LA COMETA 27P/CROMMELIN, una cometa periodica del gruppo di Saturno. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 19/03/2022

27P/CROMMELIN

La 27P/Crommelin, anche nota come Cometa Crommelin e Cometa Pons-Coggia-Winnecke-Forbes, è una cometa periodica del Sistema solare. L'attuale designazione ufficiale le è stata assegnata dal nome dell'astronomo inglese che ne calcolò l'orbita nel 1930, Andrew Crommelin.

( Foto di Michael Jager del 27 giugno 2011 ).

Scoperta:

La cometa non ha proprio una data di scoperta, ma i precedenti passaggi prima dei calcoli di Andrew Crommelin erano ritenuti tre corpi differenti, comunque la prima osservazione è stata quella di Jean-Louis Pons del 23 febbraio 1818.

Dati fisici:

Parametri	Valore		Errori
[M1] comet total magnitude	12.8		0.7
[K1] comet total magnitude slope	28.
[M2] comet nuclear magnitude	16.3		0.6
[K2] comet nuclear magnitude slope	5.
[PC] comet nuclear phase coefficient	0.03

Parametri orbitali:

Sul sito del JPL si trovano i calcoli fatti da Ryan Park, ottenuti da 154 osservazioni nell'arco di 259 giorni, ne risulta un'orbita ellittica prograda con un'eccentricità di 0,9189810923126022 ed un semiasse maggiore di 9,235960944226864 UA, da cui deriva un periodo di rivoluzione di 28,06928395163529 anni. La cometa quindi è passata nel 2011 da un perielio di 0,748287467144728 UA nei pressi dell'orbita di Venere, per poi portarsi fino ad un afelio di 17,723634421309 UA appena interno all'orbita di Urano nel 2025. Il suo piano orbitale risulta inclinato di 28,96687278723059° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 196,0253968913816°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 250.6264098390235° (2000.0).

( Diagramma orbitale - JPL ).

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Passaggi storici osservati:

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1818

Passaggio al perielio il 6 febbraio 1818. (evento 27P/1818 D1).

Passaggio ravvicinato a 0,66 UA dalla Terra il 9 marzo 1818.

Jean-Louis Pons (Marsiglia, Francia) ha scoperto questa cometa nella Balena durante una ricerca di routine di comete il 27,83 febbraio 1818. 

La cometa è stata descritta come più piccola di C/1817 Y1 e invisibile ad occhio nudo, e ha commentato che la cometa non poteva essere vista quando il dispositivo di misurazione era illuminato, poi ha aggiunto che la chioma non era molto estesa, ma era più luminosa verso il centro, senza alcuna coda visibile. 

Pons ha poi ri-osservato la cometa il 24 e 26 febbraio, ed infine la sua osservazione finale è avvenuta il 27,78 febbraio. Seguirono due settimane di maltempo e Pons non vide mai più la cometa.

Orbita:

Il primo tentativo di calcolare un'orbita fu fatto da Johann Franz Encke (1818), ma ogni tentativo lasciava grossi errori. Ha aggiunto: 

"si deve rimanere completamente incerti sul corso di questo corpo". 

Anni dopo, sia Pogson (1850) che J.R. Hind (1872) furono in grado di produrre orbite paraboliche incerte con date del perielio rispettivamente del 7,90 febbraio e 3,72 febbraio del 1818. 

Hind ha notato che il nodo ascendente era vicino a quello dell'orbita della cometa di Biela. 

Ha quindi preso le orbite della cometa di Biela per il 1772 e il 1826 e ha cercato di applicarle al percorso della cometa del 1818. In ogni caso ha notato che la cometa era troppo lontana dal perielio e troppo lontana in latitudine. Hind ha infine concluso: 

"Queste grandi differenze sembrano conclusive contro l'idea di un possibile collegamento tra la prima cometa del 1818 e la cometa di Biela".

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1845

Passaggio al perielio non osservato il 29 settembre 1845.

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1873

Passaggio al perielio il 2 dicembre 1873. (evento 27P/1873 V1).

Passaggio ravvicinato a 0,2183 UA dalla Terra il 17 novembre 1873.

Jerome E. Coggia (Marsiglia, Francia) ha scoperto questa cometa in Ercole il 10,84 novembre 1873, mentre si trovava a 0,24 UA dalla Terra e a 0,85 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 49°. 

Coggia la descrisse come debole e notò un movimento verso sud-ovest. Osservò nuovamente la cometa l'11.78 novembre e la descrisse come debole, con una condensazione centrale. 

Un'altra scoperta indipendente è stata fatta da F.A.T. Winnecke (Strasburgo, Francia) l'11,73 novembre. Ha detto che la cometa è apparsa come un pallido disco di 3 minuti d'arco di diametro ed era circondata da un pallido bagliore. Winnecke confermò la sua scoperta il 12,76 novembre e disse che la cometa era uniformemente luminosa con un diametro di 6 minuti d'arco. Sebbene la cometa sia stata osservata anche in molti altri osservatori, è andata perduta dopo il 16,73 novembre 1873, mentre era a 0,22 UA dalla Terra e a 0,80 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 29°.

Sebbene fossero state pubblicate effemeridi per il recupero post perielio per il periodo 16 dicembre 1873 - 1 gennaio 1874 per l'emisfero sud, non si registra nessun report osservativo.

[Kronk, vol.2 (1999) p.400].

Orbita:

Dopo la scoperta della cometa nel 1873, E. Weiss e J.R. Hind presero posizioni nel periodo dell'11, 12 e 13 novembre e calcolarono indipendentemente le prime orbite. Weiss stabilì una data del perielio del 4,60 dicembre 1873, mentre Hind la diede per il 30,78 novembre, ed entrambi gli astronomi notarono la somiglianza tra l'orbita di questa cometa e quella della cometa di Pons del febbraio 1818. 

