LA COMETA 8P/TUTTLE una delle comete periodiche. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 19/12/2021

8P/TUTTLE

La 8P/Tuttle è una cometa periodica con molti passaggi al perielio che ha un periodo di rivoluzione che varia tra i 13,5 ed i 13,9 anni. E' una cometa che può essere vista solo telescopicamente.

La cometa è responsabile della pioggia delle meteore Ursidi a fine dicembre.

Scoperta:

1790

La cometa è stata scoperta per la prima volta il 9 gennaio 1790 nel cielo serale vicino a Omicron Piscium, dall'astronomo francese Pierre Méchain. La cometa rimase visibile solo per un breve periodo, diversi osservatori, tra cui Charles Messier e William Herschel, osservarono la cometa per le successive tre settimane, e l'ultima osservazione fu raccolta da Mechain il 1º febbraio. 

Méchain ne calcolò un'orbita parabolica, ma il numero di osservazioni insufficienti non permise di riconoscere il comportamento periodico della cometa.

1858

La cometa fu quindi riscoperta da Horace Parnel Tuttle il 5 gennaio 1858 e successivamente da Karl Bruhns l'11 gennaio. Sebbene Bruhns non ne avesse avuto nota, la segnalazione di Tuttle aveva già dato inizio alla campagna osservativa e, di conseguenza, il suo nome non fu associato alla cometa. Charles W. Tuttle, fratello di Horace, calcolò una prima orbita della cometa ed ipotizzò che poteva trattarsi del ritorno della cometa allora designata come: 1790 II (Méchain). 

Cosa che fu confermata dopo ulteriori osservazioni.

Il diametro della chioma ha raggiunto un massimo di 3,5-4 minuti d'arco nel mese di febbraio e all'inizio di marzo. La magnitudine totale della cometa è stata leggermente più luminosa della settima al suo massimo.

Dati fisici:

Le osservazioni radar della cometa Tuttle nel gennaio 2008 dall'Osservatorio di Arecibo mostrano che si tratta di una binaria di contatto. 

Il nucleo della cometa è stimato a circa 4,5 km di diametro, utilizzando il diametro equivalente di una sfera avente un volume pari alla somma di una sfera di 3 km e 4 km (come la forma della 67P/Churyumov-Gerasimenko).

Il periodo di rotazione del nucleo della cometa è stato determinato nelle osservazioni di Arecibo, ed è risultato che il nucleo ruota su se stesso in circa 7,5 ore.

Composizione:

Riportiamo la composizione della cometa della famiglia della Halley (HFC) 8P/Tuttle, studiata con osservazioni spettroscopiche nel vicino infrarosso ad alta dispersione. Le osservazioni sono state effettuate al VLT (Very Large Telescope) dell'ESO con lo strumento CRIRES come parte di una campagna di osservazione multi-lunghezza d'onda di 8P/Tuttle eseguita tra la fine di gennaio e l'inizio di febbraio 2008. Osservazioni radar hanno suggerito che 8P/Tuttle è una cometa binaria a contatto, ed è stato ipotizzato che questi componenti potrebbero essere chimicamente eterogenei. Noi abbiamo determinato rapporti di miscelazione delle sostanze volatili organiche rispetto a H2O e abbiamo scoperto che i rapporti di miscelazione erano coerenti con le precedenti osservazioni spettroscopiche nel vicino infrarosse ottenute alla fine di dicembre 2007 e alla fine di gennaio 2008. È stato suggerito che poiché 8P/Tuttle è una binaria di contatto, potrebbe essere chimicamente eterogeneo. Tuttavia, non troviamo prove di eterogeneità chimica all'interno del nucleo di 8P/Tuttle. Abbiamo anche confrontato i rapporti di miscelazione delle molecole organiche in 8P/Tuttle con quelli di altri HFC e comete di lungo periodo (LPC) e abbiamo scoperto che i composti HCN, C2H2 e C2H6 sono impoveriti mentre CH4 e CH3OH hanno abbondanze normali.

Ciò potrebbe indicare che 8P/Tuttle si è formato in una regione diversa della prima nebulosa solare rispetto ad altri HFC e LPC. Abbiamo stimato l'efficienza di conversione da C2H2 a C2H6 mediante reazioni di addizione di idrogeno su grani freddi impiegando il rapporto C2H6/(C2H6+C2H2). 

Il rapporto C2H6/(C2H6+C2H2) in 8P/Tuttle è coerente con i rapporti trovati in altri HFC e LPC all'interno delle barre d'errore. Noi abbiamo anche cercato di trovare la fonte di C2 e CN sulla base delle nostre osservazioni e abbiamo concluso che le abbondanze di C2H2 e C2H6 sono insufficienti

per spiegare le abbondanze di C2 nella cometa 8P/Tuttle e che l'abbondanza di HCN è insufficiente per spiegare le abbondanze di CN nella cometa, quindi è necessario almeno un composto genitore in più per ogni specie molecolare.

LINK (pdf): 

''High-dispersion infrared spectroscopic observations of comet 8P/Tuttle with VLT/CRIRES''.

Meteore:

Questa cometa è la madre della pioggia delle meteore Ursidi , che raggiunge il massimo il 22 dicembre. I tassi sono in genere vicini a 15, anche se nel 1945 e nel 1986 si sono verificate esplosioni di circa 100 all'ora, mentre nel 1973 si è verificato un aumento inaspettato di 30 meteore all'ora.

Parametri orbitali:

Gli ultimi calcoli di Davide Farnocchia, pubblicati sul sito del JPL il 30 novembre 2021, sono stati ottenuti da 1721 osservazioni nell'arco di 20.044 giorni (54,88 anni), e ne risulta un'orbita ellittica prograda con un'eccentricità di 0.8197979722463699 ed un'inclinazione del piano orbitale di 54.98262814795704° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 207.5086332181791°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 270.3415078242364°.

Attualmente il suo periodo di rivoluzione è di 13.60956922079110 anni (4970.89515789395 giorni), che porta la cometa da un perielio di 1.027189231945678 UA ad un afelio di 10.37322889597947 UA, quindi oltre l'orbita di Saturno, ne risulta un semiasse maggiore di 5.700209063962574 UA.

[Reference: JPL K215/19 (heliocentric IAU76/J2000 ecliptic)].

( Diagramma orbitale animato ).

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Passaggi osservati:

Ad eccezione del passaggio al perielio del 1953, è stata osservata ogni volta che è ritornata fin da quello previsto del 1871 . Non è mai stata visibile ad occhio nudo fino al 2008.

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2021

Il suo ultimo passaggio al perielio è stato il 27 agosto 2021, quando ha avuto un'elongazione solare di 26 gradi con una luminosità apparente di circa +9 mag. Due settimane dopo, il 12 settembre 2021, era di circa 1,8 AU (270 milioni di  km) dalla Terra, quindi un'osservazione tra le più sfavorevoli.

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2008

Passaggio al perielio: il 27 Gennaio 2008.

Sotto un cielo scuro la cometa era un oggetto visibile ad occhio nudo. Il passaggio al perielio era alla fine di gennaio del 2008, ed a partire da febbraio è stata visibile solo telescopicamente agli osservatori dell'emisfero meridionale nella costellazione Eridano. Il 30 dicembre 2007 era in stretta congiunzione con la galassia a spirale M33 (vedi sotto). 

Il 1 gennaio 2008 ha superato la Terra a una distanza minima di 0,25282 AU (37.821.000 km).

In occasione di questo ritorno, 8P/Tuttle è stata regolarmente osservato da molti astronomi dalla metà di luglio 2007. A metà novembre 2007 la sua luminosità era di circa +11 mag, intorno al 20 dicembre +7,5 mag e il 27 dicembre 2007 circa +6,5 ​​mag. 

Quel giorno, il 27 dicembre, fu segnalato anche il primo avvistamento ad occhio nudo (Ed è stato l'unico passaggio nella storia di questa cometa ad essere così visibile, seppur con cieli molto scuri), e si hanno riscontri che è stata vista ad occhio nudo per circa 10 giorni, fino ai primi giorni di gennaio del 2008.

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1994

Ben 2 anni prima, G. Tancredi e M. Lindgren (La Palma, Isole Canarie) hanno ottenuto le esposizioni CCD della cometa, utilizzando il Nordic Optical Telescope da 2,56 metri, il 29 luglio 1992. Hanno notato un aspetto stellare e hanno dato la magnitudine di +21,2/+21,3. Altre immagini sono state ottenute con lo stesso telescopio, il 30 luglio e il 31 luglio. La cometa ha mantenuto il suo aspetto stellare in ogni data e la magnitudine è rimasta tra +21,2 e +21,4. Le posizioni indicavano che l'orbita prevista richiedeva una correzione di soli -1,7 giorni. È interessante notare che la cometa non è stata più osservata, ma non per negligenza. Sebbene la cometa fosse a circa 130 gradi dal sole quando fu osservata, alla fine ha passato il perielio era dall'altra parte del sole rispetto alla Terra, rendendo l'apparizione una delle peggiori mai osservate.

Dopo queste osservazioni, l'elongazione della cometa dal Sole generalmente è diminuito e alla fine ha raggiunto un valore minimo di 8 gradi l'8 giugno 1994. Sebbene l'elongazione poi sia aumentata a 37 gradi entro il 12 settembre 1994, in realtà è scesa a 27 gradi entro il 27 novembre. Quando la cometa si è finalmente allontanata dal bagliore del Sole nel 1995, era troppo debole per essere osservata.

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1980

Passaggio al perielio: il 14 dicembre 1980.

Durante questa campagna osservativa la cometa era favorevolmente posizionata rispetto al nostro pianeta e la cometa ha raggiunto una luminosità di +6,5 mag.

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1967

Passaggio al perielio: il 31 marzo 1967.

