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LE COMETE DI
GIOVANNI CELORIA
PUBBLICATO nel 1890
Introduzione:
Interessantissimo leggere questo testo, quantomai attuale anche oltre un secolo dopo che è stato redatto, le molte intuizioni dell'epoca poi si sono rivelate esatte, notevoli le ipotesi sulla possibile esistenza di milioni di comete che seguono il Sole circondandolo, poi messe in teoria da Ian Oort oltre mezzo secolo dopo. Notevole anche l'idea che potessero essere oggetti interstellari, prova che è arrivata solo 127 anni dopo con la scoperta di 1I/'Oumuamua e 2I/Borisov.
Ipotizza pure la possibilità di scontri con la Terra, ma non li ritiene un pericolo, ma di certo i Dinosauri avrebbero da ridire.
Il testo è originale e scritto nell'Italiano del tempo, che non impedisce la sua comprensione in alcun modo, anche se presenta termini astrusi.
(Testo originale):
1. Aspetti delle comete. — 2. Nucleo. — 3. Chioma — 4. Trasformazioni dei nuclei e delle chiome. — 5. Code delle comete. — 6. Moto apparente, moto reale delle comete. — 7 Comete periodiche. — 8. Apparenze delle comete in rapporto al loro movimento. — 9. Luce, spettri, materiali delle comete. — 10. Teoria sulla formazione delle code. — 11. Massa delle comete. — 12. D’onde vengano le comete. — 13. Quel che avvenga delle comete dopo il loro passaggio al perielio. — 14. Temute influenze delle comete.
1. Il giorno 2 giugno del 1858 fu trovata in cielo una cometa, che rimase visibile dagli orizzonti terrestri fino al primo marzo del 1859 (Cometa Donati). Durante la sua lunga apparizione prese aspetti diversi. Dapprincipio fu bianca, tonda, piccola, a contorno irregolare, telescopica ossia visibile solo ad occhi armati di cannocchiale. Verso la fine dell’agosto divenne visibile ad occhio nudo, e la forma sua fu quella di un disco circolare risultante di due parti ben distinte, l’una centrale, lucentissima (nucleo), l’altra (chioma) tenue, diffusa, pallida, svolgentesi come aureola attorno alla prima. Nei primi giorni di settembre, la chioma cessò d’essere simmetrica attorno al nucleo, prese ad estendersi nella direzione opposta al Sole, e a formare lungh’essa una striscia nebbiosa, diffusa, tenue (coda) il cui splendore, sempre più debole a distanze crescenti dal nucleo, finiva per perdersi nella luce generale del cielo.
La Cometa Donati parve allora completa, formata di nucleo, chioma e coda. A poco a poco la coda si spinse a distanze sempre maggiori dal nucleo e diventando lunga s’incurvò; crebbe fino a misurare il giorno 5 di ottobre 35 gradi, fino a misurarne 60, la terza parte del grand’arco celeste che posa sull’orizzonte, il giorno 10; in un sol giorno la lunghezza sua salì da 35 a 50 gradi, in meno di tre, dal 12 al 15 di ottobre, discese da 45 a 15; diminuì in seguito a gradi a gradi fino a sparire fra il 3 ed il 6 di dicembre, ed allora la Cometa ridivenne telescopica.
Nel 1861, in sul principiare di giugno, a Sydney, a Santjago, a Rio de Janeiro, a Williamstown fu veduta una splendida Cometa, la cui coda misurava 30 gradi il giorno 7, 40 il giorno 11. Si muoveva rapidissimamente attraverso le stelle del cielo, e il giorno 30 di giugno, scomparsa agli osservatori dell’emisfero australe, sorse improvvisa sopra gli orizzonti di Europa, e si mostrò in tutto il suo splendore straordinario la sera, tosto tramontato il Sole. Quel giorno ad Atene il capo suo apparve grande come la Luna; la sua coda prese 120 gradi, due terzi dell’arco di circolo massimo del cielo apparente; tanta fu la sua luce, che produsse ombra.
