. 6 ).

Il 2 gennaio 1909, la cometa è passata al perielio ad una distanza angolare di soli 0,67° vista dalla Terra e di nuovo poteva essere osservata dal sud del mondo al all'alba da metà gennaio . 
Nei mesi successivi ha vagato in alto nel cielo meridionale, dove la sua luminosità è diminuita di nuovo. Le ultime osservazioni sono state fatte a metà maggio 1909.

Valutazioni scientifiche:
Lo sviluppo dell'astrofotografia intorno all'inizio del XX secolo, insieme alla posizione favorevole della cometa Morehouse nel cielo settentrionale, ha permesso di fornire ampio materiale per lo sviluppo di teorie fisiche sulle comete attraverso numerose fotografie della cometa a brevi intervalli . Solo Barnard è stato in grado di acquisire 350 immagini con gli strumenti dell'Osservatorio Yerkes, che documentano le straordinarie apparizioni della cometa durante il suo periodo di visibilità da settembre a dicembre.

La cometa Morehouse è stata caratterizzata in particolare dallo sviluppo di una coda che era molto pronunciato rispetto al coma . La coda era caratterizzata dallo sviluppo dinamico di condensazioni nuvolose, raggi di coda, onde e torsioni a spirale che cambiavano nel giro di una notte o addirittura ogni ora. Più volte si poteva addirittura osservare che la coda veniva "strappata" dalla testa e poi si formava nuovamente una nuova coda partendo da essa. Le dinamiche di questi fenomeni furono successivamente esaminate da Nicholas Theodore Bobrovnikoff .


Inviluppi parabolici sorprendenti sono stati osservati intorno al vero e proprio coma cometario, che Arthur Stanley Eddington ha studiato in dettaglio. 
Riuscì a far risalire la sua origine al materiale del nucleo della cometa , che veniva espulso come una fontana nella direzione della radiazione solare ("teoria della fontana") e poi deviato in un arco in direzione della coda da la pressione di radiazione del sole. Ciò ha portato alla comparsa di un guscio parabolico, che poi si è fuso nei confini esterni della coda di polvere. 

La luce della cometa è stata esaminata in modo intensivo spettroscopicamente , tra le altre cose. da William Wallace Campbell e Sebastian Albrecht al Lick Observatory , Johannes Franz Hartmann presso l' Osservatorio Astrofisico di Potsdam , Aymar de La Baume Pluvinel e Fernand Baldet al osservatorio a Juvisy-sur-Orge , Henri- Alexandre Deslandres e A. Bernard all'Osservatorio di Parigi , Edwin Brant Frost e John Adelbert Parkhurst aOsservatorio Yerkes e Hans Rosenberg a Gottinga.
Gli spettrogrammi hanno mostrato righe di emissione tipiche , tra cui di C2 e CN alla luce del coma cometario. Come per la prima volta con la cometa C/1907 L2 (Daniel) nell'anno precedente, nella coda della cometa sono state nuovamente trovate bande nella gamma dei colori viola e blu, la cui causa inizialmente era sconosciuta. 
Nel 1909, Alfred Fowler fu in grado di identificare queste righe spettrali come emissioni di monossido di carbonio semplicemente ionizzato (CO+) in un esperimento di laboratorio . 
Un'altra forte linea spettrale nella gamma dei colori viola è stata suggerita da de La Baume Pluvinel e Baldet, è stata riconosciuta come emissione di azoto ionizzato (N2+).


Parametri orbitali:
Per la cometa nel 1978 a cura di Brian Marsden, è stata determinata un'orbita iperbolica da 141 osservazioni per un periodo di 250 giorni. 
Più recentemente, nuovi valori per gli elementi orbitali sono stati calcolati da 54 dati di osservazione per un periodo di 88 giorni (solo dal momento dell'avvicinamento al sole) , ma questi differiscono solo in modo insignificante dai valori di Marsden. 
L'orbita della cometa è di conseguenza inclinata di circa 140° rispetto all'eclittica , quindi corre nella direzione opposta (retrograda) rispetto i pianeti attraverso la sua orbita. 
Nel punto dell'orbita più vicino al sole (perielio), che la cometa ha attraversato il 26 dicembre 1908, si trovava a circa 141,4 milioni di km dal Sole appena entro il raggio dell'orbita terrestre. 
Già il 16 ottobre era arrivata nel punto più vicino alla Terra a circa 1,03 AU / 154,7 milioni di km. Il 24 gennaio 1909 la cometa passò su Venere a una distanza di circa 73,0 milioni di km e il 15 febbraio su Marte a una distanza di circa 121,9 milioni di km . Il 27 marzo c'è stata un secondo avvicinamento alla Terra a circa 1,26 AU / 188,8 milioni di km.