La cometa fu ritrovata il 3,48 gennaio 1967, nella costellazione della Lucertola, mentre si trovava a 1,42 UA dalla Terra e a 1,62 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 82°, poi fu possibile trovare immagini di pre-scoperta su una fotografia del 2,42 dicembre 1966, quando era a 1,62 UA dalla Terra e a 1,95 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 93°, nella costellazione del Cigno. Il 10 gennaio entrava nella costellazione di Andromeda, mentre l'8 febbraio passava nei Pesci per restarci fino al 23 febbraio, in questa costellazione, il 20 febbraio 1967, effettuò il passaggio alla minima distanza dalla Terra ad una distanza che però fu abbastanza grande di ben 1,2941 UA. 

Successivamente il 23 febbraio passo in Ariete fino al 19 marzo dove passò per la Balena per soli 3 giorni per poi entrare nel Toro il 22 marzo, dove il 31 fece il suo passaggio al perielio. Il 6 aprile la cometa entro in Eridano, per passare poi in Orione il 24 aprile, successivamente passò per le costellazioni di Lepre (28 aprile), Cane Maggiore (13 maggio) ed infine nella Poppa (3 giugno).

L'ultima volta fu vista il 7,74 giugno 1967, mentre si trovava ancora nella costellazione della Poppa, quando era ormai ad una distanza di 1,55 UA dalla Terra e a ben 1,44 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 64°.

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1953

Passaggio al perielio non osservato, calcolato per il 4 luglio 1953.

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1939

Passaggio al perielio: il 10 novembre 1939.

Il 14 agosto 1939 l'Harvard College Obsrvatory annuncia il recupero della cometa periodica Tuttle, fatto il 12 agosto al Lick Observatory da parte di H. M. Jeffers, che all'epoca aveva avuto molto successo nel fotografare comete molto deboli con il riflettore da 36 pollici.

La cometa risulta senza coda e con una luminosità di +18 mag.

DATA: 12 agosto 1939 - 11:20:12 UT - AR= 5h 55' 48'' - DEC= +57° 22'.

La cometa ha poi guadagnato luminosità mentre si avvicinava al Sole.

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1926

Passaggio al perielio: il 28 aprile 1926.

La cometa fu ritrovata da W. Baade a Bergedorf la sera del 12 gennaio 1926, alla seguente posizione:

AR= 22h 27' 52'' - DEC= +40° 18'.

La sua magnitudine era di +15, ed era all'incirca vicina alla posizione indicata dalle effemeridi di previsione in base ai calcoli effettuati dall'ultimo passaggio al perielio.

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1912

Passaggio al perielio: il 28 ottobre 1912.

Osservazioni:

Dalla relazione di Bernhard H. Dawson all'osservatorio di La Plata (ARG), del 1 marzo 1913:

 - 3 novembre 1912: '' La cometa nel puntatore appariva come una stella di ottava magnitudine, nel telescopio si vedeva un nucleo di 12esima magnitudine, ed alla prima traccia di luce solare bastò a coprirla ''.

 - 9 novembre: '' La chioma era di circa 40'' in diametro. La luminosità totale era vicina ad una stella di settima magnitudine. Non c'era un nucleo definito ''.

 - 10 novembre: '' La chioma era di circa 80''. La nebbia interruppe le misurazioni ''.

 - 15 novembre: '' La cometa appariva come una massa nebulosa, con una condensazione centrale di circa 25'' di diametro, più o meno distinta da una larga e debole nebulosità ''.

 - 19 novembre: '' Luminosità totale come una stella di +8,5 mag. con una scarsa condensazione ''.

 - 30 novembre: '' Luminosità +9,5 mag. Diametro circa 10'', ed era più estesa all'opposto del Sole ''.

 - 7 dicembre: '' Luminosità +10,5 mag. Nebulosità rintracciabile per circa 2,5'. Scarsa condensazione, un oggetto estremamente difficile da misurare ''.

 - 19 dicembre: '' La cometa era di circa +10,5 mag. di forma ovale 30''x50'', con una condensazione di circa 3'' in diametro ''.

 - 22 dicembre: '' Misure interrotte dalla luce del giorno, circa +11,5 mag. Si estendeva da 15'' a 20'' con un debole punto brillante verso il centro ''.

Parametri orbitali:

Epoch = 1912 Nov. 14.0 TT T = 1912 Oct. 28.96905 +/- 0.00031 (m.e.) TT Peri. = 206.94133 +/- 0.00023 Node = 270.98038 +/- 0.00011 (2000.0) Inc. = 55.04835 +/- 0.00013 q = 1.0299988 +/- 0.0000016 AU e = 0.8183798 +/- 0.0000002 a = 5.6711676 +/- 0.0000019 AU n' = 0.07297857 +/- 0.00000004 P = 13.505 +/- 0.0000068 years A1 = +0.104 +/- 0.030 A2 = +0.01274 +/- 0.00003

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1899

Passaggio al perielio: il 4 maggio 1899.

Osservazioni:

 - 9 marzo: Magnitudine tra +11,5 e +12. Si può vedere un debole punto stellare in mezzo.

 - 10 marzo: la cometa appare rada e diffuse, sempre di magnitudine +11.5/+12. E' visibile il nucleo di 16esima magnitudine.

 - 4 aprile: Magnitudine tra +10,5 e +11. Diametro angolare 1' con un debole nucleo.

 - 5 aprile: Magnitudine +10, diametro tra 1,5' e 2'.

 - 11 aprile: Appare rotonda, di 2' di diametro e magnitudine +10, con un debole punto di condensazione centrale.

 - 13 aprile: Facile da osservare di decima magnitudine.

 Nei giorni seguenti è restata di decima magnitudine fino al 19 aprile, poi è andata indebolendosi fino al primo maggio quando è stata vista per l'ultima volta.

Parametri orbitali:

T = 1899 May 4.55594 TT Epoch = 1899 Apr. 16.0 TT Peri. = 206.63026 e = 0.8222605 Node = 271.24462 (2000.0) a = 5.7038932 AU Inc. = 54.48860 n'= 0.07235141 q = 1.0138070 AU P = 13.623 years

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1885

Passaggio al perielio: il 11 settembre 1885.

Fu ritrovata il 9,13 agosto 1885, mentre si trovava a 1,91 UA dalla Terra e a 1,15 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 30°. Fu vista per l'ultima volta il 17,40 settembre 1885, mentre era a 1,70 UA dalla Terra e a 1,03 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 34°.

Non fu un'osservazione favorevole.

Parametri orbitali:

T = 1885 Sept.11.80020 TT Epoch = 1885 Sept.16.0 TT Peri. = 206.76811 e = 0.8215488 Node = 271.24702 (2000.0) a = 5.7422479 AU Inc. = 54.32991 n'= 0.07162773 q = 1.0247110 AU P = 13.760 years

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1871

Passaggio al perielio: il 2 dicembre 1871.

Il primo ritorno previsto della cometa fu quello del 1871. Il 13 ottobre Alphonse Louis Nicolas Borrelly (Marsiglia, Francia) la recuperò mentre si trovava a 1,09 UA dalla Terra e a 1,27 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 90°. Recuperi indipendenti sono stati effettuati da Winnecke (Karlsruhe) il 16 ottobre e H. P. Tuttle (Osservatorio di Harvard) il 22. 

La cometa il 23 novembre 1871 toccò la minima distanza di 0,6875 UA dalla Terra.

La cometa potrebbe aver superato la magnitudine +8 quando era più luminosa.

Fu vista per l'ultima volta 30,95 gennaio 1872, mentre era a 1,33 UA dalla Terra e a 1,36 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 70°.

Parametri orbitali:

T = 1871 Dec. 2.29842 TT Epoch = 1871 Nov. 29.0 TT Peri. = 206.77741 e = 0.8211100 Node = 271.11392 (2000.0) a = 5.7583256 AU Inc. = 54.28147 n'= 0.07132795 q = 1.0301070 AU P = 13.818 years

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Passaggi precedenti alla scoperta:

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(Anno della scoperta in NERO , passaggi riconosciuti in ROSSO , ipotetici con sfondo GIALLO ).

Dal lavoro di Suichi Nakano (NK 1481):