Ulteriori orbite furono calcolate da W. Fabritius e Weiss (1874), che indicavano una data del perielio per il 1,7 dicembre. F.W.A. Argelander ha anche commentato la somiglianza dell'orbita di Fabritius e quella della cometa del febbraio 1818, e Weiss ha scoperto che assegnando una data del perielio del 7,10 febbraio 1818 alla sua orbita, la prima e l'ultima posizione approssimativa della cometa di Pons del 1818 erano strettamente rappresentate, ed ha determinato due ipotetiche orbite ellittiche, la prima aveva una data del perielio del 2,09 dicembre e un periodo di 55,82 anni, mentre la seconda aveva una data del perielio del 3,44 dicembre e un periodo di 6,98 anni. 

Due anni dopo, Weiss pubblicò una serie rivista di possibili orbite ellittiche che indicavano possibili periodi di 55,82, 18,61 e 6,20 anni. 

Anche L. Schulhof si unì per stabilire un collegamento tra le comete del 1818 e del 1873, e nel 1885, suggerì che erano più probabili periodi di 7 - 9,3 o 55,8 anni. Disse che il periodo di 7 anni avrebbe fatto passare la cometa a 0,18 UA da Giove nel marzo del 1841. Il periodo di 9,3 anni avrebbe sollevato la possibilità che la cometa di Pons vista nel settembre 1808 potesse essere una prima apparizione. Se il periodo di 56 anni fosse vero, la cometa C/1457 A1 poteva essere un'apparizione precedente. Schulhof (1886) determinò con maggiore precisione orbite con periodi di 6,20 anni e 55. 82 anni. Pubblicò ulteriori indagini nel 1887 e nel 1892, ma le osservazioni del 1818 e del 1873 erano semplicemente troppo approssimative e non derivò mai il periodo corretto.

(Ma nessuno azzeccò il periodo corretto di circa 28 anni).

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1901

Passaggio al perielio non osservato il 14 maggio 1901.

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1928

Passaggio al perielio il 4 novembre 1928. (evento 27P/1928 W1).

Passaggio ravvicinato a 0,47 UA dalla Terra il 10 ottobre 1928.

A.F.I. Forbes (Capetown, Sud Africa) ha scoperto questa cometa il 19 novembre 1928, e ha stimato la magnitudine di circa +6. La cometa è stata confermata da Harry Edwin Wood (Union Observatory, Sud Africa) il 21 novembre e anche da lui la magnitudine è stata stimata in +6. 

La cometa è stata seguita da numerosi importanti osservatori fino al 24 dicembre 1928. 

Inoltre, le immagini della cometa sono state trovate su lastre fotografiche precedentemente esposte da F. Quénisset (Flammarion Observatoire, Juvisy, Francia) il 25 ottobre e da M. Yamasaki (Mizusawa Latitude Observatory, Giappone) il 26 ottobre. 

L'osservazione di Yamasaki era in realtà una pre-scoperta ufficiale della cometa, ma il maltempo e il chiaro di luna hanno interferito con i suoi tentativi di confermare la cometa fino al 10 novembre, momento in cui non è stato possibile trovare nulla poiché la cometa si era spostata lontano dalla posizione precedente.

Orbita:

Utilizzando posizioni precise ottenute dal 21 al 24 novembre, Andrew Claude de la Cherois Crommelin ottenne la prima orbita per la cometa del 1928, che rivelò una somiglianza molto stretta con le comete del 1818 (Pons) e del 1873 (Coggia-Winnecke), ed ha detto: 

"Il periodo può essere di 55 anni o di qualche sottomultiplo di questo". 

Charles Hugh Smiley ottenne elementi molto simili e sottolineò anche lui la somiglianza con le comete del 1818 e del 1873. In seguito all'acquisizione della sua posizione precisa il 20 dicembre, Wood riuscì a calcolare un'orbita ellittica che dava un periodo di 28,66 anni. 

Thiele utilizzò tre precise posizioni ottenute tra il 24 novembre e il 10 dicembre e pubblicò un'orbita il 18 gennaio 1929, che indicava la data del perielio 1928 novembre 4,99 e un periodo orbitale di 32,28 anni, ed ha commentato che, in considerazione dell'indubbio legame di Crommelin e Smiley di questa cometa con le comete del 1818 e del 1873, la sua orbita fornisce supporto a un periodo orbitale di 27,5 anni anziché ai 55 anni suggeriti. 

Nel febbraio 1930 Crommelin prese tre posizioni ottenute tra il 25 ottobre e il 16 dicembre e calcolò un'orbita ellittica raffinata, con la data del perielio determinata per il 4,95 novembre 1928 e il periodo orbitale di 27,90 anni.

LINK (PDF): ''https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1929MNRAS..89..556C''.

T = 1928 Nov 4.97619 TT Epoca = 1928 Nov 10.0 TT Peri. = 195.88111 e = 0.9190431 Node = 251.07475 (2000.0) a = 9.2027120 UA Inc. = 28.89396 n'= 0.03530452 q = 0.7450229 UA P = 27.917 anni

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1956

Passaggio al perielio il 25 ottobre 1956. (evento 27P/1956 S1).

Passaggio ravvicinato a 0,62 UA dalla Terra il 28 settembre 1956.

Questo è stato il primo ritorno previsto che diede la conferma di questa cometa. 

Durante il 1930, Crommelin prese le posizioni dalle tre apparizioni e incluse le perturbazioni planetarie per determinare la prossima data del perielio della cometa per il 3,7 ottobre 1956, ma durante il 1932, Crommelin ha rivisto i suoi calcoli utilizzando perturbazioni calcolate utilizzando intervalli di tempo più brevi e ha concluso che la prossima data del perielio si sarebbe verificata l'8 ottobre. Durante il 1955, M.P. Candy e J.G. Porter hanno collegato con successo le tre apparizioni e quindi hanno applicato perturbazioni da Venere a Nettuno ed il risultato fu una data al perielio del 19 ottobre 2017. 