Diagramma orbitale al perielio - JPL ).

Gli elementi orbitali della cometa C/1908 R1 sono stati usati insieme a quelli di altre 18 comete di periodo estremamente lungo da Jan Hendrik Oort per formulare la sua ipotesi riguardo alla nuvola di comete che circonda il sistema solare, che oggi prende il nome di Nube di Oort.

Evoluzione dell'orbita:
Per le seguenti informazioni vengono utilizzati i calcoli di Marsden, basati su osservazioni su un periodo di tempo più lungo. Da questi elementi orbitali , che sono afflitti da un certo grado di incertezza, sappiamo che la cometa si è mossa in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al Sole prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1908 e nel 1909 . 
Aveva un'eccentricità di circa 0,99984 e un semiasse maggiore di circa 5750 UA, quindi il suo periodo orbitale era di circa 435.000 anni. Era forse una nuova cometa dinamica, dalla nuvola di Oort si crede che si è avvicinata al Sole solo poche volte prima di questo passaggio. 
Durante il suo passaggio attraverso il sistema solare interno, la cometa ha visto un numero di passaggi relativamente ravvicinati dei grandi pianeti Giove , Saturno e Nettuno:
Passaggi ravvicinati di C/1908 R1 ai grandi pianeti
DatapianetaMin. Distanza (in UA)
15 febbraio 1896Giove25.6
10 agosto 1898Nettuno7.9
29 gennaio 1907Giove4.1
7 agosto 1908Saturno8.2
22 settembre 1909Giove3.4
27 giugno 1915Saturno13.1
15 novembre 1918Giove21.1
16 giugno 1920Nettuno9.8
La sua eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 1.00038 dalle loro forze di attrazione, così che la cometa ora sta partendo su un'orbita iperbolica. Non tornerà più quindi nel sistema solare interno.
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A cura di Andreotti Roberto.


mercoledì 18 agosto 2021

LA GRANDE COMETA McNAUGHT del 2007 - C/2006 P1. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 18/08/2021

LA GRANDE COMETA del 2007
C/2006 P1 (McNAUGHT)

Introduzione:
La C/2006 P1 (McNaught) era una cometa osservabile ad occhio nudo nei primi mesi del 2007.
Si tratta della cometa più luminosa degli ultimi 40 anni, ancora più della Cometa Hale-Bopp, anche se quest'ultima poteva apparire più spettacolare in quanto la sua osservazione avveniva nelle ore notturne. Lo splendore di questa cometa è aumentato repentinamente dai primi di gennaio, quando l'astro chiomato ha iniziato ad avvicinarsi al Sole. Ben presto la cometa McNaught ha superato anche la luminosità di Giove, divenendo il 12 gennaio splendente quanto Venere, osservabile anch'essa al tramonto a poca distanza dalla cometa.
È stata riconosciuta come la Grande Cometa del 2007.


Scoperta:
Robert H. McNaught ha scoperto la cometa in un'immagine CCD ripresa con un telescopio Schmidt da 50 cm il 7 agosto 2006 nel corso delle osservazioni di routine per il Siding Spring Survey , mentre cercava oggetti vicini alla Terra che avrebbero potuto rappresentare una minaccia di collisione per la Terra. È stata la trentunesima cometa scoperta da McNaught.
La cometa è stata scoperta mentre si trovava nell'Ofiuco, brillava molto debolmente con una magnitudine di circa +17.

Condizioni osservative:
Dal dicembre 2006 alla terza settimana di gennaio 2007, la cometa era ad una piccola distanza angolare dal Sole, motivo per cui era molto difficile osservarla al crepuscolo.