T/TT q e P Peri. Node Inc. Epoch a 1858 2 24.018 1.025535 0.821214 13.738 206.777 271.048 54.406 18580210 5.73609 1844 7 4.471 1.020417 0.821061 13.618 206.825 271.162 54.559 18440713 5.70259 1830 12 15.073 1.020477 0.820690 13.577 206.832 271.341 54.670 18301214 5.69114 1817 5 27.852 1.018676 0.820588 13.529 206.698 271.439 54.732 18170516 5.67786 1803 11 15.405 1.033615 0.819934 13.753 206.957 271.575 54.333 18031126 5.74021 1790 1 31.282 1.044847 0.819076 13.878 207.028 271.523 54.189 17900206 5.77505 1776 3 18.553 1.053253 0.817740 13.892 207.024 271.452 54.218 17760311 5.77884 1762 5 24.601 1.047316 0.817758 13.777 207.044 271.475 54.369 17620524 5.74686 1748 9 14.491 1.055512 0.815675 13.703 207.107 271.754 54.590 17480914 5.72637 1735 1 18.671 1.055153 0.815465 13.673 207.097 271.908 54.678 17350106 5.71791 1721 5 28.525 1.041550 0.818708 13.771 206.790 272.221 54.257 17210608 5.74515 1707 8 12.328 1.052275 0.818028 13.905 206.908 272.221 54.116 17070821 5.78261 1693 9 10.546 1.055205 0.817742 13.931 206.883 272.099 54.141 16930922 5.78964 1679 10 28.745 1.048892 0.817933 13.828 206.890 272.070 54.294 16791026 5.76103 1666 2 3.804 1.044189 0.817790 13.719 206.927 272.230 54.457 16660216 5.73069 1652 6 8.447 1.043702 0.817555 13.683 206.944 272.385 54.554 16520609 5.72065 1638 10 10.537 1.020347 0.820477 13.550 206.257 272.533 54.450 16381001 5.68365 1625 3 18.348 1.034099 0.819549 13.718 206.451 272.559 54.220 16250303 5.73065 1611 6 19.213 1.042920 0.818778 13.806 206.479 272.454 54.113 16110625 5.75494 1597 9 6.218 1.044946 0.818140 13.773 206.466 272.367 54.175 15970906 5.74589 1583 12 30.815 1.039073 0.818104 13.653 206.504 272.451 54.335 15831229 5.71245 1570 5 21.591 1.045314 0.816617 13.609 206.513 272.702 54.481 15700521 5.70015 1556 10 24.638 1.044831 0.816420 13.578 206.469 272.836 54.553 15561021 5.69143 1543 3 31.630 1.058336 0.815992 13.794 206.610 273.136 54.159 15430324 5.75158 1529 6 5.199 1.068880 0.815266 13.918 206.702 273.120 54.032 15290605 5.78604 1515 7 4.399 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8 5.316 1.111247 0.807775 13.900 205.760 276.702 53.950 8150813 5.78098 801 10 8.089 1.107185 0.807472 13.791 205.795 276.698 54.086 8011025 5.75079 788 1 23.428 1.104660 0.807109 13.705 205.805 276.897 54.221 7880107 5.72686 774 5 29.663 1.110652 0.805935 13.691 205.826 277.060 54.280 7740609 5.72311 760 9 24.387 1.093119 0.809485 13.744 205.400 277.322 53.829 7600930 5.73770 746 12 18.855 1.116740 0.806936 13.912 205.583 277.383 53.692 7461213 5.78430 733 1 13.130 1.121000 0.806583 13.953 205.561 277.289 53.681 7330115 5.79576 719 2 22.156 1.126367 0.804639 13.844 205.578 277.340 54.019 7190218 5.76557 705 5 26.404 1.120035 0.804589 13.722 205.599 277.533 54.209 7050611 5.73168 691 9 27.099 1.118025 0.804474 13.673 205.589 277.693 54.379 6911003 5.71804 678 2 2.280 1.098704 0.806801 13.562 205.056 277.855 54.363 6780124 5.68692 664 7 5.936 1.111707 0.806093 13.728 205.250 277.876 54.127 6640626 5.73318 650 10 6.227 1.118570 0.805644 13.807 205.284 277.783 54.066 6501018 5.75528 636 12 24.202 1.117962 0.805395 13.769 205.284 277.664 54.107 6361230 5.74479 623 4 22.672 1.110818 0.805429 13.641 205.337 277.735 54.282 6230423 5.70905 609 9 24.350 1.110556 0.804946 13.586 205.337 277.920 54.382 6090923 5.69358 596 3 9.084 1.113299 0.804325 13.571 205.328 278.041 54.424 5960224 5.68952 582 8 15.393 1.109443 0.806563 13.736 205.246 278.278 53.904 5820727 5.73544 568 11 9.677 1.128971 0.804637 13.892 205.375 278.297 53.751 5681117 5.77885 554 12 15.402 1.132976 0.804218 13.921 205.352 278.195 53.740 5541221 5.78691 541 2 5.136 1.139783 0.802263 13.839 205.429 278.239 53.925 5410123 5.76414 527 5 10.704 1.134453 0.802097 13.725 205.441 278.444 54.103 5270517 5.73236 513 9 7.274 1.136349 0.801236 13.670 205.407 278.656 54.394 5130907 5.71708 500 1 14.706 1.114189 0.804378 13.593 204.827 278.861 54.244 4991230 5.69561 486 6 7.269 1.125792 0.803751 13.740 204.986 278.876 54.074 4860601 5.73655 472 9 3.283 1.131642 0.803331 13.803 205.004 278.780 54.032 4720922 5.75405 458 11 27.010 1.129238 0.803252 13.750 205.010 278.670 54.102 4581205 5.73951 445 4 3.623 1.121240 0.803373 13.617 205.062 278.768 54.292 4450328 5.70238 431 9 14.461 1.121340 0.802888 13.569 205.069 278.938 54.379 4310829 5.68883 418 3 5.389 1.121850 0.802585 13.547 205.048 279.048 54.426 4180310 5.68269 404 8 18.087 1.122685 0.804233 13.733 205.065 279.260 53.923 4040810 5.73479 390 11 13.541 1.139536 0.802708 13.881 205.174 279.245 53.762 3901202 5.77589 376 12 22.404 1.143475 0.802287 13.909 205.154 279.137 53.748 3770104 5.78352 363 2 19.055 1.145992 0.800997 13.819 205.199 279.168 53.897 3630207 5.75867 349 5 28.876 1.141476 0.800768 13.714 205.207 279.373 54.063 3490531 5.72937 335 9 28.867 1.155920 0.798135 13.702 205.285 279.600 54.247 3350922 5.72620 322 1 22.754 1.134307 0.801421 13.652 204.729 279.825 54.033 3220113 5.71211 308 5 23.753 1.144822 0.800794 13.777 204.833 279.865 53.977 3080506 5.74694 294 8 7.202 1.149857 0.800465 13.834 204.841 279.769 53.949 2940719 5.76269 280 10 23.416 1.145276 0.800505 13.755 204.839 279.676 54.066 2801109 5.74089 267 2 27.662 1.137050 0.800628 13.620 204.885 279.804 54.264 2670303 5.70316 253 8 7.551 1.137120 0.800193 13.577 204.903 279.959 54.344 2530803 5.69108 240 1 23.144 1.135160 0.800214 13.544 204.840 280.064 54.403 2400104 5.68187 226 7 7.236 1.142981 0.800811 13.745 204.991 280.226 53.964 2260716 5.73816 212 9 27.006 1.156605 0.799743 13.880 205.087 280.175 53.815 2120927 5.77561 198 11 8.709 1.159823 0.799325 13.895 205.068 280.060 53.808 1981031 5.77961 185 1 13.860 1.158451 0.798562 13.791 205.104 280.081 53.947 1850112 5.75090 171 5 2.627 1.155346 0.798172 13.696 205.107 280.286 54.091 1710506 5.72441 157 9 7.941 1.165865 0.796293 13.692 205.167 280.478 54.169 1570827 5.72326 144 1 4.464 1.147616 0.799715 13.716 204.716 280.733 53.823 1431219 5.72991 130 4 8.828 1.171296 0.796924 13.852 204.854 280.827 53.870 1300411 5.76777 116 5 27.652 1.175319 0.796610 13.891 204.844 280.731 53.862 1160514 5.77864 102 7 28.926 1.167566 0.796832 13.777 204.809 280.690 54.092 1020727 5.74681 88 11 23.943 1.160092 0.796875 13.649 204.839 280.859 54.287 881117 5.71122 75 4 23.494 1.159514 0.796617 13.613 204.869 280.999 54.372 750420 5.70114 61 9 22.240 1.151902 0.797268 13.544 204.642 281.109 54.441 610920 5.68190 48 3 1.565 1.165190 0.796886 13.740 204.861 281.186 54.114 480221 5.73662 34 5 27.294 1.175116 0.796191 13.845 204.928 281.106 54.011 340614 5.76577 20 7 25.783 1.176455 0.795833 13.832 204.916 280.986 54.026 200717 5.76221 6 10 27.962 1.171387 0.795529 13.712 204.969 281.022 54.174 61108 5.72887 -7 3 8.559 1.169918 0.795088 13.642 204.970 281.218 54.291 -70301 5.70936 -21 8 3.416 1.176417 0.793867 13.634 204.990 281.373 54.337 -210802 5.70709 -35 12 17.954 1.164889 0.796834 13.729 204.712 281.627 53.905 -340102 5.73369 -48 3 15.770 1.190508 0.794035 13.897 204.893 281.684 53.782 -480316 5.78015 -62 4 18.719 1.194185 0.793714 13.928 204.874 281.587 53.780 -620419 5.78897 -76 6 6.621 1.195111 0.792282 13.801 204.855 281.638 54.155 -760522 5.75352 -90 9 22.746 1.188695 0.792220 13.684 204.874 281.829 54.338 -900913 5.72093

Prima del 17° secolo era impossibile qualsiasi avvistamento in quanto non era possibile vederla ad occhio nudo, anche perché più si va indietro nel passato, più ai suoi perieli aumenta la distanza dal Sole.

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Passaggi futuri:

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PASSAGGI AL PERIELIO PREVISTI:

(Dai calcoli di Kazuo Kinoshita).

Il 18 aprile del 2035; Il 21 gennaio del 2049; Il 23 novembre del 2062; Il 24 agosto del 2076; 

Il 5 marzo del 2090; Il 28 settembre del 2013; 

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A cura di Andreotti Roberto.

LA COMETA PERDUTA 5D/BRORSEN . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 03/12/2021

5D/BRORSEN

La 5D/Brorsen era una piccola e debole cometa periodica del gruppo dinamico di Giove, osservata telescopicamente per 5 volte, prima di essere considerata perduta.

Prima della scoperta:

Nel maggio 1842, questa cometa si avvicinò molto a Giove, passando a circa 10 milioni di km dal pianeta gigante. Quell'incontro estremamente ravvicinato ha alterato radicalmente il suo percorso attraverso il Sistema Solare, bloccandola in una breve orbita attraverso i pianeti interni. 

La nuova orbita della cometa Brorsen l'ha portata oltre il Sole e di nuovo verso Giove , ritornando nel Sistema Solare interno con un periodo di cinque anni e sei mesi. L'elemento ''semestrale'' del suo periodo orbitale significava che non era ben sincronizzato con l'orbita ''annuale'' della Terra attorno al Sole, così che non poteva praticamente essere osservato al suo prossimo ritorno. 