L. Pajdusáková (Skalnaté Pleso Observatory, Slovacchia) ha recuperato questa cometa il 29 settembre 1956. Ha stimato la magnitudine in +10 e ha detto che la cometa era diffusa, con una condensazione centrale, poi Aantonin Mrkos (Lomnicky Stüt, Slovacchia) ha fotografato la cometa il 30,13 e il 30,14 settembre e ha misurato le posizioni che indicavano che la data del perielio della cometa era inferiore di sei giorni a quella prevista da Candy e Porter. Apparentemente la cometa ha raggiunto il suo massimo splendore all'inizio di novembre, quando la luminosità stimata era di circa +7,3 mag. 

La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 29,32 novembre, quando D. McLeish (Osservatorio di Bosque Alegre, Argentina) ha ottenuto esposizioni fotografiche da uno e da due minuti utilizzando un telescopio riflettore da 152 cm.

T = 1956 Ott 25.20717 TT Epoca = 1956 Ott 14.0 TT Peri. = 195.96782 e = 0.9191641 Node = 251.13831 (2000.0) a = 9.1960302 UA Inc. = 28.88019 n'= 0.03534301 q = 0.7433691 UA P = 27.887 anni

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1984

Passaggio al perielio il 20 febbraio 1984.

Passaggio ravvicinato a 0,79 UA dalla Terra il 23 marzo 1984.

Previsioni indipendenti di S. Nakano e Brian G. Marsden indicavano che la cometa avrebbe superato il perielio il 20,19 febbraio 1984. 

La cometa è stata recuperata da Lubos Kohoutek (Centro astronomico tedesco-spagnolo, Calar Alto, Spagna) il 9 agosto 1983, in una posizione che indicava che le previsioni erano errate di solo 0,02 giorni. Kohoutek stava usando il telescopio Hamburg Schmidt da 80 cm e ha dato la magnitudine nucleare di +20, poi ha ottenuto ulteriori fotografie con lo stesso telescopio il 9,04 e il 10,00 di agosto 1983, ed ha notato che la cometa aveva un aspetto stellare. 

La cometa è stata più brillante tra la fine di febbraio e l'inizio di marzo del 1984, quando gli osservatori visivi hanno riportato magnitudini massime di +8,2 / +8,5 , con il diametro della chioma che era compreso tra 3,5 'e 8,0' e c'era una coda corta. 

La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 27,35 maggio e il 27,40 maggio, quando A.C. Gilmore (Mt. John University Observatory, Nuova Zelanda) ha ottenuto due esposizioni di 60 minuti utilizzando il telescopio riflettore Boller & Chivens da 61 cm, ma non è stata fornita alcuna descrizione fisica.

T = 1984 Feb 20.17055 TT Epoca = 1984 Mar 1.0 TT Peri. = 195.84116 e = 0.9191902 Node = 250.90081 (2000.0) a = 9.0895349 UA Inc. = 29.10120 n'= 0.03596595 q = 0.7345236 UA P = 27.404 anni

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2011

Passaggio al perielio il 3 agosto 2011.

Durante il 2003, Kazuo Kinoshita ha preso le posizioni dalle apparizioni che vanno dal 1818 al 1984, includendo perturbazioni planetarie e risolvendo gli effetti non gravitazionali, ed ha previsto che la data del perielio sarebbe stata il 3,81 agosto 2011. Durante il 2008, S. Nakano ha preso le posizioni delle apparizioni dal 1873 al 1984, includendo perturbazioni planetarie e risolvendo gli effetti non gravitazionali, ed anche lui similarmente ha previsto la data del perielio per il 3,80 agosto 2011.

A questo ritorno, la 27P/Crommelin è stata recuperata il 12 maggio 2011, con una magnitudine apparente di +18,7 , il 5,45 luglio H. Sato fornisce una stima della luminosità in +12,0 mag, ed un diametro della chioma di 2'. 

Ha raggiunto il picco massimo con una magnitudine di +10,7 intorno al perielio del 3 agosto 2011. 

Le ultime osservazioni sono della fine di gennaio del 2012.

( Curva di luce ).

( Foto di Michael Jager del 12 luglio 2011 ).

Orbita:

Epoca = 2011 luglio 18.0 TT T = 2011 Agosto 3.80874 +/- 0.00007 (m.e.) TT Peri. = 195.98008 +/- 0.00014 Node = 250.63801 +/- 0.00010 (2000.0) Inc. = 28.95676 +/- 0.00004 q = 0.7478730 +/- 0.0000006 UA e = 0.9187431 +/- 0.0000001 a = 9.2038097 +/- 0.0000012 UA n' = 0.03529821 +/- 0.00000001 P = 27.922 +/- 0.0000054 anni A1 = +0.126 +/- 0.017 A2 = -0.00011 +/- 0.00001

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Passaggi futuri:

Il primo dei futuri passaggi al perielio ci sarà il 27 maggio 2039, di seguito riportiamo i parametri orbitali previsti da S. Nakano:

T = 2039 Mag 27.25989 TT Epoca = 2039 Mag 12.0 TT Peri. = 195.97024 e = 0.9191294 Node = 250.67374 (2000.0) a = 9.1559340 UA Inc. = 29.32566 n'= 0.03557542 q = 0.7404455 UA P = 27.705 anni

I successi passaggi, previsti dai calcoli di Kazuo Kinoshita, ci saranno:

- il 7 luglio 2066 - il 4 luglio 2093 - il 24 dicembre 2120.

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A cura di Andreotti Roberto.

LA COMETA 122P/DE VICO, una cometa periodica del gruppo Halley. di Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornamento il 16/03/2022

122P/DE VICO

La 122P/de Vico o Cometa de Vico è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla gruppo cometario delle comete del tipo Halley.

Scoperta & recupero:

Fu scoperta il 20 febbraio 1846 da Roma dall'astronomo italiano Francesco de Vico, non è stata riosservata al passaggio del 1922 e pertanto considerata persa, ed infine riscoperta casualmente nel 1995, dagli astrofili giapponesi Yuji Nakamura, Masaaki Tanaka e Syogo Utsunomiya.