Nell'emisfero settentrionale, le migliori condizioni di visibilità erano nella settimana prima del perielio. La cometa poteva essere osservata sia al tramonto che all'alba. Fino al 13 gennaio compreso, era ancora chiaramente visibile in Europa centrale al tramonto. Poiché la cometa si trovava nel frattempo a sud del Sole, per gli osservatori dell'emisfero settentrionale tramontava prima del Sole e solo dopo il sorgere del Sole, motivo per cui le osservazioni del cielo serale o mattutino non erano più possibili. 
Il 13 gennaio, la cometa poteva essere vista nell'Europa centrale anche nel cielo diurno ad occhio nudo.
Il 14 gennaio sono stati effettuati alcuni avvistamenti telescopici nel cielo diurno (vedi sotto). 


In realtà, la cometa non poteva più essere vista nell'emisfero settentrionale perché era troppo a sud. 
Ma questo si applicava solo alla testa della cometa non alla enorme coda. 
Dopo il perielio, la coda è diventata così lunga che, sorprendentemente, le immagini delle estensioni più esterne della coda della cometa sono state scattate dall'emisfero settentrionale il 17 gennaio. 
Il 20 gennaio sono state fotografate anche le strutture di coda dalla Germania e dall'Austria. 
Potevano essere visti circa 1-2 ore dopo il tramonto in direzione ovest, ma estremamente deboli.

23 gennaio 2007 ).

L'apparizione della cometa nell'emisfero australe nelle due settimane successive al perielio è stata ancora più spettacolare che nell'emisfero settentrionale. 
La cometa ha formato una coda larga e lunga circa 40°. 
In contrasto con le condizioni di osservazione nell'emisfero settentrionale, che erano gravemente colpite dal crepuscolo, la cometa nell'emisfero meridionale poteva essere vista in un cielo molto più scuro, poiché la distanza angolare tra la cometa e il sole aumentava rapidamente dopo il perielio. 
Nell'ulteriore corso del mese, la cometa era visibile anche nel cielo notturno scuro ed era osservabile per tutta la notte. 
Il 1 febbraio, poteva ancora essere visto a occhio nudo nel cielo notturno nell'emisfero australe.


Evoluzione della luminosità:
La cometa è diventata visibile ad occhio nudo il 5 gennaio 2007 con una buona visibilità nel cielo crepuscolare. 
La sua luminosità a quel tempo era di circa +1 mag . 
Il 6 gennaio la luminosità ha raggiunto 0 mag . 
Il 7 gennaio è stata scattata in giornata la prima fotografia telescopica della cometa. 
L'8 gennaio la luminosità era -1 mag , il 10 gennaio era -2 mag e il 12 gennaio era oltre -3 mag . 
Il 12, la cometa è stata vista per la prima volta ad occhio nudo nel cielo diurno. 
L'osservazione è stata fatta 15 minuti prima del tramonto sotto un cielo molto limpido su una montagna alta 1250 m. 
Il 13 gennaio, la cometa è stata vista nel cielo diurno da diversi osservatori nel sud della Germania, Austria e Svizzera a mezzogiorno e nel pomeriggio in un cielo blu intenso ed eccezionalmente trasparente. La luminosità della cometa in questo giorno era di circa -5 mag (significativamente più luminosa di Venere). 
Il 14 gennaio la cometa è stata vista anche ad occhio nudo nel cielo diurno, perché la cometa ha raggiunto la sua massima luminosità con circa −5,5 magnitudine . 
Il 15 gennaio la luminosità era scesa a circa -4 mag e c'erano solo pochi avvistamenti ad occhio nudo nel cielo diurno. 
Nonostante la diminuzione della luminosità complessiva, l'aspetto della cometa nell'emisfero australe è migliorato da sera a sera, poiché in cambio è migliorata la distanza angolare dal Sole. 
Il 18 gennaio la cometa era un oggetto inconfondibile nel cielo serale. Successivamente, la luminosità ha continuato a diminuire e il 1 febbraio era +3 mag . 
La cometa è stata ancora visibile ad occhio nudo nell'emisfero australe fino al 5 febbraio circa, dopodiché è stata ancora osservabile con il binocolo per alcuni giorni .