Nel 1880 il giorno 2 di febbraio apparve improvvisa in cielo, cessato il crepuscolo, una grande Cometa. Il suo capo toccava l’orizzonte ad occidente, la sua coda si ergeva diritta da esso e si proiettava sul fondo del cielo come un immenso arco di luce. Prendeva 40 gradi del cielo, ed era, in tutta la sua lunghezza, larga tre volte circa il diametro lunare apparente; aveva una luce uniforme, non viva, in tutta la sua estensione. Poco mutò nei giorni seguenti; il 14 la coda sua era ancor lunga 37 gradi, la chioma appariva come una massa bianca ed informe; il 19 tutto era mutato; e chioma e coda appena si potevano discernere, da un occhio esercitato ed armato di cannocchiale, sotto forma di una pallida macchia bianca.
Di queste grandi comete molte ne potrei enumerare, e il nostro secolo, oltre alle descritte, vide quelle del 1807, del 1811, del 1835, del 1843, del 1862, del 1874, del 1881, del 1882. Non tutte le comete però raggiungono sì grande splendore. Molte, la più gran parte anzi, sono invisibili ad occhio nudo e telescopiche; ma splendenti furono tutte quelle registrate dalle cronache, e vedute a cominciare dall’antichità fino all’invenzione dei cannocchiali (secolo decimosettimo). Splendenti furono le comete degli anni 480, 431, 410, 373, 348, 118, 86, 44 avanti Cristo; splendenti furono quelle degli anni 69, 400, 875, 1402, 1456, 1472, 1577, 1585, 1607, 1618, 1619 dell’Era volgare.
Sono tutte comete che colla loro massa apparente hanno occupato grandi tratti di cielo, che col loro splendore hanno per un momento offuscato tutti gli astri. Tutte mostrarono apparenze speciali, pur tutte avendo una fisonomia stessa, quasi di famiglia; le une bianche come d’argento, le altre rosseggianti, sanguigne; le une diritte come una lama di stilo, le altre curve come una scimitarra; le une sottili e lunghe, le altre corte e larghe; le une di larghezza uniforme, le altre aperte a mo’ di ventaglio; tutte grandi però, tutte splendenti, fantastiche e trasformantisi con rapidità. Sono corpi fatti apposta per affascinare; niente vi era là dove repentemente esse vennero a mostrarsi; nulla rimane della loro massa apparentemente grande, nulla della loro luce potente; sono tutto un arcano. Qualcosa di transumano soltanto può svolgere in un istante tanta luce, tanto splendore, spegnere in pochi giorni un incendio sterminato.
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2. Nucleo e chioma formano il capo delle comete. Nell’interno della massa bianca e pallida, onde questo capo risulta, splende in generale di luce viva, quasi di stella, un dischetto di diametro variabile e di difficile misura. È il nucleo, e i disegni ne dànno esattamente l’idea. Non tutte le comete presentano un vero nucleo stellare, molte hanno verso il loro mezzo una semplice condensazione di luce, poche mancano anche di questa e si presentano come un informe ammasso vaporoso; altre, quasi per compenso, la Cometa Brorsen fra esse, mostrano parecchi punti d’apparenza nucleare.
È poco probabile che i nuclei delle comete sieno masse solide e compatte, tanto grandi sono i cambiamenti, tanto repentine le trasformazioni osservate in essi. Non è ancora abbastanza dimostrato che essi sieno assolutamente fluidi e trasparenti; certo è solo che la loro densità è limitata, e che, attesa la loro dimensione sempre piccolissima rispetto a quella dell’insieme che forma le comete, limitata ne è pure la massa.
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3. Attorno al nucleo si svolge la chioma, la quale costituisce la parte essenziale e caratteristica delle comete, quella da cui esse presero il nome. Si sono vedute comete senza traccia di nucleo; moltissime comete, la più gran parte delle telescopiche, passano senza mostrar coda, ma comete senza chioma non furono mai osservate. Le chiome hanno struttura irregolare e mutabile, nè mai appaiono uniformemente luminose, o mostrano nella massa loro quei rapporti di intensità di luce che potrebbero spiegarsi prospetticamente, e risultare da ciò che noi le vediamo, non quali sono nello spazio, ma proiettate sul fondo del cielo. Attraverso alle chiome di alcune comete si sono viste stelle non punto affievolite; la luce delle stelle, attraversandole, o non subisce deviazione (rifrazione) o ne subisce una minima. Sulla Terra non conosciamo gas tanto tenue che non abbia influenza sulla luce che lo attraversa; più tenui che il nostro più tenue gas sono probabilmente tutte le chiome delle comete.