( Un eccellente mosaico di due esposizioni a 180s è stato scattato da H. Mikuz il 1 ottobre 1995 presso l'Osservatorio Crni Vhr, in Slovenia, con la fotocamera Baker-Schmidt da 20 cm, f/2, CCD ST-6 e filtro V ).

Parametri orbitali:

La cometa corre su un'orbita quasi perpendicolare al piano dei pianeti, ed il periodo orbitale è variato ad ogni passaggio, da in minimo di circa 73,7 ad un massimo di circa 76 anni, qui di seguito vi forniamo i parametri attuali, quelli dei precedente passaggi, e di quello futuro li trovate nei comma più sotto.

122P/de Vico
da 280 osservazioni 2 Marzo 1846-25 giugno 1995, Residuo medio 1".29.
 Parametri non-gravitazionali A1= -0.30, A2= +0.0226.

  Epoca  = 1995 Ottobre 10.0 TT          JDT = 2450000.5
      T  = 1995 Ottobre 6.0238080417 TT  +/- 0.0002512738
   Peri. =  12.9768354847                +/- 0.0007563730
   Node  =  79.6182961982 (2000.0)       +/- 0.0000843002
   Incl. =  85.3911251976                +/- 0.0001033870
      q  =   0.6588933470 UA             +/- 0.0000013811
      e  =   0.9627559874                +/- 0.0000007608
     A1  =  -0.2997603380                +/- 0.0640759218
     A2  =   0.0225983497                +/- 0.0016061026
      a  =  17.6912556002 UA             +/- 0.0000205342
      n  =   0.0132454308                +/- 0.0000000231
      P  =  74.4111447336 anni           +/- 0.0001295530

( Diagramma orbitale - JPL ).

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Passaggi storici:

Prima della sua scoperta, grazie ai calcoli fatti da Kazuo Kinoshita, sappiamo che questa cometa è passata al perielio inosservata il 19 dicembre 1697 dopo essere passata a soli 0,3275 UA dalla Terra il 12 dicembre 1697 e si ritiene che fosse debolmente visibile anche ad occhio nudo ma nessuno la vide, e poi ritornò al perielio, sempre senza essere vista, quasi 74 anni dopo, il 13 settembre 1771.

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1846

Passaggio al perielio il 6 marzo 1846. (evento 122P/1846 D1).

Fu Francesco de Vico (Osservatorio del Collegio Romano, Roma, Italia) che scoprì questa cometa nella Balena (Cetus) il 20 febbraio 1846. La descrisse come abbastanza luminosa, con una sostanziale condensazione e una coda. Si stava muovendo rapidamente verso nord. 

Una scoperta indipendente fu stata fatta anche da William C. Bond (Harvard Observatory, Massachusetts) il 26 febbraio. 

La cometa ha raggiunto una magnitudine massima di circa +5 a metà marzo e poi è svanita. 

È stato vista l'ultima volta il 20 maggio.

Orbita:

Diversi astronomi hanno calcolato le orbite negli anni successivi. Alla fine i calcoli hanno rivelato periodi orbitali compresi tra 69,7 e 75,7 anni rivelandone comunque la natura periodica.

T = 1846 Marzo 6.04729 TT Epoca = 1846 Marzo 5.0 TT Peri. = 12.91314 e = 0.9630224 Node = 79.70030 (2000.0) a = 17.9508484 UA Inc. = 85.11064 n'= 0.01295915 q = 0.6637792 UA P = 76.055 anni

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1922

Passaggio al perielio non osservato, avvenuto il 5 aprile 1922.

Nel 1887, von Hepperger predisse che la cometa sarebbe arrivata al perielio durante la seconda metà del 1921. A causa dell'incertezza nel periodo orbitale, disse che il perielio poteva effettivamente verificarsi in qualsiasi momento tra il 1919 e il 1925. 

Le ricerche non hanno rivelato nulla. 

Buckley ha riesaminato l'orbita di questa cometa nel 1976 e ha concluso che il periodo orbitale era di 76,30 anni, indicando un passaggio del perielio all'inizio del 1922. Ma ha detto che l'incertezza era ancora di circa 2 anni.

T = 1922 Apr. 8.47240 TT Epoca = 1922 Apr 16.0 TT Peri. = 12.98138 e = 0.9631683 Node = 79.79901 (2000.0) a = 17.9423629 UA Inc. = 85.09774 n'= 0.01296835 q = 0.6608478 UA P = 76.001 anni

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1995

Passaggio al perielio il 6 ottobre 1995: (evento 122P/1995 S1).

Tre astronomi giapponesi hanno trovato questa cometa a pochi minuti l'uno dall'altro intorno al 17,8 settembre 1995. Erano Yuji Nakamura (Suzuka, Mie), Masaaki Tanaka (Iwaki, Fukushima) e Shougo Utsunomiya (Minamioguni, Kumamoto). 

La cometa aveva un diametro di circa cinque minuti d'arco con una condensazione centrale. 

Tanaka ha ottenuto un'esposizione di 2 minuti con una fotocamera Schmidt da 0,20 m che ha rivelato una coda di ioni lunga 25 minuti d'arco in PA 260° e una coda di polvere lunga cinque minuti d'arco in PA320°. Scoperte indipendenti sono state fatte anche da T. Seki (Geisei, Giappone) il 17.82 settembre e da Don E. Machholz (Colfax, California, USA) il 18.5 settembre. Seki ha stimato la magnitudine come +5, mentre Machholz l'ha data come +6.

Dopo il recupero intorno alla metà di settembre del 1995, la cometa è stata oggetto di un'osservazione diffusa da parte di astronomi dilettanti di tutto il mondo. Charles S. Morris (California, USA) ha visto la cometa il 18 settembre. Ha stimato la magnitudine +6,5 e ha visto una chioma fortemente condensata di circa quattro minuti d'arco, oltre a due deboli code: una lunga 70 minuti d'arco in PA 295°, l'altra di 45 minuti d'arco in PA 5°. Entro la fine del mese, gli osservatori stimavano generalmente la magnitudine leggermente più luminosa di +6, mentre la chioma aveva un diametro di circa cinque minuti d'arco. La coda era di aspetto stretto ed era lunga oltre 2°.