Osservazioni dallo spazio:
Dal 12 al 16 gennaio, McNaught ha scansionato il campo visivo del coronografo LASCO C3 dell'osservatorio spaziale SOHO . 
È stata la cometa più brillante registrata con questo strumento. 
La luminosità era così forte che l'immagine era parzialmente eclissata. Inoltre, la sonda spaziale STEREO-B ha trasmesso immagini della cometa sulla Terra (vedi sotto). 
Per la prima volta, le immagini hanno mostrato la coda della cometa nella sua piena estensione.


Il 3 febbraio 2007 la sonda Ulysses ha attraversato inaspettatamente la coda della cometa.
Le prove dell'incontro sono state pubblicate nel numero del 1 ottobre 2007 di The Astrophysical Journal . Ulysses volò attraverso la coda ionica della McNaught a 260 milioni di chilometri dal nucleo della cometa e le letture degli strumenti mostrarono che c'era una "chimica complessa" nella regione.
Il Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS) a bordo di Ulysses ha misurato la composizione della coda della cometa McNaught e ha rilevato ioni inaspettati. Era la prima volta che gli ioni di ossigeno O3+ venivano rilevati vicino a una cometa. Ciò ha suggerito che gli ioni del vento solare, che originariamente non possedevano la maggior parte dei loro elettroni, acquisirono alcuni elettroni mentre attraversavano l'atmosfera della cometa.
SWICS ha anche misurato la velocità del vento solare e ha scoperto che anche a 260 milioni di chilometri dal nucleo della cometa, la coda aveva rallentato il vento solare a metà della sua velocità normale. Il vento solare di solito dovrebbe essere di circa 700 chilometri al secondo a quella distanza dal Sole, ma all'interno della coda ionica della cometa era inferiore a 400 km al secondo.

'' Questo è stato molto sorprendente per me. Ben oltre l'orbita di Marte, il vento solare ha avvertito il disturbo di questa piccola cometa. Sarà una seria sfida per noi teorici e modellisti informatici capire la fisica ''.
—  Michael Combi.

'' Il prof. George Gloeckler, il principale ricercatore del Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS), ha affermato che la scoperta è stata importante poiché la composizione delle comete ha rivelato loro le condizioni di circa 4,5 miliardi di anni fa, quando si è formato il Sistema Solare.
Qui abbiamo ottenuto un campione diretto di questo antico materiale che ci fornisce le migliori informazioni sulla composizione delle comete. Stiamo ancora cercando di capire cosa ci dice. Stiamo contribuendo in parte all'intero puzzle. I vantaggi di tale osservazione sono importanti. Limitano le interazioni di tali comete con il Sole, compreso il modo in cui le comete perdono massa. Esaminano anche la questione di come un'improvvisa iniezione di materiale neutro e freddo interagisce con i plasmi caldi simili a quelli solari. Ciò si verifica anche in altri luoghi dell'universo e siamo stati in grado di studiarlo proprio qui ''.
—  Thomas Zurbuchen.

Parametri orbitali:
Un'orbita iperbolica (e = 1,0000188) prograda, a forte inclinazione è stata calcolata usando i dati di 331 osservazioni, nell'arco di 338 giorni, risulta che il piano orbitale della cometa è inclinato di 77,837° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 155,975°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 267,415°.
Il perielio lo ha passato il 12,8 gennaio 2007, mentre si trovava a soli 0,17074 UA dal Sole


Determinazione dell'orbita:
La cometa C/2006 P1 ha impiegato circa 6 milioni di anni, per giungere al perielio, arrivando direttamente dalla nube di Oort
Attualmente segue una traiettoria iperbolica (con un'eccentricità osculante maggiore di 1) durante il suo passaggio attraverso il Sistema Solare interno , ma l'eccentricità scenderà al di sotto di 1 dopo aver lasciato l'influenza dei pianeti ed essa rimarrà vincolata al Sistema Solare come una cometa della nube di Oort.
Data l'eccentricità orbitale di questo oggetto, epoche diverse possono generare soluzioni eliocentriche imperturbate a due corpi più adatte alla distanza dell'afelio di questo oggetto. 
Per oggetti con un'eccentricità così elevata, le coordinate baricentriche del sistema solare sono più stabili delle coordinate eliocentriche. 
Utilizzando JPL Horizons , gli elementi orbitali baricentrici per l'epoca 2050 generano un semiasse maggiore di 2050 AU e un periodo di circa 92.700 anni.

Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.


lunedì 2 agosto 2021

LA GRANDE COMETA del 418 d.C. by Andreotti & Donati - INSA.

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Aggiornato il 02/08/2021

LA GRANDE COMETA del 418

C/418 M1 è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 418. 
È annoverata tra le "Grandi Comete" per la sua straordinaria luminosità e per la lunghezza della coda.

Osservazioni:
Per oltre due secoli gli astronomi hanno discusso se tre oggetti segnalati durante quest'anno, siano stati correlati o meno. Lo storico romano Philostorgius terminò Ecclesiasticae Historiae intorno al 425 , dove scrisse : '' Quando Teodosio era entrato negli anni dell'infanzia, il 19 luglio, poco dopo mezzogiorno, il sole era così completamente eclissato che le stelle apparvero. Inoltre, nel momento in cui il sole si eclissò, una meteora luminosa apparve nel cielo, in forma come un cono, che alcune persone nella loro ignoranza chiamavano cometa, perché non c'era niente come una cometa nei fenomeni di questa meteora come appariva. Per la sua luce non finiva in una coda, né aveva la caratteristica di una stella, ma sembrava la fiamma di una lampada enorme, sussistendosi da sola, senza stella sotto di essa per rispondere all'aspetto di una lampada. anche la sua pista era molto diversa da quella cometa: perché sorgeva prima ad est, proprio dove il sole sorgeva l'equinozio, e poi passando attraverso la stella più bassa nella costellazione dell'orso, attraversò gradualmente verso ovest. Dopo aver misurato la distesa del cielo, scomparve a lungo, dopo aver continuato il suo corso per più di quattro mesi. L'apice, inoltre, nel tempo è stato portato fino a un punto alto e stretto, in modo che la meteora ha superato la lunghezza e la forma di un cono, mentre in un altro momento è tornato a quella forma particolare. Inoltre, ha mostrato all'occhio una serie di altri aspetti prodigiosi, che ha dimostrato che era diverso dalla stella comune in natura. iniziò verso la mezza estate, e continuò fino quasi alla fine dell'autunno, e fu il precursore di gravi guerre e di una mortalità incredibile.'
C'era un'eclissi visibile in Italia all'ora e alla data menzionate da Philostorgius. La conversione della data in UT indica che l'osservazione è avvenuta probabilmente il 19 luglio. 

La cometa è stata riportata anche da altri testi europei. 
Il testo bizantino Chronicon (534) dice che una stella ardente è apparsa ad est per sette mesi. 
Il testo italiano Fasti Vindobonensis (576) dice : '' Un'eclissi solare si è verificata il 19 luglio, una cometa è stata vista da allora fino a settembre ''. 
Ancora un altro testo europeo riporta il fenomeno, ma mostra apparentemente uno dei peggiori errori di datazione immaginabili, difatti il testo belga Annales Blandinienses (1292) registra con precisione numerose comete, ad eccezione di una data per il 951, che non corrisponde a nessun'altra cometa vista entro pochi anni da quella data. Robert R. Newton (1972) ha suggerito che questa cometa è in realtà un mistificazione della data della cometa di 418. 
L'Annales Blandinienses dice per l'anno 951 '' Il sole è stato eclissato alla terza ora il 19 luglio e una stella incandescente è apparsa ad est fino al mese di settembre '' . Newton ha detto che questo testo, come altre storie monastiche, è stato compilato come i suoi precedenti resoconti da altre fonti. 
Ha anche notato che alcune storie monastiche danno l'anno utilizzando il ciclo Pasquale di 532 anni. Anche se ammette che l'eclissi si è verificata il 19 luglio durante il 939 e il 958, Newton suggerì che il  compilatore degli Annales Blandinienses abbia preso le informazioni da un'altra fonte che erroneamente dava all'anno come 419 e poi fece un errore di un intero ciclo pasquale quando scriveva il resoconto del suo testo.