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4. I nuclei e le chiome passano talora, specialmente nelle grandi comete, per isconvolgimenti profondi, e quali appena si potrebbero immaginare. Nella Cometa di Halley, apparizione del 1835, fu vista effluire dal nucleo verso il Sole materia luminosa, disporsi a ventaglio intorno ad esso nucleo, e generare un immenso settore quasi di circolo, che prese in seguito ad oscillare come un pendolo. Il capo della Cometa Donati presentò, sovratutto in ottobre, uno spettacolo straordinario. Al suo nucleo, dalla parte del Sole, aderiva un inviluppo lucido, non uniformemente splendido, a forma di ventaglio ed a struttura irregolare; succedeva ad esso una fascia o zona oscura, ed a questa un secondo inviluppo luminoso e del primo meno splendente; una seconda fascia oscura abbracciava questo secondo inviluppo, e al di là di essa veniva un ultimo inviluppo nebbioso, tenue, diffuso, che si perdeva presto nel fondo oscuro del cielo. Il numero di questi inviluppi crebbe fino a quattro, e gli inviluppi successivi non si disposero sempre in modo identico e simmettrico rispetto al nucleo. Qualche cosa di analogo nelle sue linee generali, ma di interamente diverso nei dettagli presentarono tutte le grandi comete, quelle ad esempio del 1881 e del 1882, la Cometa 1861 II , la 1862 II , così l’una e l’altra indicate per ciò che, quando in un anno si osservano più comete, le si distinguono aggiungendo alla data dell’anno i numeri romani I, II e via.
Non sarebbe possibile ridurre a sistema i fenomeni presentati dai nuclei e dalle chiome cometarie; in una stessa cometa gli uni e le altre passano per le più strane trasformazioni, ed in alcuni momenti la loro massa, tutta sossopra, prende un aspetto caotico; da una ad un’altra cometa gli uni e le altre variano indefinitamente.
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5. Le code delle comete si distaccano dalle chiome, e si spingono addentro allo spazio nella direzione della retta, che congiunge il Sole alla cometa (raggio vettore), dalla parte al Sole opposta. Questo corrispondersi delle code delle comete e del prolungamento del loro raggio vettore non va preso in senso letterale, ma interpretato largamente, come qualche cosa che dà un’idea della posizione generale delle code nello spazio. In alcune comete le code non poco deviano dal raggio vettore, ed in generale esse non si svolgono secondo linee rette, ma secondo curve più o meno sentite, e disposte in modo da rivolgere la loro concavità verso la regione dello spazio che la cometa, muovendosi, abbandona.
Talora più code furono osservate in una stessa cometa. Fra tutte maravigliosa apparve la Cometa del 1744, la quale mostrò sei code, ciascuna larga 4 gradi in media, e lunga fra i 30 ed i 45. Nel loro insieme queste code prendevano sul contorno del capo della Cometa, opposto al Sole, un arco di circa 60 gradi; ad una ad una avevano contorni proprii e decisi, ed erano dalle contigue separate per mezzo di spazii perfettamente oscuri. Pareva che una coda enorme, larghissima alla base, si staccasse dalla chioma, e quindi, tagliata in 6 rami principali, si spingesse divergendo nello spazio.
La Cometa del 1823 verso la fine del gennaio del 1824 mostrò due code, inclinate fra loro ad un angolo di 160 gradi, e quindi così disposte, che mentre l’una, normale, era opposta al Sole, l’altra, secondaria, ver esso era rivolta. Nella Cometa 1862, II i due rami della coda parevano attorcigliarsi, intrecciarsi l’un l’altro; nella Cometa 1874, III la coda lunga e diritta si allargava verso il mezzo della sua lunghezza per un certo tratto, e assumeva l’aspetto di un grande fuso. Sarebbe opera vana descrivere ad una ad una le code vedute, tale delle forme loro è la varietà, e tanto da esse potrebbe ne’ suoi dettagli differire la coda della prima cometa avvenire.