( Questa immagine è stata ottenuta da Kazuyuki Ito il 6 ottobre 1995, presso l'Osservatorio Sengamine, in Giappone, con il riflettore da 20 cm, f/6.0 e un CCD ST-6 )

La cometa ha raggiunto il suo picco di luminosità durante la prima metà di ottobre. Gli osservatori stavano stimando costantemente una luminosità di +5,5. Il diametro della chioma era compreso tra 6 e 7 minuti d'arco e c'era una condensazione centrale di quasi un minuto d'arco. Quasi 2° della coda erano facilmente visibili agli osservatori, mentre la fotografia indicava che la lunghezza era di oltre 8°. 

La cometa è svanita costantemente durante la seconda metà del mese, con stime di magnitudine vicine a +6,5 ​​entro la fine del mese. Le stime del diametro della chioma hanno continuato ad aumentare, con diversi osservatori che hanno riportato una dimensione compresa tra 7 e 8 minuti d'arco entro la fine del mese. Circa mezzo grado della coda era ancora facilmente visibile con un binocolo. La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 25 giugno 1996, quando Hergenrother l'ha rilevata con un telescopio da 120 cm. Ha determinato la magnitudine come +22.4.

( Questa immagine è stata scattata da Yuichi Chimura (Giappone) il 24 settembre 1995 ).

Orbita:

Dopo aver ricevuto sufficienti osservazioni, ci si rese conto che questa cometa era la stessa della cometa periodica di de Vico del 1846. Queste osservazioni indicavano che la cometa era apparentemente tornata al perielio nell'aprile 1922.

( Diagramma orbitale al passaggio al perielio il 6 ottobre 1995 - JPL ).

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Passaggi futuri:

Sempre grazie al lavoro di Kazuo Kinoshita, possiamo prevedere i suoi 2 prossimi passaggi al perielio con un margine d'errore molto basso, il primo avverrà il 21 ottobre 2069.

(in tabella i dati orbitali forniti sal sito di Seiichi Yoshida).

T = 2069 Oct. 14.00479 TT Epoca = 2069 Ott 21.0 TT Peri. = 12.95863 e = 0.9631480 Node = 79.51196 (2000.0) a = 17.8968498 UA Inc. = 85.21152 n'= 0.01301785 q = 0.6595340 UA P = 75.712 anni

Mentre il successivo passaggio al perielio ci sarà il 25 giugno 2145.

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A cura di Andreotti Roberto.

LA COMETA 23P/BRORSEN-METCALF, una cometa del gruppo dinamico del tipo Halley. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 14/03/2022

23P/BRORSEN-METCALF

La cometa Brorsen-Metcalf, formalmente 23P/Brorsen-Metcalf, è una cometa periodica del Sistema solare, appartiene dinamicamente al gruppo cometario della cometa di Halley.

Questa cometa può raggiungere il limite della visibilità ad occhio nudo solo in cieli particolarmente scuri.

Scoperta:

Fu scoperta la prima volta dall'astronomo danese Theodor Brorsen (dall'Osservatorio di Altona, ad Amburgo, in Germania) il 20 luglio 1847, ed indipendentemente anche dall'astronomo svizzero Kaspar Schweizer (dall'Osservatorio universitario di Mosca) l'11 agosto dello stesso anno.

Dati fisici:

Parametri fisici	Valore			Referenze
[M1] comet total magnitude	+7.8			ICQ 1991 Handbook
[K1] comet total magnitude slope	+8.0			ICQ 1991 Handbook
[M2] comet nuclear magnitude	+14			ICQ 1991 Handbook
[K2] comet nuclear magnitude slope	+5.0			ICQ 1991 Handbook
[PC] comet nuclear phase coefficient	0.03			ICQ 1991 Handbook

Osservazioni millimetriche con il telescopio IRAM da 30m sono state condotte sulla cometa 23P/Brorsen-Metcalf (1989o) nel settembre 1989:

 - Le linee HCN J(1-0) e J(3-2) sono state rilevate sulla cometa, mentre il tasso di produzione di HCN relativo all'acqua in 23P/Brorsen-Metcalf è paragonabile a quello precedentemente misurato nella cometa 1P/Halley. 

 - La transizione H2CO (3 sub 12 - 2 sub 11), è stata osservata solo marginalmente nella cometa 23P/Brorsen-Metcalf, difatti una caratteristica debole a 354,7 nm nello spettro ottico è proposta come transizione fondamentale di H2CO, il che renderebbe questo il primo rilevamento cometario nello spettro ottico di questa molecola che è molto abbondante nelle nubi molecolari giganti, e le osservazioni effettuate in posizioni offset millimetriche suggeriscono che la fonte di H2CO potrebbe essere distribuita, difatti l'abbondanza di H2CO è dell'ordine dello 0,5 percento di quella dell'acqua, assumendo una lunghezza di scala di 10 km a 1 UA dal Sole per la sorgente distribuita.

Parametri orbitali:

L'orbita della cometa attraversa quella della maggior parte dei pianeti: il suo perielio è infatti interno all'orbita di Venere, mentre il suo afelio è esterno all'orbita di Plutone. È stato calcolato che la cometa sia transitata in prossimità di alcuni pianeti nel corso del Novecento: oltre al già citato incontro con la Terra del 7 agosto 1989, ce n'è stato uno con Saturno quando il 4 agosto 1901 la cometa è transitata ad una distanza di 1,68 UA, che ha ridotto il periodo di rivoluzione di quasi 2 anni.

23P/Brorsen-Metcalf
da 184 osservazioni 1847 Ago 10-1989 Set 9, residui medi 1".55.
 Parametri non gravitazionali A1 = +0.17, A2 = -0.0533.