I resoconti delle cronache cinesi riportano quanto segue:
Il Sung Shu (489) e Chin Shu (635) sono i due testi cinesi più antichi a segnalare questa cometa. Dicono che una 'stella frizzante'' è stato vista il 24 giugno 418. L'oggetto è apparso all'interno della ''scatola'' di Pei-Tou. Anche se tale posizione è circumpolare e visibile per tutta la notte, l'oggetto sarebbe stato meglio osservato nel cielo serale, il che implica un probabile UT del 24 giugno.
Un 'altra cronaca riporta:
'' Nel quattordicesimo anno dell'epoca E He, durante la quinta luna, nel giorno di Kang Tsze, c'era una cometa in Pih Tow Kwei, verso il centro. Nella settima luna, nel giorno di Kwei Hae, la cometa è apparsa nella parte occidentale di Tae Wei, sopra Juy Ke e sotto la stella Leang. 
Era luminosa e gradualmente si allungò fino a raggiungere una lunghezza di circa 100 cubiti. 
Nel suo corso ha spazzato via Pih Tow, Tsze Wei e Chung Tae ''.
Nell'epoca E He, il 14° anno, corrisponde al 418, mentre la settima luna, ed il giorno Kwei Hae, sono il 15 settembre. Tae Wei, è lo spazio tra le stelle del Leone e della Vergine. L'asterismo Juy Ke non è accertato. Con il nome Leang ci sono diverse stelle con che sono presenti in Tae Wei, ed una di queste, a ovest, è forse quella qui indicata. Pih Tow, sono le sette stelle luminose nell'Orsa Maggiore. Kwei in Pih Tow è riferito alla piazza nello stesso. Chung Tae sono Lambda e Mu Ursæ Majoris. Tsze Wei, è il cerchio di apparizioni perpetue, cioè le stelle circumpolari.

Considerazioni scientifiche:
Anche se fonti cinesi di solito raggruppano l'oggetto di giugno e settembre insieme, non c'è stato un accordo diffuso tra gli storici astronomici, e l'oggetto romano di luglio non sembra contribuire a chiarire la questione. Pingré (1783) e Ho Peng Yoke (1962), interessati solo alle osservazioni cinesi, raggrupparono gli oggetti del mese di giugno e settembre. Hasegawa (1980) elencava separatamente l'oggetto di giugno e l'oggetto settembre. Nel 1995, uno studio di Kronk, ha calcolato un'orbita che collegava le posizioni di giugno e settembre. Sulla base dell'orbita dei dati dell'orbita di questo studio, la cometa potrebbe forse essere stata visibile nel mese di novembre, il che confermerebbe il resoconto di Philostorgius.

Secondo Kronk la sua magnitudine assoluta (H) è stata di 0.2 mag , il che indica che questa cometa abbia dimensioni notevoli, ben superiori alla recente C/Hale-bopp (40km).
L'orbita di questa cometa risulta secante a quella di Marte, dopo il suo passaggio al perielio ha incrociato l'orbita del pianeta rosso, ciò ha sicuramente causato una pioggia meteorica visibile dal pianeta stesso verso la metà del mese che precede il perielio marziano.

Determinazione dell'orbita:
Per questa cometa, con un periodo di osservazione di 82 giorni, è stato possibile determinare solo un'orbita parabolica retrograda, risulta che è inclinata di 110° rispetto al piano dell'eclittica.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 5 ottobre 418 , mentre la cometa si trovava a 0,35 UA dal Sole.
Per gli altri parametri, l'argomento del perielio è di 240°, mentre la longitudine del nodo ascendente è di 310°.


Diagramma dell'orbita - JPL ).
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Acura di Andreotti & Donati.


sabato 24 luglio 2021

9P/TEMPEL 1 - La cometa esplorata e colpita dalla sonda Deep-Impact. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 24/07/2021

9P/Tempel 1

Il 4 luglio 2005, un giorno prima del perielio, alle 05:52 UTC la sonda Deep Impact della NASA ha colpito la cometa Tempel 1 con un proiettile impattatore.