Piuttosto, gli osservatori dovevano aspettare che completasse due orbite (un periodo di undici anni) prima che fosse ben posizionato per essere studiato dalla Terra .

Scoperta del 1846:

Meno di quattro anni dopo, la sua nuova orbita ha portato la cometa nel raggio di portata degli osservatori sulla Terra ed è stata scoperta il 26 febbraio 1846 a Holstein, dall'astronomo danese Theodor Brorsen, il giorno dopo il suo passaggio al perielio, mentre era vicina ad Eta Piscium. Continuando il suo avvicinamento alla Terra, raggiunse la minima distanza dal nostro pianeta il 27 marzo arrivando a solo 0,52 UA; di conseguenza il diametro apparente della sua chioma aumentò e Johann Schmidt lo stimò, il 9 marzo in 3-4' ed il 22 marzo in 8-10'. Fu osservata per l'ultima volta il 22 aprile, mentre stazionava a circa 20° dal Polo Nord celeste. 

In base alle osservazioni raccolte durante questa prima apparizione, per la cometa fu calcolato un periodo orbitale di 5,5 anni.

Mancata osservazione del 1851:

Passaggio al perielio sfavorevole e quindi non osservato.

La cometa avrebbe dovuto arrivare al perielio nel settembre del 1851, ma le ricerche si sono rivelate infruttuose. Un'analisi di questa apparizione ha rivelato che la cometa si è avvicinata solo a 1,31 UA dalla Terra alla fine di agosto, rendendo questa apparizione molto sfavorevole.

Ritorno del 1857:

Il 18 marzo 1857 Karl Christian Bruhns (Berlino) scoprì una cometa, ne venne calcolata l'orbita e si riconobbe che si trattava della 5D/Brorsen e che le effemeridi calcolate precedentemente erano errate di tre mesi, anche perché nel 1854 si era avvicinata nuovamente a Giove a 0,84 UA. 

Gli osservatori hanno riferito che la cometa aveva un nucleo luminoso, quasi stellare.

La cometa fu seguita fino al giugno 1857.

Altre osservazioni fino al 1879:

La cometa non fu osservata nel 1862, ma fu riosservata nel 1868, poi un passaggio ravvicinato a Giove accorciò il suo periodo rendendola visibile nuovamente nel 1873. Una apparizione molto favorevole avvenne nel 1879, quando la cometa poté essere seguita per quattro mesi.

( Disegno di Karl Bruhns, del 14 maggio 1868 ).

Ricerche successive dal 1879 ad oggi:

La cometa Brorsen avrebbe dovuto essere vista di nuovo nel 1884 e 1890, ma non è tornata. 

La cometa non fu osservata nel 1884, a causa delle circostanze sfavorevoli, come pure nel 1890 in cui invece le circostanze sarebbero dovute essere favorevoli alla sua riscoperta. 

La successiva apparizione "favorevole" sarebbe dovuta avvenire nel 1901 ma anche in questa occasione la cometa non fu osservata.

Le ricerche della cometa errante sono continuate per quasi un secolo, la successiva seria ricerca fu effettuata da Brian Marsden che, pur ritenendo che la cometa avesse diminuito notevolmente la sua luminosità tanto da non essere più osservabile, calcolò un'orbita che indicava un'eccellente apparizione per il 1973, osservatori giapponesi effettuarono intensive ricerche per ritrovare la cometa ma senza alcun risultato, ed ora è formalmente classificata come "perduta" indicata dalla lettera ''D''.

Ipotesi che sia l'asteroide 1996 SK:

Il destino finale della cometa è sconosciuto, ma molto probabilmente il suo nucleo è semplicemente evaporato, lasciando un corpo roccioso invisibilmente oscuro e inerte che continua a orbitare in modo impercettibile attraverso il Sistema Solare interno, oppure essere uno dei tanti asteroidi scoperti di recente, difatti in una ricerca preliminare delle meteore associate a un possibile flusso della cometa 5D/Brorsen (nel 1999), sono state effettivamente trovate sette meteore del flusso candidate nel database fotografico IAU MDC. Nel frattempo, Kostolansky nella sua tesi ha trovato 4 sciami diffusi nel database IAU MDC associati a 4 NEA. Uno di questi era la pioggia associata all'asteroide 1996 SK. È stato determinato che la maggior parte delle meteore di questo asteroide era identica alle meteore di 5D/Brorsen. Questa identità ha evocato l'idea di identificare l'asteroide (297.274) 1996 SK con il nucleo non attivo della cometa scomparsa 5D/Brorsen, ammettendo che abbia subito notevoli variazioni dei parametri orbitali, come potete vedere confrontando i dati riportati qui di seguito.

Finora questa supposizione resta solo un'ipotesi.

(297.274) 1996 SK

L'asteroide 1996 SK ha una magnitudine assoluta (H) di +16,8 mag, e dalle osservazioni di NEOWISE si è determinato un diametro di circa 1.2 km, con un albedo di 0,234 , ed un periodo di rotazione di 4,645 h ricavato dall'analisi della sua curva di luce.

Attualmente orbita tra 0,51 UA del perielio e 4,377 UA dell'afelio quindi possiede un'eccentricità di 0,7912 , con una traiettoria inclinata di soli 2° circa rispetto al piano dell'eclittica, ed un periodo di rivoluzione di 3,82 anni.

Con un Argomento del perielio di 286,21°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 195,701°.

( Attuale diagramma orbitale - JPL ).

Parametri orbitali:

Dati riferiti all'ultima orbita calcolata da Landgraf con i dati del passaggio al perielio del 1879, ne risulta un'orbita ellittica prograda con un'eccentricità di 0,809796, con una traiettoria inclinata di 29,3821° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del Perielio di 14,9468°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 102,9676°.

L'ultimo passaggio al perielio conosciuto lo effettuò il 31,0341 marzo 1879, mentre si trovava ad una distanza di 0,589847 UA dal Sole.

Landgraf ricavando un semiasse maggiore di 3,1011 UA, ne determinò un periodo di rivoluzione di 5,4612 anni, che portava la cometa fino ad un afelio di 5,6124 UA dal Sole. 

( Diagramma orbitale all'ultimo perielio osservato - JPL ).

Possibili evoluzioni orbitali:

Purtroppo i dati rilevati nel 19° secolo presentavano incertezze maggiori di quelle attuali, e con questo tipo di orbite caotiche, soggette a continui passaggi ravvicinati con vari pianeti, e primo su tutti da Giove, è possibile che una leggera variazione possa determinare percorsi futuri molto differenti, senza considerare gli effetti non gravitazionali dovuti ad emissioni gassose o frammentazioni del nucleo.

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A cura di Andreotti Roberto.

LA COMETA 4P/FAYE della famiglia di Giove. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 02/12/2021

4P/FAYE

La 4P/Faye è una cometa periodica di breve periodo del gruppo dinamico di Giove.

Si ritiene che prima della sua scoperta ufficiale la cometa avesse un'orbita che la manteneva più lontana dal Sole, e che grazie alla perturbazione causata da Giove nel 1841, sia stata spostata in una traiettoria che l'ha maggiormente avvicinata sia al Sole, sia alla Terra.

Scoperta:

Hervé Faye dell'Osservatorio Reale di Parigi, scoprì questa cometa il 23 novembre 1843, vicino a Gamma Orionis. La cometa mostrava un nucleo distinto, che emetteva deboli indicazioni di una coda che si estendeva a 4 minuti d'arco dal sole. A causa del tempo nuvoloso, Faye non fu in grado di confermare la sua scoperta fino al 25 novembre.

Dati fisici:

Non sappiamo molto di questa cometa, la sua dimensione media è stimata in 3,54 km.

( Curva di luce in passaggi recenti da Seichi Yoshida ).

Parametri Orbitali:

Attualmente, dopo l'ultimo recente passaggio al perielio, i calcoli di Davide Farnocchia, da ben 2433 dati osservativi nell'arco di 8,49 anni, che sono stati pubblicati sul sito del JPL il 29 novembre 2021, ci forniscono un'orbita ellittica prograda con un'eccentricità di 0,5825519825170719 , con un semiasse maggiore di 3,791567862751347 UA, ed un periodo di rivoluzione di 7,383060930774698 anni, che porta la cometa fino ad un afelio di 6,000353238045161 UA dal Sole, mentre l'ultimo passaggio al perielio è avvenuto il 9,42727 settembre 2021, mentre si trovava ad una distanza di 1,582782487457533 UA dal Sole (nei pressi dell'orbita di Marte).

L'orbita risulta inclinata di soli 9,248066709949063° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 204,0516052413321°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 199,1029332110395°.

( Diagramma orbitale al perielio del 2021 - JPL ).

Approcci ravvicinati ai pianeti:

La cometa ha sperimentato cinque passaggi ravvicinati alla Terra e due passaggi ravvicinati a Giove durante il XX secolo. Farà tre passaggi ravvicinati alla Terra e uno a Giove durante la prima metà del 21° secolo. 

(Dal lavoro di calcolo orbitale di Kazuo Kinoshita):

0,68 AU dalla Terra il 10 novembre 1910

0,71 AU dalla Terra il 21 ottobre 1932

0,87 AU dalla Terra il 3 dicembre 1947

0,60 AU da Giove il 17 febbraio 1959

• ridotta la distanza del perielio da 1,65 AU a 1,61 AU
• periodo orbitale ridotto da 7,41 a 7,38 anni

0,74 AU dalla Terra il 21 novembre 1969

0,62 AU dalla Terra il 28 ottobre 1991

1,32 AU da Giove il 25 ottobre 1993

• aumentata la distanza del perielio da 1,59 AU a 1,66 AU
• periodo orbitale aumentato da 7,34 a 7,52 anni

0,69 AU dalla Terra il 30 ottobre 2006

0,63 AU da Giove il 7 marzo 2018

• ridotta distanza del perielio da 1,66 AU a 1,62 AU
• periodo orbitale ridotto da 7,51 a 7,48 anni

0,94 AU dalla Terra il 5 dicembre 2021

0,98 AU dalla Terra l'8 dicembre 2036

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Elenco dei passaggi al perielio

Questa cometa è stata vista ad ogni ritorno dalla sua scoperta, ad eccezione di quelli del 1903 e del 1918, che furono particolarmente sfavorevoli.