  Epoca  = 1989 ottobre 1.0 TT            JDT = 2447800.5
      T  = 1989 Set. 11.9374621271 TT    +/- 0.0001297504
   Peri. = 129.6109778914                +/- 0.0002991380
   Node  = 311.5855809048 (2000.0)       +/- 0.0002017509
   Incl. =  19.3339599885                +/- 0.0000782740
      q  =   0.4787500314 UA             +/- 0.0000010376
      e  =   0.9719542036                +/- 0.0000000109
     A1  =   0.1721929043                +/- 0.0147872968
     A2  =  -0.0532789003                +/- 0.0000061071
      a  =  17.0702954934 UA             +/- 0.0000022020
      n  =   0.0139747007                +/- 0.0000000027
      P  =  70.5279983727 anni           +/- 0.0000136465

( Diagramma Orbitale - JPL ).

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Passaggi storici osservati:

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1847

Passaggio al perielio il 10 settembre 1847. 

(evento 23P/1847 O1).

La cometa fu scoperta il 20 luglio 1847, quando Theodor Johann Christian A. Brorsen ad Altona, in Germania, la trovò in Ariete mentre cercava comete nel cielo mattutino. 

La descrisse come una debole nebulosità, senza una notevole condensazione, e notò il suo movimento verso nord-est. La cometa è stata scoperta indipendentemente anche da K.G. Schweizer a Mosca, l'11 agosto, quando è stata descritta come rotonda, e senza coda. 

Durante il corso del 1847 la cometa è passata nel punto più vicino alla Terra il 6 agosto (0,65 UA) e ha superato il perielio il 10 settembre (0,49 UA). Sebbene abbia superato la Terra, la cometa ha continuato a illuminarsi mentre si avvicinava al Sole, le stime della magnitudine non sono disponibili, alcune ipotesi ragionevoli basate sulla scoperta della cometa e sull'osservazione finale indicherebbero che la luminosità massima potrebbe aver raggiunto +8 mag. La lunghezza massima della coda riportata era di un quarto di grado . La cometa non è stata più vista dopo il 13 settembre 1847.

Determinazione dell'orbita:

Grazie alle posizioni rilevate e dai primi calcoli, ritenevano che fosse ovvio che la cometa si muovesse su un'orbita ellittica, le stime del periodo orbitale variavano da 71 a 99 anni, con 71-75 anni che sembravano più probabili. 

Furono fatte previsioni indicando che la cometa sarebbe tornata tra il 1919 e il 1922.

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1919

Passaggio al perielio il 17 ottobre 1919.

(evento 23P/1919 Q1).

Durante una ricerca di routine di comete, il reverendo Joel H. Metcalf (Camp Idlewild, South Hero, Vermont, USA) scoprì questa cometa poco prima dell'alba del 21 agosto 1919, appena a ovest del Grande Quadrato di Pegaso. È stata descritta di 8a magnitudine. La cometa è stata confermata da Edward Emerson Barnard (Yerkes Observatory, Wisconsin, USA) il 22 agosto ed è stata descritta come "molto grande e diffusa", con "una debole condensazione mal definita" di magnitudine +15. 

Barnard ha aggiunto che la chioma era "leggermente più condensato nel lato sud anteriore". 

Scoperte indipendenti furono fatte da Giacobini (Parigi, Francia) il 22 agosto, Ostrovlev (Theodosia, Crimea) il 28 agosto e Selavanov (San Pietroburgo) il 2 settembre.

La cometa divenne un oggetto a occhio nudo all'inizio di settembre e raggiunse una magnitudine massima di circa +4,5 all'inizio di ottobre. Intorno al periodo dell'avvicinamento alla Terra, la chioma della cometa era di circa 25 minuti d'arco, o quasi uguale alla larghezza apparente della luna (30 minuti d'arco). Nessuna coda è stata rilevata fino all'inizio di ottobre ed è cresciuta fino a una lunghezza massima di 8,5 gradi entro la metà di ottobre. Successivamente la cometa svanì e la lunghezza della coda diminuì. La cometa è stata persa nel crepuscolo mattutino dopo il 18 novembre.

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1989

Passaggio al perielio il 11 settembre 1989.

(evento 23P/1989 N1).

Durante il 1989 la cometa è passata nel punto più vicino alla Terra il 7 agosto (0,62 UA) e ha superato il perielio l'11 settembre 1989 (0,48 UA). Tra queste due date la cometa ha raggiunto una luminosità massima vicina a +5 mag.

Il 7 agosto le dimensioni effettive della chioma sono state misurate in 220.000 km di diametro.

Alcune stime della magnitudine visiva totale: 

12.10 agosto, +6.3 (R. Haver, Tolfa, Italia, binocolo 15x80; Coda di 0,7 gradi in pa 290 gradi);

13.08 agosto, +6.0 (F. Van Loo, Genk, Belgio, binocolo 8x30);

14.20 agosto, +6.5 (M. Kidger, La Palma, Isole Canarie, 12x50 binocolo); 

15.50 agosto, +6.0 (CS Morris, La Canada, CA, 10x50 binocolo); 

17.07 agosto, +6.1 (JD Shanklin, Cambridge, Inghilterra, 10x80 binocolo; durante l'eclissi lunare);

18.32 agosto, +6.2 (DWE Verde, Cambridge, MA, binocolo 20x80).

Orbita:

( Diagramma orbitale al perielio dell'11 settembre 1989 - JPL ).

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Passaggi futuri:

Il prossimo passaggio al perielio avverrà l'8 giugno 2059, ed il successivo ci sarà il 12 maggio 2131.

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A cura di Andreotti Roberto.

LA COMETA LULIN del 2009 - C/2007 N3 . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 11/03/2022

LA COMETA del 2009

C/2007 N3 (LULIN)

La cometa Lulin, formalmente designata C/2007 N3 (Lulin), è una cometa non periodica che è stata visibile anche ad occhio nudo in cieli scuri, sul finire della stagione invernale dell'anno 2009, ha raggiunto una luminosità massima di +4,8 mag.

