| 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.
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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