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PASSAGGI NON OSSERVATI CALCOLATI PRIMA DELLA SCOPERTA:

13/01/1806 - 08/09/1813 - 15/01/1821 - 07/09/1828 - 29/04/1836.

( dai calcoli di Kazuo Kinoshita ).

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Passaggio del 1843

Passaggio al perielio il 17 ottobre 1843.

La cometa fu tenuta sotto osservazione fino al 10 aprile 1844, durante l'apparizione della sua prima scoperta, ovvero per più di 4 mesi. 

La cometa aveva passato il perielio un mese prima della scoperta, ma è stata scoperta circa un giorno prima del suo passaggio più vicino alla Terra (0,79 UA). Questo avvicinamento ha permesso alla cometa di raggiungere la sua massima magnitudine verso la fine di novembre, quando O. Struve (Pulkovo) ha affermato che poteva essere vista ad occhio nudo. 

Il 30 novembre, South (Kensington) ha stimato la lunghezza della coda in 11 arcmin . 

La cometa svanì da allora in poi. Il 10 gennaio era appena visibile in un rifrattore da 3,6 pollici e il 10 aprile Struve riusciva a malapena a vederla in un rifrattore da 15 pollici. 

La cometa non è mai stata così ben posizionata come in questa apparizione.

Nel gennaio del 1844 T. Henderson (Edimburgo) fu il primo a rendersi conto che questa cometa si stava muovendo in un'orbita di breve periodo. Sebbene il suo periodo orbitale calcolato inizialmente fosse di 6,58 anni, ulteriori osservazioni consentirono a John. R. Hind di rivedere in modo indipendente l'orbita durante i successivi mesi. 

Alla fine, a maggio, il periodo era stato perfezionato a 7,43 anni.

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Passaggio del 1851

Passaggio al perielio il 2 aprile 1851.

Con l'avvicinarsi della prevista apparizione della cometa del 1851, gli astronomi avevano bisogno di una previsione quanto più accurata possibile per garantire il recupero. 

Urbain Jean Joseph Leverrier ha assunto questo compito. 

Scoprì che la cometa aveva superato Giove a 0,25 AU durante il 1841, il che agì per diminuire la distanza del perielio da 1,81 AU al valore di scoperta di 1,69 AU. 

Quindi determinò che il prossimo perielio della cometa sarebbe caduto all'inizio di aprile 1851. 

James Challis (Cambridge, Inghilterra) recuperò la cometa molto vicino alla posizione prevista da Leverrier il 28 novembre 1850.

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ALTRI PASSAGGI AL PERIELIO OSSERVATI:

13/09/1858 - 14/02/1866 - 18/07/1873 - 23/01/1881 - 20/08/1888 - 19/03/1896.

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1903

Passaggio sfavorevole, non osservato.

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Passaggio del 1910

Passaggio al perielio il 2 novembre 1910.

La mancata osservazione della cometa nel 1903 provocò problemi per il ritorno nel 1910. Inizialmente le ricerche durante l'apparizione del 1910 non riuscirono a localizzare la cometa. 

È interessante notare che Cerulli (Teramo, Italia) aveva trovato una cometa di decima magnitudine l'8 novembre 1910, e solo dopo aver ottenuto i dati delle osservazioni per le due settimane successive, riuscì con i primi calcoli orbitali ad accorgersi che si trattava della cometa periodica di Faye.

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1918

Passaggio sfavorevole, non osservato.

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ALTRI PASSAGGI AL PERIELIO OSSERVATI:

07/08/1925 - 06/12/1932 - 24/04/1940 - 28/09/1947 - 04/03/1955 - 

14/05/1962 - 07/10/1969 - 27/02/1977 - 09/07/1984.

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Passaggio del 1991

Passaggio al perielio 16 novembre 1991.

Osservazione favorevole al telescopio.

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Passaggio del 1999

Passaggio al perielio il 6 maggio 1999.

La cometa ha raggiunto una luminosità massima osservata di magnitudine +13 nel gennaio del 1999 e poi è entrata nel bagliore del sole. 

La cometa è stata recuperata diversi mesi dopo aver passato il perielio ed era di circa magnitudine tra +14,5 e +15,0 in ottobre.

( Foto di Akimasa Nakamura dall'Osservatorio Astronomico Kuma Kogen, Giappone ).

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Passaggio del 2006

Passaggio al perielio il 15 novembre 2006.

La cometa si è trovata in una posizione ritenuta abbastanza favorevole per l'osservazione telescopica durante la sua apparizione nel 2006-2007. 

La cometa ha raggiunto la sua luminosità massima di circa +9,5 durante il periodo tra ottobre e novembre del 2006.

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Passaggio del 2014

Passaggio al perielio 29 maggio 2014

Osservazione molto sfavorevole.

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Passaggio del 2021

Passaggio al perielio 8 settembre 2021

E' passata alla minima distanza dalla Terra l'11 novembre 2021, mentre si trovava a circa 0,632 UA di distanza. Ha raggiunto una luminosità massima di circa +10,5 mag.

( Foto di Adriano Valvassori ).

( Foto di Maurizio B. Feraboli - Cometa 4P/Faye - 29/11/2021 - stima della Magnitudine (JPL) +13,23  - Distanza Km 141,063,569 - 6 Lights di 180" + 10 Dark con SW120ED - Imaging Camera ASI294mc, gain 120, -10°C ).

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PROSSIMI PASSAGGI AL PERIELIO:

09/03/2029 - 04/09/2036 - 13/02/2044 - 05/07/2051 - 05/12/2058 - 17/05/2066 - 31/10/2073 - 08/12/2080 - 29/03/2088 - 17/07/2095 - 25/10/2102.

( dai calcoli di Kazuo Kinoshita ).

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A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.

LA GRANDE COMETA del 1882 - parte 2. relazione del Prof. Charles Augustus Young del 1883. by INSA.

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Aggiornato al gennaio del 1883

Nota INSA:

[Vi faccio una premessa: la cronologia delle osservazione risulta molto dettagliata, ma per quanto riguarda le supposizioni e le considerazioni scientifiche dell'ultima parte di questa relazione, dovete tener conto che sono state fatte alla luce delle conoscenze dell'epoca, che ad oggi sono completamente confutate, ma la lettura didatticamente è molto interessante. Le poche annotazioni al testo che abbiamo apportato sono in blu e più che altro riguardano conversioni con unità di misura ufficiali].

LEGGI ANCHE:

'' LA GRANDE COMETA del 1882 parte 1 ''.

[Donati, Cometografia INSA (2021) cap.5].

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POPULAR SCIENCE MONTHLY

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GENNAIO 1883

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LA GRANDE COMETA del 1882.

A cura del Professor Charles Augustus YOUNG.

La cometa che sta svanendo nel cielo mattutino è una delle più interessanti che siano mai apparse. Poche, se non nessune, sono mai state più brillanti, e sebbene altre siano state più grandi e siano rimaste visibili per un tempo più lungo, nessuna di loro ha presentato fenomeni più notevoli.

Ultimamente siamo stati molto favoriti in materia di comete luminose. Secondo l'elenco fornito da Humboldt nel suo "Cosmos", sembra che l'intervallo medio tra tali apparizioni negli ultimi cinque secoli sia stato qualcosa come otto anni. Negli ultimi cinquant'anni la frequenza è stata più o meno la stessa, vistose comete apparse nel 1835, 1843, 1858, 1861, 1862 e 1874. Ma dall'inizio del 1880 ne abbiamo già avute cinque visibili a occhio nudo, e tre di loro erano comete di altissimo rango. La cometa del 1880 era infatti visibile solo nell'emisfero australe; ma tutti ricordiamo la bella cometa che apparve nel giugno 1881 e non fu molto, se non del tutto, inferiore a quella attuale. La cometa di Schäberle, che seguì ad agosto, sarebbe stata considerata molto soddisfacente se il suo predecessore fosse stato meno brillante; e la cometa di Wells dell'estate scorsa, sebbene non ben vista negli Stati Uniti, era una cometa molto rispettabile in Sud Africa.

Non è ancora certo quando o dove sia stata vista per la prima volta l'attuale cometa, ma, per quanto sembra ora, la priorità spetta al Dr. Gould, o a uno dei suoi assistenti, presso l'osservatorio di Cordoba in Sud America. In una lettera privata al signor Chandler, di Cambridge, occupata principalmente da altre questioni, il dottor Gould, in data 15 settembre, menziona che una cometa brillante era stata visibile lì vicino all'equatore celeste per "più di una settimana": egli aveva già due osservazioni, ed stava aspettando di nuovo il bel tempo nella speranza di poterla riprendere al meridiano. Ciò metterebbe la sua scoperta entro il 7 settembre. Fu visto l'8 da Mr. Finlay, un assistente dell'Osservatorio Reale al Capo di Buona Speranza; e il 12 fu osservata a Rio Janeiro da Cruls, che telegrafò la notizia all'Europa, annunciandola (erroneamente) come la cometa attesa del 1812 al suo ritorno. Non abbiamo ancora resoconti sufficientemente completi dagli osservatori meridionali per sapere se sia stato perso di vista dopo la sua scoperta, ma abbiamo il resoconto di un'osservazione molto interessante e senza precedenti fatta all'Osservatorio di Città del Capo, il 17. Il signor Gill, il direttore dell'osservatorio, scrive: "La cometa è stata seguita da due osservatori con strumenti separati fino al lembo del sole ,^h 50 ^m 58 ^s ora locale media." Questo accadeva circa un'ora e mezza prima del suo passaggio al perielio.