( La cometa supera la stella Regolo. Rolando Ligustri ha ottenuto questa immagine il 28 febbraio. Stava quindi utilizzando a distanza il telescopio RAS nel New Mexico, USA. Il telescopio era un rifrattore da 10,6 cm e la camera CCD era una SBIG STL11000 ).

Scoperta:

Questo oggetto è stato inizialmente descritto come un oggetto asteroidale, quando è stato trovato da Quanzhi Ye (葉泉志) (Sun Yat-sen University, Guangzhou, Cina) su tre immagini che erano state ottenute da Chi-Sheng Lin (林啟生) (Institute of Astronomy, National Central University, Jung-Li, Taiwan) l'11 luglio 2007, Lin aveva acquisito le immagini utilizzando il Ritchey-Chretien da 41 cm e una telecamera CCD all'Osservatorio di Lulin (Nantou, Taiwan). La magnitudine è stata data come +18,9 , mentre l'oggetto si trovava a oltre 6,4 UA dal Sole al momento della sua scoperta.

Sono state ottenute diverse osservazioni di conferma; tuttavia, il 17 luglio 2007, J. Young (Table Mountain Observatory, California, USA) ha notato un coma di 2-3 pollici di diametro, con un nucleo centrale luminoso.

La scoperta avvenne nell'ambito del Lulin Sky Survey, un progetto di ricerca volto all'individuazione di piccoli oggetti del Sistema solare, principalmente asteroidi near-Earth (NEA). 

In base a questo la cometa è stata nominata dall'osservatorio di scoperta.

Osservazioni:

La cometa si è costantemente illuminata durante gli ultimi mesi del 2008. Era vicina alla magnitudine +11,0 all'inizio di luglio, +10,5 all'inizio di agosto, +10,0 all'inizio di settembre e +9,5 all'inizio di ottobre. Mentre la cometa si avvicinava al crepuscolo serale, è stata osservata da alcuni osservatori a bassa quota. 

Chris Wyatt (Australia) ha visto la cometa con il suo riflettore da 25 cm il 18 ottobre 2008 ed ha dato la magnitudine di +8,1 e ha detto che la chioma era moderatamente condensata di 12' di diametro. 

JJ Gonzalez (Spagna) ha visto la cometa il 18 e 19 ottobre 2008, utilizzando un binocolo 25x100, quando la sua altitudine era di soli 7-8 gradi. Ha dato la magnitudo di +8,3 nell'ultima data, mentre la chioma era moderatamente condensata di 4 'di diametro. 

Con Stoitsis (Australia) ha visto la cometa con il suo Dobson da 20 cm il 20 ottobre, e a dato la magnitudine di +9,0 e ha detto che la chioma moderatamente condensata era di 4,5' di larghezza. 

David A.J. Seargent (Australia) ha visto la cometa per l'ultima volta, prima della congiunzione solare il 27 ottobre 2008. Usando un binocolo 25x100, ha dato la magnitudine di +8,1 e il diametro della chioma di 5'.

Dopo la congiunzione solare, la cometa è stata rilevata nel cielo mattutino da Gonzalez il 21 dicembre. Il crepuscolo astronomico era appena iniziato, mentre la cometa era a 7 gradi sopra l'orizzonte. 

Il suo binocolo 25x100 ha rivelato una magnitudine di +7,6, mentre la chioma moderatamente condensata era larga 2,5'. Sulla base di questa osservazione, la magnitudine massima della cometa a fine febbraio si calcolò che potesse raggiungere la magnitudine +4.

Il 4 febbraio 2009 un gruppo di astronomi italiani hanno osservato il distacco della coda di plasma. Il leader del gruppo, Ernesto Guido, ha detto:

'' Abbiamo fotografato la cometa utilizzando un telescopio a controllo remoto nel New Messico, e le nostre immagini mostrano chiaramente una disconnessione. Durante le osservazioni, parte della coda di plasma è stata strappata via ''.

Ernesto Guido e colleghi ritengono che l'evento sia stato provocato da disturbi magnetici trasportati dal vento solare. Piccole tempeste magnetiche nelle code delle comete erano state già osservate in precedenza; una delle più famose è quella che ha interessato la Cometa Encke nel 2007, quando la sonda STEREO ha osservato un'espulsione di massa coronale colpire la cometa, che perse la sua coda, come è parzialmente accaduto per la cometa Lulin il 4 febbraio.

La cometa si avvicinò rapidamente alla Terra e sviluppò la tipica coda che punta lontano dal sole, nonché una "anti-coda" che punta direttamente verso il Sole. 

La cometa ha presentato nettamente un'anti-coda di polveri, rosata, ed una coda di plasma strutturata, verde-azzurra. L'anti-coda di polveri è stata visibile fino al 26 febbraio 2009.

Questa configurazione insolita è piuttosto rara e si verifica solo quando la Terra passa attraverso il piano orbitale di una cometa piuttosto luminosa. 

Nel caso della cometa Lulin, la Terra rimane vicino al piano orbitale della cometa quasi durante questa apparizione, perché l'orbita della cometa è solo leggermente inclinata rispetto al piano dell'eclittica (il piano Sole-Terra del nostro sistema solare). Inizialmente, queste code erano visibili solo attraverso la fotografia, ma alcuni osservatori hanno iniziato a segnalare l'anti-coda come visibile attraverso un telescopio poco dopo la metà di febbraio.

( Rappresentazione schematica della coda di polveri e della coda di gas della cometa Lulin ).

La mattina del 21 febbraio, gli osservatori stimavano la luminosità della cometa tra la magnitudine +4,5 e +5,8. Il motivo della grande variazione di magnitudine deriva dalle grandi dimensioni della chioma della cometa mentre si avvicina alla Terra. 

Gli osservatori visivi indicano diametri della chioma che vanno da 15 a 25 minuti d'arco. 