(vedi foto a lato).

Osservazioni dalla Terra e con i telescopi spaziali hanno mostrato un aumento di alcune magnitudini dopo l'impatto.
Il cratere che si è formato ha un diametro che raggiunge i 200 metri ed una profondità di 30-50 metri.

Vedi sotto ).

Lo spettrometro del telescopio ha rilevato particelle di polvere più fini di un capello umano ed ha scoperto la presenza di silicati, carbonati, smectite, solfuri metallici (come la pirite), carbonio amorfo e idrocarburi policiclici aromatici.



La Tempel 1 è stata nuovamente visitata il 14 febbraio 2011 dalla sonda Stardust nell'ambito della missione Stardust-NExT. L'estensione della missione è stata approvata nell'intenzione di osservare in modo migliore il cratere creato dalla Deep Impact. ( vedi sopra e sotto ).
La Tempel 1 è stata la prima cometa ad essere visitata due volte da una sonda spaziale.

(sopra in foto la 9/P Tempel, sotto il centro a sinistra si nota la zona dell'esplosione).

Dati fisici:
La Tempel 1 non è una cometa luminosa; finora non ha mai superato l'undicesima magnitudine, ben lontano dal limite di visibilità ad occhio nudo. In base a misure ottenute in luce visibile con il telescopio spaziale Hubble e nell'infrarosso con il Telescopio spaziale Spitzer, si è calcolato che le sue dimensioni siano di 14x4 km. Combinando queste osservazioni si è ottenuto un'albedo del 4% e un periodo di rotazione di circa due giorni.
Le osservazioni ravvicinate delle due sonde hanno dato una dimensione di 7,6 x 4,9 km, con un periodo di rotazione sul proprio asse di 40,7h.

Nello schema le analisi delle pendenze gravitazionali e l'analisi statistica della sua densità ).

Animazione impatto ).

Orbita:

L'orbita della Tempel1 ha un semiasse maggiore dell'orbita di 3,145 UA e spazia da un perielio di 1,542 UA, fino ad un afelio di 4,748 UA, quindi è classificabile come cometa Gioviana.
La sua eccentricità orbitale è di 0,5096, e la sua inclinazione corrisponde a 10,474° rispetto all'eclittica.
Percorre la sua orbita con un periodo di rivoluzione pari a 5,58 anni (2.038 giorni).
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A cura di Andreotti Roberto.


mercoledì 21 luglio 2021

103P/HARTLEY 2 - una cometa periodica esplorata dalla sonda EPOXI - NASA. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 21/07/2021


103P/HARTLEY 2

La Cometa Hartley 2, formalmente 103P/Hartley, è una piccola cometa periodica del Sistema solare appartenente alla famiglia delle comete gioviane, scoperta nel 1986 da Malcolm Hartley. 
La cometa Hartley 2 è stata raggiunta il 4 novembre 2010 dalla missione EPOXI della NASA. Nel momento del massimo avvicinamento, la sonda si è trovata a circa 700 km dalla cometa.


Esplorazione:
La cometa era in piena attività, essendo transitata per il perielio pochi giorni prima e le immagini mostrano luminosi getti di anidride carbonica e particelle di ghiaccio in sospensione che fuoriescono dal nucleo cometario. Le prime analisi dei dati raccolti indicano che parti diverse del nucleo bilobato manifestano un comportamento differente: la zona di congiunzione centrale rilascia nello spazio prevalentemente vapore acqueo, mentre dall'estremità più attiva fuoriescono anche grandi quantità di anidride carbonica. 
Anche visivamente, è possibile distinguere le due estremità del nucleo, caratterizzate da un terreno pietroso, dalla zona di congiunzione, caratterizzata invece da un terreno a grana fine che appare liscio nelle immagini. Un altro aspetto particolarmente interessante, che ha portato M. A'Hearn a parlare di una nuova classe di comete, è che, a differenza di quanto osservato per la Cometa Tempel 1, l'acqua presente nella chioma non sembra derivare principalmente dalla sublimazione di strati sottosuperficiali, ma da quella dei grani di ghiaccio sollevati dai getti di anidride carbonica. 
I grani più grandi raggiungono anche dimensioni comprese tra quelle di una palla da golf e quelle di un pallone da basket. Il loro moto non è radiale, ma soggetti alla pressione della radiazione solare, si spostano verso la coda della cometa. Ciò fa intuire che non contengono una grande massa.