Poche ore prima era stato scoperto indipendentemente dal signor Common in Inghilterra, in pieno splendore del sole, e solo le nuvole gli impedivano di fare la stessa osservazione del signor Gill.

È evidente che la cometa doveva essere più intensamente brillante per essere visibile in tali circostanze. Quando è passato al disco solare (era tra noi e il Sole in quel momento), è scomparsa, essendo trasparente, oppure luminosa praticamente come una porzione della superficie del sole. Se questa cometa fosse stata al posto della piccola "Cometa Tewfik" che è stata vista vicino al sole al momento dell'eclissi egiziana dello scorso maggio, sarebbe stata qualcosa da ricordare.

Il 18 settembre la cometa aveva raggiunto una distanza maggiore dal Sole (circa 3°), ed era diventata così appariscente da essere contemporaneamente riscoperta da una moltitudine di osservatori in tutte le parti del mondo, e furono effettuate accurate determinazioni della sua posizione a diversi osservatori. Il giorno dopo tutti ne avevano sentito parlare e le persone interessate all'astronomia non pensavano e non parlavano d'altro.

Il 19 e il 20 settembre la cometa era ancora facilmente visibile ad occhio nudo. Il 21 era visibile solo in luoghi in cui l'aria era molto limpida e il cielo di un azzurro cupo. Il 22 una curiosa osservazione ne fu fatta a Parigi da M. Mallet, il quale, su richiesta del M. de Fonvielle, salì a tale scopo in un pallone fornito da quest'ultimo, salendo così al di sopra delle nuvole con cui la città era fittamente ricoperto. Naturalmente non era possibile in questo modo determinare con precisione la posizione, ma l'aeronauta ottenne una bella visuale del visitatore celeste.

Per alcuni giorni dopo questo, la cometa non sembra essere stata osservata finché non si è allontanata abbastanza dal Sole per diventare visibile prima dell'alba. Poi, per un po', durante i primi giorni di ottobre, fu un oggetto molto magnifico, con una testa che dapprima rivaleggiava con Giove in luminosità, e una coda che, sebbene non di dimensioni insolite, non superando mai di molto le 60.000.000 miglia (96 milioni di km), stava straordinariamente ben definita, densa e luminosa. Si mosse lentamente verso sud e ovest, e quando, di tanto in tanto, una mattina limpida permetteva la vista, si vedeva che diventava sempre più debole e più diffusa, sebbene non più piccola.

A occhio nudo o al binocolo ha forse presentato meno fenomeni di interesse di altre comete, per esempio di quella del 1858; non ha mostrato nessuna delle peculiari code secondarie o strisce dritte che erano così caratteristiche di quella cometa, né la striatura della coda è stata marcata, sebbene abbastanza evidente a un'attenta ispezione.

Dal 27 settembre al 1 ottobre, invece, la coda è stata "riparata". C'era una striscia oscura che si estendeva dal nucleo per tutta la sua lunghezza, descritta sia da Ricco, di Palermo, che dal dottor Hastings, di Baltimora, e quest'ultimo cita un'altra più debole parallela alla prima, e più corta. Il 2 ottobre la coda, come si è veduta a Princeton, era lunga circa 14°, estremamente brillante e netta nei suoi contorni, leggermente curvata e convessa all'orizzonte. Era particolarmente ben definita vicino alla testa, e quasi allo stesso modo su entrambi i lati. Il 4 ottobre il bordo superiore era velato e reso indefinito da una debole nebulosità che sembrava emanare dalla testa. Il disegno di Ricco, come si vede in questa data nel limpido cielo italiano, mostra qualcosa di simile a una cometa luminosa, avvolta in una più debole; ma con la più piccola che è eccentrica.

Il 10 ottobre questa nebulosità esterna era notevolmente aumentata. Il professor Smith, dell'Università del Kansas, notò il 9 un pallido flusso di luce con bordi paralleli e largo quasi quanto la coda della cometa, che si estendeva verso il sole. Il 15 il fenomeno era diventato molto più cospicuo. La striscia ora era di mezzo grado di larghezza, ben definito su entrambi i bordi, di luminosità quasi uniforme in tutto, anche se in nessun luogo brillante come anche le parti più deboli della coda, e si estendeva dalla sua origine, un grado o due sopra il nucleo, a una distanza di due o tre gradi sotto la testa, dove svaniva. Le linee tratteggiate in Fig. 1 ne indicano la forma e le dimensioni.

( Figura 1 la cometa il 15 ottobre 1882 ).

Questa striscia, rimasta visibile solo pochi giorni, potrebbe aver avuto origine nel inviluppo della cometa nella figura di Ricco di cui si è appena parlato, ma non si era mai saputo che nessun'altra cometa abbia mai mostrato qualcosa del genere. Non è da confondere con i getti verso il Sole talvolta espulsi dai nuclei cometari, né assomigliava affatto alla coda anomala, diretta verso il sole, mostrata dalla cometa di Pechüle (nel dicembre 1880), oltre alla sua coda ordinaria.

Il 9 ottobre Schmidt, da Atene, annunciò la scoperta di una piccola cometa compagna, 4° a sud-ovest di quella grande, e che si muoveva parallelamente ad essa. Per quanto ne sappiamo, nessun altro ha osservato questo compagno, sebbene sia stato accuratamente cercato a Washington, Princeton e altrove. Il 21 ottobre, tuttavia, il signor Brooks, di Phelps, New York, osservò lo stesso o un altro, a circa 8° a sud ea est della grande cometa. Come il compagno di Schmidt era molto debole (sebbene grande), e non abbiamo visto osservazioni da altre fonti. Non abbiamo modo di accertare se questi attendenti abbiano accompagnato la cometa nel suo cammino verso il Sole come oggetti separati, o se siano frammenti staccati dal corpo principale.

Il signor Brooks sembra pensare che la massa nebulosa da lui osservata fosse in qualche modo collegata al debole involucro e alla striscia di cui si è appena parlato, il che non è improbabile.

Quando lo scrittore vide per la prima volta la cometa, il 19 settembre, era impossibile, con il grande equatoriale di 23 pollici, distinguere molto tranne il nucleo stesso. La cometa era così vicina al Sole che l'obiettivo non poteva essere schermato dalla luce solare diretta, che riempiva l'intero campo di luce abbagliante. Il cercatore dello strumento è esso stesso, tuttavia, un potente telescopio di cinque pollici di apertura, e questo era perfettamente schermato dal grande tubo, in modo da fornire una vista ammirevole del bellissimo oggetto. A occhio nudo la cometa sembrava un uccello dalle ali bianche in rapido volo verso il Sole. Il telescopio mostrò che le ali erano lunghe correnti ricurve che scorrevano all'indietro da ciascun lato della testa, cioè all'indietro rispetto al Sole; ma erano, ovviamente, molto più avanti della cometa, che in quel momento si stava allontanando dal Sole. La testa della cometa aveva per centro un piccolo nucleo tondo e brillante, non ben definito, ma piuttosto come una stella nebulosa, di circa 4'' di diametro; davanti a questa a una distanza di forse 30'' c'era una "busta", e ce n'era una seconda a una distanza di 2' o 3'. Erano collegati da una coppia di archi circolari eccentrici e questi archi, fondendosi con l'involucro esterno e prolungandosi, formavano lo scheletro delle "ali". Sul retro del nucleo si possono rilevare tracce della consueta striscia scura. La Fig. 2 presenta le caratteristiche principali in linea di massima, e tutti noteranno la sua stretta somiglianza con l'immagine di Brodie della cometa di Coggia vista il 13 luglio 1874. (L'immagine a cui allude forma il frontespizio di "Descriptive Astronomy", terza edizione di Chambers. ).

( Figura 2 testa della cometa il 19 settembre 1882 ).

Il giorno dopo la cometa fu vista a Princeton per alcuni momenti attraverso le nuvole, giusto il tempo di ottenere osservazioni imperfette per la posizione, ma niente di più. Si è notato, tuttavia, che gli archi eccentrici erano scomparsi. Il 2 ottobre la cometa è stata osservata per più di un'ora prima dell'alba con il grande telescopio. Le caratteristiche più notevoli erano un singolo cappuccio o involucro brillante a una distanza di circa mezzo minuto dal nucleo, e il nucleo stesso, che, invece di essere rotondo, era notevolmente allungato. Non c'erano, tuttavia, getti o proiezioni simili a stelle marine come la cometa del 1881 presentata così spesso. Non c'erano molti dettagli strutturali da distinguere nella testa della cometa, ma la striscia scura dietro il nucleo era molto evidente. Questa striscia scura, tra l'altro, è un fenomeno molto notevole, non ancora spiegato, per quanto ne sappiamo, sebbene osservato nella maggior parte delle grandi comete. L'impressione comune è che sia semplicemente uno spazio dietro il nucleo, schermato per così dire dal nucleo stesso, dalla corsa della materia luminosa che viene spinta all'indietro dalla repulsione del Sole. Ma se è così, allora, come Mr.Proctor ha sottolineato, in un recente articolo, che non c'è motivo per cui dovrebbe apparire così ben definito e così oscuro. La sezione trasversale della coda, un po' indietro rispetto al nucleo, era, nel caso in esame, almeno di 100.000 miglia di diametro: ora, semplicemente togliendo la materia luminosa da un tunnel di 6.000 o 8.000 miglia di diametro lungo l'asse di la coda, potrebbe fare poca differenza con la quantità di luce ricevuta dall'occhio a distanza. Se non ci fosse il tunnel, dovremmo ricavare dalla linea centrale della coda la luminosità corrispondente ad uno spessore di 100.000 miglia di materia luminosa. La perforazione del tunnel lo ridurrebbe solo a circa 90.000 miglia e la differenza sarebbe appena percettibile.