Per fare un confronto, la luna ha un diametro di circa 30 minuti d'arco. La chioma conteneva una condensazione molto forte. I fotografi hanno notato una nuova caratteristica la mattina del 22 febbraio, poiché una grande massa era visibile a nord-ovest del coma, a quanto pare indicava un'emissione improvvisa, probabilmente esplosiva dalla chioma. 

La cometa è passata più vicino alla Terra il 24 febbraio, con una distanza di separazione di 0,41 UA (61 milioni di chilometri).

Infine, mentre la cometa si stava allontanando dalla Terra, la combinazione di distanze crescenti sia dal Sole che dalla Terra sta ora facendo svanire la cometa. Il chiaro di luna poi ha seriamente influenzato le osservazioni dal 5 marzo. Il 4 marzo, gli osservatori stimavano la luminosità della cometa come +5,5 / +6,0. La chioma era ancora di 10-15 minuti d'arco.

( Curva di luce con tutte le varie osservazioni - di Seiichi Yoshida ).

Aspetto e dati fisici:
La chioma, era piena e molto luminosa, è di un lucente colore verde, dovuto all'emissione dal nucleo di gas ionizzati di carbonio biatomico e cianogeno, che emettono luce nelle lunghezze d'onda corrispondenti al verde.

La cometa ha una magnitudine assoluta di +8,5.

Le immagini della chioma della cometa hanno mostrato un'estensione allungata e due getti a forma di cavatappi, causati da due zone attive, da dove venivano espulse polveri e gas vicino ai poli della cometa. Da ciò è stato possibile determinare l'orientamento dell'asse di rotazione e un periodo di rotazione della cometa di circa 41,5 ore. Dal tasso di produzione dell'acqua è stato ricavato un raggio del nucleo della cometa fino a circa 8 km.

La composizione chimica della cometa è stata esaminata a gennaio/febbraio 2009 utilizzando il Near Infra-Red Spectrograph (NIRSSPEC) presso l'Osservatorio Keck sul Mauna Kea:

Sono state rilevate 9 sostanze volatili (H2O , C2H6 , CH3OH , H2CO , CH4 , HCN , C2H2 , NH3 e CO), nonché OH* e NH2 .

Parametri orbitali:

Da 3855 dati di osservazione su un periodo di tre anni e mezzo, è stata determinata un'orbita ellittica di lungo periodo per la cometa, che è inclinata di circa 178° rispetto all'eclittica . 

L'orbita della cometa corre quasi sullo stesso piano di quello dei pianeti, ma corre nella direzione opposta (retrograda) ad essi. Nel punto più vicino al Sole (perielio), che la cometa ha superato il 10 gennaio 2009, era a circa 181,4 milioni di km dal Sole ed era quindi tra le orbite della Terra e di Marte. Già il 22 novembre 2008 la cometa si era avvicinata molto a Marte a circa 14,8 milioni di km. Il 2 febbraio 2009 è avvenuto un avvicinamento a Mercurio a circa 130,9 milioni di km e il 24 febbraio la distanza più vicina alla Terra è stata raggiunta a circa 61,5 milioni di km (0,41 UA). Il 2 marzo 2009 è passata a una distanza di circa 111,0 milioni di km da Venere.

( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).

La cometa orbita attorno al Sole in un'orbita ellittica estremamente allungata. Secondo gli elementi orbitali forniti nel database JPL Small-Body, che non tengono conto delle forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,99996 molto prima del suo passaggio attraverso il Sistema Solare, con un semiasse maggiore di circa 34.000 UA, dandogli un periodo orbitale di circa 6,3 milioni di anni. A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa dei passaggi relativamente ravvicinati a Giove il 23 giugno 2008 a una distanza di circa 2 ½ UA, a Saturno il 13 marzo 2009 a una distanza di circa 8 UA e di nuovo su Giove il 13 novembre 2011 a una distanza di circa 6 UA, la sua eccentricità orbitale sarebbe stata ridotta a circa 0,99900 e il suo semiasse maggiore a circa 1200 UA, portando il suo periodo orbitale a ridursi circa 42.000 anni.

In uno studio del 2013, Królikowska e Dybczyński sono stati quindi in grado di dimostrare, utilizzando un totale di 3951 osservazioni della cometa in un periodo di tre anni e mezzo, che il miglior accordo con le posizioni osservate della cometa può essere ottenuto semplicemente con la determinazione dell'orbita gravitazionale e da una valutazione separata dei risultati dell'osservazione prima e dopo il perielio. Hanno utilizzato 1.594 osservazioni per determinare un insieme di elementi orbitali per descrivere il percorso della cometa fino al perielio e 515 osservazioni per determinare un insieme di elementi orbitali per descrivere il percorso della cometa dopo il perielio. 

Inoltre, hanno determinato i valori per la forma orbitale originale e futura molto prima e dopo il passaggio attraverso il sistema solare interno. Di conseguenza, hanno ottenuto che prima di avvicinarsi al Sole, la cometa si muovesse su un'orbita ellittica con un'eccentricità di circa 0,99996, un semiasse maggiore di circa 34.000 UA (incertezza ±2,0%) e un periodo orbitale di circa 6,3 milioni di anni in movimento. Per l'orbita futura, hanno determinato una caratteristica ellittica con un'eccentricità di circa 0,99900, un semiasse maggiore di circa 1214 UA (incertezza ±0,3%) e un periodo orbitale di circa 42.300 anni.

In un altro studio del 2015, sono stati in grado di ottimizzare un po' i dati simulando la dinamica della cometa con metodi statistici , tenendo conto anche delle forze gravitazionali del disco galattico e del centro galattico, nonché delle stelle che disturbano gravitazionalmente l'ambiente solare , ma questi effetti aggiuntivi hanno avuto solo una piccolissima influenza, tanto che i suddetti valori numerici potrebbero essere confermati anche qui in modo quasi identico. Hanno anche classificato la cometa come "dinamicamente nuova" perché non si è avvicinata al Sole nella sua orbita precedente.

( Diagramma orbitale in uscita - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.