In BLU l'orbita della Terra, in VERDE la 9P/Tempel, in CELESTE la 103P/Hartley, in VIOLA la Deep Impact ).

Dati fisici:
Il flyby è stato in grado di dimostrare che la cometa è lunga 2,25 chilometri ed è a forma di arachide (vedi sopra). Alcuni getti di materiale vengono espulsi dal lato oscuro della cometa, piuttosto che dal lato illuminato dal sole. Gli scienziati coinvolti nella missione EPOXI descrivono la cometa come insolitamente attiva. Ha un periodo di rotazione principale di 18,1 ± 0,3 ore.

Nello schema sono indicate le pendenze superficiali e l'analisi statistica della sua densità ).

Composizione:
Nel 2011 il telescopio spaziale Herschel ha rilevato la firma dell'acqua vaporizzata nella chioma della cometa . Hartley 2 contiene la metà della quantità di acqua pesante di altre comete analizzate in precedenza, con lo stesso rapporto tra acqua pesante e acqua normale presente negli oceani della Terra. Le osservazioni di Hartley 2 hanno mostrato l'importanza della presenza del ghiaccio di monossido di carbonio (CO) e del ghiaccio di biossido di carbonio (CO2) nelle comete. Dopo un riesame, si è scoperto che l'abbondanza del ghiaccio di monossido di carbonio e del ghiaccio di biossido di carbonio mostra che le comete di breve periodo si sono formate in condizioni più calde, rispetto alle comete di periodo più lungo. Ciò dimostra che le comete di breve periodo si sono formate più vicine al Sole, rispetto alle comete di lungo periodo. 
Questa scoperta si sposa bene con le misurazioni di acqua pesante in Hartley 2.
I principali risultati della missione includono: 
(1) la zona centrale della cometa a forma di arachide, è liscia e relativamente inattiva è stata probabilmente ricomposta dopo un evento distruttivo.
(2) Hartley 2 ruota attorno a un asse principale, ma ruota anche attorno a un secondo asse differente; 
(3) sulle sue estremità più grandi e ruvide, la superficie della cometa, contiene oggetti luccicanti e blocchi che sono alti circa 50 metri e larghi 80 metri, (grandi come un edificio di 16 piani). Inoltre, questi oggetti sembrano essere due o tre volte più riflettenti della media della superficie.


Orbita:
La Cometa Hartley 2 percorre un'orbita eccentrica, inclinata di circa 13,6° rispetto al piano dell'eclittica. L'afelio, esterno all'orbita di Giove, è a 5,87 UA dal Sole; il perielio, prossimo all'orbita della Terra, è a 1,05 UA dal Sole. La cometa completa un'orbita in circa 6 anni e mezzo. I nodi ascendente e discendente dell'orbita sono prossimi rispettivamente alle orbite di Giove e della Terra. La cometa va pertanto incontro a ripetuti incontri ravvicinati con i due pianeti. Soprattutto quelli con Giove possono determinare notevoli alterazioni dell'orbita. Rispetto a quella posseduta dalla cometa ad inizio Novecento, l'orbita ha subito notevoli variazioni: la distanza perielica prossima alle 2 UA nel 1903, è diminuita fino a 0,90 UA negli anni settanta in seguito a due incontri particolarmente stretti con Giove (0,2246 UA nel 1947 e 0,0851 UA nel 1971); gli stessi hanno determinato un incremento dell'eccentricità dell'orbita e una diminuzione del periodo orbitale (da circa 9 anni nel 1903 ai circa 6 degli anni settanta). Gli incontri successivi e quelli previsti per il XXI° secolo, invece, perlopiù si auto-bilanceranno e manterranno condizioni simili a quelle attuali.

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A cura di Andreotti Roberto.