Sembra più probabile, se chi scrive può azzardare l'ipotesi, che la striscia sia un flusso o raggio di vapore o gas non luminoso e più freddo, che è quasi opaco alla radiazione emessa dallo stesso tipo di gas quando è luminoso, e quindi esclude tutta la luce da qualunque parte del drappo luminoso della cometa si trovi dietro di essa; allo stesso modo che il vapore di sodio freddo, per esempio, è relativamente opaco alla luce di una fiamma di sodio. Se questo è corretto, la striscia scura non dovrebbe essere nera, ma luminosa circa la metà della nebulosità vicina; che corrisponde al fatto reale. Se si potesse cogliere una stella che passa dietro la striscia, forse sarebbe facile risolvere la questione. Ad ogni modo, se la stella brillasse di più quando si trovava nella striscia, potremmo essere sicuri che l'ipotesi è sbagliata. La stella dovrebbe essere leggermente oscurata, la luce stellare non sarebbe tanto influenzata quanto la luce della materia cometaria. Il signor Proctor ha suggerito un'ipotesi diversa, che sembra a chi scrive un po' meno probabile, ma non c'è tempo per discuterne qui.

Il 4 ottobre il nucleo era diventato molto più allungato, tanto da assumere la forma di una clava indiana. La busta, che era cospicua il 2, era scomparsa o degenerata in una nebulosità indefinita, e la striscia scura era diventata molto più debole.

Il continuo maltempo ha impedito l'osservazione fino al 10 ottobre, e in questa data è stato utilizzato il telescopio da nove pollici e mezzo dell'Osservatorio della Scuola di Scienze. Era avvenuto un grande cambiamento. Il nucleo era diventato una striscia irregolare, a forma di fuso, lunga circa 40'', composta da sei o otto nodi di luminosità simili a stelle collegati e velati da una foschia brillante. Uno di questi nodi, a circa un terzo dall'estremità verso il sole , era considerevolmente più grande e più luminoso di qualsiasi altro, e forse dovrebbe essere considerato come il vero nucleo. Il successivo oltre (calcolando dalla direzione del sole) era secondo per grandezza e separato da un intervallo di 2" o 3", lo spazio essendo riempito, tuttavia, di nebulosità. La striscia scura era ancora visibile, ma diretta, non lungo il prolungamento della striscia nucleare, il getto brillante del nucleo, lungo due o tre minuti, toccava un lato della striscia scura, e si manteneva quasi nell'asse della coda. La Fig. 3 è un tentativo di illustrare l'aspetto e la relazione delle cose da un semplice schizzo di contorno, che, ovviamente, non può essere considerato in alcun modo una rappresentazione, poiché non riesce del tutto a dare un'idea delle sfumature e delle gradazioni della luce. La testa della cometa non presentava alcun contorno definito, e il nucleo molto piccolo. I nodi erano semplici condensazioni di luminosità in mezzo a una luce diffusa. Al sorgere dell'alba, le parti più deboli scompaiono successivamente, cosicché ad un certo punto il nucleo sembra diviso in due porzioni. Un piccolo telescopio probabilmente mostrerebbe le cose allo stesso modo anche prima dell'alba, e questa è senza dubbio l'origine dei rapporti secondo cui la cometa si era divisa in due.

( Figura 3 testa della cometa il 10 ottobre 1882 ).

Questo grande e senza precedenti allungamento del nucleo è un fenomeno notevolissimo. Se fosse avvenuto al tempo o in prossimità del passaggio del perielio, potrebbe essere stato naturalmente attribuito all'azione discendente dell'attrazione del Sole; ma è un po' difficile capire perché la cosa dovrebbe essersi tirata fuori e andare in pezzi in questo modo dopo essere usciti sani e salvi dalla crisi. Vale la pena notare che questa particolarità della cometa aggiunge molto alla difficoltà di fare osservazioni accurate della sua posizione: non si sa proprio su quale punto dirigere il proprio strumento.

Il tempo nuvoloso continuo ha impedito qualsiasi osservazione della cometa fino al 15 ottobre. In quella data la comparsa delle cose come si vede nel grande equatoriale era molto simile a quello che era stato il 10 con il telescopio più piccolo. Non c'erano buste e l'unico "getto" era la striscia luminosa che seguiva il nucleo. La striscia scura era del tutto scomparsa, come cancellata e sostituita da quella chiara. I "nodi" nel nucleo si vedevano di forma irregolare, ed erano disposti non in linea retta, ma in una curva alquanto spezzata, conforme alla curvatura della coda, che allora si estendeva di 18°, ed era completamente 60.000.000 di miglia di lunghezza. Il flusso luminoso non proveniva dall'estremità del nucleo, ma usciva tangenzialmente dal lato convesso, e forse aveva la sua sorgente nel più grande dei nodi, che ora era il terzo dall'estremità verso il Sole. L'intera lunghezza del nucleo misurava 48,5", corrispondente a una lunghezza di oltre 40.000 miglia (65.000 km), il diametro della massa singola più grande di circa 5.000 o 6.000 miglia. L'unica altra osservazione che siamo stati in grado di fare a Princeton è stata nove giorni dopo, il 24 ottobre. Nessun cambiamento materiale furono notati, sebbene la cometa fosse molto più debole. Lo stesso nucleo granulare allungato continuò, e sembra probabile che persista fino alla scomparsa della cometa. ^[1]

Le osservazioni spettroscopiche sono state molto interessanti. Il 18 settembre il fisico francese Thollon è stato uno scopritore indipendente della cometa, imbattendosi casualmente in essa mentre girava intorno al sole. Il suo apparato spettroscopico consiste in un cosiddetto siderostato, il cui specchio proietta i raggi dell'oggetto da esaminare sulla lente di un telescopio orizzontale di nove pollici e mezzo di diametro e lungo circa venti piedi. Al fuoco di questo telescopio in una stanza buia è posto uno spettroscopio e, naturalmente, questo può essere di qualsiasi forma e potenza più adatta all'occasione. Nel presente caso ha utilizzato uno strumento con un solo prisma di alto potere dispersivo. La caratteristica più marcata dello spettro era la presenza delle righe del sodio nello spettro del nucleo. erano molto brillanti, e furono spostati verso il rosso di una quantità pari a circa un quarto dell'intervallo tra di loro, indicando così che la cometa si stava rapidamente allontanando dalla terra. Il nucleo ha mostrato anche uno spettro molto stretto, luminoso e continuo. In questo le linee scure di Fraunhofer non erano cospicue se non visibili, mostrando che la principale brillantezza della cometa non era la luce solare riflessa. Le consuete bande di carbonio dello spettro delle comete non erano visibili attraverso l'illuminazione del cielo e Thollon non vide altre righe luminose tranne quelle del sodio. Il 22 lo spettro della cometa è stato osservato di prima mattina poco prima dell'alba da Ricco, di Palermo. Riporta così la sua osservazione: "Lo spettro era formato dallo stretto spettro continuo del nucleo, attraversato da una linea larga e forte di sodio (D); allargando la fenditura ho visto un'immagine globulare, monocromatica del nucleo e del coma. Oltre alla riga del sodio ne erano presenti molte altre, ma, non avendo il mio spettroscopio un micrometro, non le determinai, osservai una banda nel rosso, una riga nel giallo vicino e dopo D, altre due nel verde,

Il tempo in questa parte del paese è stato abominevole fino a novembre. L'autore ha tentato di ottenere osservazioni spettroscopiche il 20 settembre, ma è stato ostacolato dalle nuvole e da allora ci siamo riusciti solo il 2, 4, 10, 15 e 24 ottobre. Nella prima di queste date le linee del sodio erano ancora facilmente visibili, anche se non cospicue. Le bande di carbonio erano magnifiche, soprattutto quella più brillante (nel verde), nella quale si vedevano chiaramente le tre righe sottili osservate nello spettro della cometa di Coggia. La banda nel viola era molto debole. Il nucleo dava un forte spettro continuo, sul quale si sovrapponevano le bande di carbonio; e nella coda la proporzione della luce bianca (spettro continuo) rispetto alla luce del carbonio sembrava essere circa la stessa del nucleo. Le bande potrebbero essere seguite lontano nella coda allargando la fessura, ma andarono perduti prima che lo spettro continuo svanisse del tutto. Non sono state individuate linee scure. Il 4 i risultati furono gli stessi, tranne che le linee del sodio erano molto difficili da vedere e scomparvero del tutto prima della data successiva. Le osservazioni successive non aggiunsero altro. C'è da sperare che, quando i diversi risultati di tutti gli osservatori verranno raccolti e pubblicati, si troverà qualcosa che sopperisca a ciò che purtroppo manca nell'osservazione più interessante ma incompleta di Ricco ...hiatus valde deflendus .

Il più alto interesse della cometa attuale risiede tuttavia nella sua orbita, nella sua relazione con le comete precedenti e nella sua possibile rapida distruzione da parte del sole. Appena apparsa, il professor Boss in questo paese e Hind in Inghilterra hanno proposto l'ipotesi che sia identica alla grande cometa del 1880, il periodo di quest'ultima cometa essendo stato accorciato da qualche resistenza. Se è così, questa cometa tornerà di nuovo tra pochi mesi e tra non molto dovrà cadere sul Sole. Hanno argomenti pesanti dalla loro parte, ma nel complesso è più probabile una conclusione diversa.

Il 17 settembre la cometa ha superato il suo perielio ad una distanza di circa 750.000 miglia (1,2 milioni di km) dal centro del Sole, ed entro 300.000 miglia dalla sua superficie, correndo attraverso le regioni coronali con una velocità superiore a 300 miglia al secondo: ha percorso oltre 180° della sua orbita in tre ore e mezza. Finora troviamo nei nostri elenchi di orbite cometarie solo quattro con una distanza del perielio così piccola, vale a dire le comete del 1668, 1680, 1843 e 1880. (Per quanto riguarda la cometa del 1008 c'è qualche dubbio, perché era solo osservato per circa tre settimane, e il suo moto durante quel periodo era tale da rispondere quasi ugualmente bene a una delle due orbite completamente diverse.) Ce ne sono altre mezza dozzina con distanze del perielio tra uno e mezzo e cinque milioni di miglia, vale a dire, le comete del 1767, 1816, 1826, 1847, 1865 e 1870; e la cometa di Wells, scomparsa solo poche settimane fa, è appena al di fuori di quel limite, con una distanza del perielio di 5.675.000 miglia. Ora, quanto alle comete della prima classe, troviamo che, eccetto quella del 1680, le loro orbite sono estremamente simili; il loro piano e la direzione del moto sono quasi esattamente gli stessi; le distanze del perielio sono quasi le stesse per tutti; e gli assi delle orbite puntano tutti alla stessa parte di spazio; sono venuti tutti verso il Sole dalla stessa regione dei cieli, nelle immediate vicinanze della grande stella Sirio. Nella piccola tabella sottostante sono riportati quelli che vengono chiamati gli elementi delle loro orbite: Ω, è la longitudine del nodo, i l'inclinazione dell'orbita rispetto all'eclittica, π l'argomento del perielio e q la distanza del perielio, espressa come frazione decimale della distanza della terra dal sole; e è l'eccentricità dell'orbita; e la R nell'ultima riga denota che il moto è retrogrado. 

Cometa dell'anno:	1668	1843	1880	1882
Longitudine nodo	357° 17'	361° 12'	356° 17'	345° 50'
Inclinazione	35° 58'	35° 41'	36° 53'	38° 05'
Argomento perielio	277° 2'	278° 39'	278° 23'	276° 28'
Distanza perielio	0∙0047	0∙0055	0∙0059	0∙0076
Eccentricità	1∙0	0∙99989	0∙99947	0∙99997
Direzione	R	R	R	R

Le orbite delle prime due sono dal catalogo in "Descriptive Astronomy" di Chambers; quella del 1880 è l'orbita calcolata da Meyer, di Ginevra, dall'intero insieme di osservazioni, e quella del 1882 è l'ultima orbita calcolata dal signor Chandler, di Cambridge, e si può trovare che necessita di qualche correzione quando le osservazioni successive verranno a mano. La fig. 4 mostra in modo approssimativo come queste orbite giacciono in relazione all'orbita della terra, e quanto sia lunga e stretta l'orbita della cometa rispetto al cerchio descritto dalla terra.

Ora, la somiglianza tra queste orbite può essere spiegata in due modi diversi. Potrebbe essere spiegato supponendo che abbiamo a che fare con diverse visite al sole di una singola cometa, o che abbiamo qui un gruppo o una famiglia di comete, molto probabilmente di origine comune, ma separati, e si susseguono. Hoek, di Utrecht, ha mostrato alcuni anni fa che tali famiglie di comete esistono. Quando confrontiamo le orbite delle comete del 1843 e del 1668 non c'è nulla che vieti l'idea della loro identità. Le differenze non sono maggiori di quanto potrebbero spiegare le probabili perturbazioni. Poi, ancora, le comete di 1843 e 1880 possono facilmente essere identici.

figura 4.

Infatti, l'orbita data per quest'ultima cometa corrisponde ad un periodo di quasi trentasette anni, e Meyer ha dimostrato che le osservazioni non possono essere conciliate con un periodo inferiore a trenta o superiore a cinquanta anni. Ora, trentasette anni ci porterebbero indietro solo al 1843, quindi è molto probabile che queste due comete siano davvero la stessa cosa. Finora gli "identificatori" hanno fatto le cose a modo loro. Ma, ora, per quanto riguarda la cometa del 1882. Può essere identica con la cometa del 1880? Pensiamo di no. L'orbita di quest'ultima è stata calcolata esclusivamente da osservazioni prese dopo il suo passaggio al perielio, in modo che nessuna azione del Sole a seconda del suo avvicinamento ravvicinato al perielio, può spiegare il suo ritorno in meno di tre anni, e l'inclinazione della sua orbita è tale che da quando è scomparsa dalla vista è stata fuori pericolo per quanto riguarda le perturbazioni dei pianeti. Poi, ancora, l'orbita della cometa del 1882 non concorda con l'idea di identità. Qualunque altro effetto possa essere stato prodotto dalla resistenza dell'atmosfera solare al perielio, questa resistenza deve aver teso ad abbreviare il suo periodo, se l'ha cambiato del tutto. Ora, le osservazioni finora fatte, però forse non sono sufficienti per assestare definitivamente l'orbita, sembrano essere assolutamente incoerenti con un periodo di circa tre anni (corrispondente ad un'eccentricità di 0,9963). Il periodo non può essere inferiore a dieci o dodici anni, secondo gli ultimi risultati, e può essere invece di diverse migliaia di anni. È da notare, inoltre, che, per quanto riguarda, (e) e (q) , le due orbite differiscono più di quanto possa ben essere coerente con la teoria dell'identità. Sembra essere una conseguenza quasi necessaria che queste due comete non possano essere identiche tra loro, sebbene possano, forse, essere entrambi frammenti delle comete del 1668 o del 1843, o di qualche cometa più antica di entrambe.

È un fatto interessante che il signor Chandler trovi che la sua orbita, calcolata interamente da osservazioni post-perielio, soddisfi quasi esattamente l'osservazione del signor Finlay, presa l'8 settembre, così come l'osservazione della scomparsa della cometa al bordo del Sole. Se anche le osservazioni del Dr. Gould, quando giungono a portata di mano, concordano, sarà la prova positiva che nessuna resistenza sensibile o disturbo di alcun tipo è stato subito dalla cometa passando entro 300.000 miglia dalla superficie del Sole alla velocità di 300 miglia al secondo (480 km/s).

Naturalmente, se la visione che abbiamo assunto è corretta, non c'è possibilità che la nostra cometa possa tornare in sei mesi e cadere nel sole. Non che ci sia assurdità nell'idea in sé considerata. Se la cometa del 1880, quando si allontanava dal sole, si fosse mossa in un'orbita corrispondente a un periodo di tre anni, e se si trovasse che la cometa attuale ha un periodo di tre anni o meno, come si sta allontanando ora dal sole, sarebbe quasi impossibile rifiutare di ammettere la loro identità, e il probabile rapido assorbimento al Sole.

Chiudiamo con una parola sulle probabili conseguenze della caduta di una cometa sul Sole. Indubbiamente, l'energia del moto della cometa si trasformerebbe in calore, e se la cometa avesse una massa considerevole, diciamo 1100 della massa della terra, il calore prodotto sarebbe sufficiente a fornire il dispendio termico del Sole per mesi. Probabilmente, tuttavia, nessuna cometa ha una massa così grande come quella; più probabilmente anche l'attuale cometa, per quanto enorme, abbia una massa inferiore a 1100000 di quella terrestre, così che la sua collisione con il Sole produrrebbe tanto calore quanto il Sole ne consumerebbe in otto ore.

Ora, se il sole fosse una massa fresca, solida o anche liquida, l'improvviso aumento di questa quantità di calore produrrebbe senza dubbio un enorme aumento della temperatura e un grande aumento dell'irraggiamento. Ma, costituito com'è il Sole - principalmente una massa di gas e vapore - l'effetto sarebbe completamente diverso, l'energia essendo principalmente spesa nel produrre espansione ed evaporazione, con un aumento relativamente piccolo di temperatura o radiazione. Se si accende il fuoco sotto un bollitore aperto, l'acqua non diventa più calda, ma bolle solo più velocemente. Probabilmente l'effetto della caduta sul Sole di un corpo, anche grande quanto la terra, non sarebbe altro che riportare il Sole alla condizione in cui era un secolo fa. L'energia persa nel corso di un secolo sarebbe stata sostituita, questo è tutto. Nei pochi istanti in cui il corpo stava attraversando l'atmosfera del Sole, potevano esserci, e probabilmente ci sono stati, fenomeni di grande interesse e bellezza per chi era di guardia; ma è molto dubbio che le persone in genere sappiano qualcosa dell'evento finché non ne leggono sui giornali.

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1. Osservazioni successive, del 4 novembre, mostrano le stesse caratteristiche generali. Il nucleo, se così si può chiamare, era ora lungo 93'', ovvero più di 90.000 miglia (144.000 km). Si potevano rilevare tre punti stellari nella parte anteriore del nucleo, ma solo due nell'altra. La separazione tra i due più luminosi punti era di circa 10". Lo spettro non ha mostrato nuovi sviluppi. A occhio nudo la cometa era inaspettatamente luminosa, sebbene ora distante sia dal Sole che dalla Terra quasi 140.000.000 miglia (1,5 UA). La testa sembrava una stella di quarta magnitudine e la coda era lunga 16° e larga 4° all'estremità. Il 20 novembre il nucleo era quasi svanito, apparendo semplicemente come una striscia più luminosa nella nebulosità senza struttura della testa. La coda era ancora grande quasi come sempre e facilmente visibile senza l'ausilio di un telescopio, anche se ovviamente molto più debole rispetto al 4. La cometa ha resistito notevolmente e, per quanto sembra ora, potrebbe essere osservabile ancora per molto tempo, specialmente nell'emisfero australe.

LEGGI ANCHE:

'' LA GRANDE COMETA del 1882 parte 1 ''.

[Donati, Cometografia INSA (2021) cap.5].

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Traduzione ed adattamento del testo

sono a cura di Andreotti Roberto.