Le code verso l’estremo lontano dal nucleo generalmente si allargano; quelle sottili, strette e non divergenti sono rare. La loro massa appare talora in preda a commovimenti strani, e soggetta a variazioni rapide. Le loro dimensioni apparenti sono diversissime da una ad un’altra cometa; nell’una tozze e larghe e corte, nell’altra lunghissime ed estese a gran parte del cielo, a 60 gradi di questo come nella Cometa del 1456, a più che 100 come nella Cometa del 1618. In una stessa cometa la lunghezza della coda passa per valori molto diversi; in qualche giorno da pochi gradi sale ad occupare una parte sensibile del cielo, e questa lunghezza apparente, quando vien tradotta, tenendo conto della distanza della cometa dalla Terra, nella lunghezza reale, supera non di rado la potenza della nostra fantasia, supera, come nella Cometa del 1664, i cento milioni di chilometri. Lunghesso l’asse longitudinale delle grandi code si ha sempre minor splendore, anzi talora una riga perfettamente oscura; le code appaiono longitudinalmente divise, formate da due rami diversamente luminosi, aventi amendue uno splendore decrescente dall’esterno all’interno, quasi fossero grandi coni, cavi, vaporosi, trasparenti e dotati di una debole luce propria.
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6. Le comete vanno pel cielo senza direzione apparentemente determinata; alcune si muovono da mezzogiorno verso settentrione, altre da nord verso sud; alcune vanno da oriente ad occidente, altre in una direzione affatto opposta; moltissime prendono direzioni intermedie a queste principali. Non si muovono in modo uniforme e costante; a tratti accelerano, a tratti ritardano il loro movimento. Qualche volta cambiano anche bruscamente di direzione, e tale che tendeva verso oriente, si arresta, declina a mezzogiorno, riprende infine suo cammino verso occidente. Pare che esse errino a caso attraverso alle stelle del cielo, ma l’apparente confusione del loro andare è una conseguenza del loro movimento reale, combinato con quello contemporaneo della Terra, ossia dell’occhio dell’osservatore.
Le comete si muovono attorno al Sole così come i pianeti; le orbite loro sono come quelle dei pianeti ellittiche; il Sole è posto in un fuoco comune alle orbite degli uni e delle altre, e fra tutte queste orbite non v’è che differenza di eccentricità. Mentre i pianeti si muovono in orbite prossimamente circolari, pochissimo e solo mediocremente eccentriche, le comete si muovono in orbite fortemente ellittiche ed eccentriche, in orbite tali cioè, che il Sole occupa in esse una posizione dissimetrica, assai lontana dal punto centrale. Le orbite dei pianeti quali più quali meno si rassomigliano, e coi loro piani poco si discostano da quello dell’eclittica; i piani dell’orbite cometarie prendono tutte le posizioni possibili nello spazio, e nel proprio piano ogni orbita si dispone diversamente rispetto al Sole.
Le comete, per la massima parte, sono visibili solo in quel tratto della loro orbita, che è più prossimo al Sole; nei rimanenti tratti si allontanano tanto da questo che diventano invisibili; il breve tratto prossimo al Sole dell’orbita loro fortemente ellittica può, poche eccezioni fatte, essere scambiato con un tratto di parabola, avente ancora il Sole per fuoco. Le comete, appunto per la natura e varietà delle orbite loro, si avvicinano qualche volta molto al Sole. La Cometa 1882, I (Wells) passò il 10 di giugno a 9 milioni di chilometri dal Sole, 1/6 circa della distanza media che dal Sole separa Mercurio; la grande Cometa del 1882 (Cometa 1882, II) passò il 17 settembre, giorno della sua minima distanza dal Sole, a poco più di un milione di chilometri da questo, non lo urtò, ma per un giorno affogò, uscendone incolume, nel profondo strato di luce che circonda il Sole. Le comete, sempre per la natura e varietà delle orbite loro, si avvicinano qualche volta molto alla Terra. La grande Cometa 1874, III passò nel luglio sì vicino alla Terra, che per poco questa non rimase dalla sua coda avvolta, e nulla vieta a pensare che altre comete possano avvicinarsi alla Terra assai di più, rasentarla, scontrarla anche.
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7. Non tutte le comete hanno orbite tanto ellittiche da spingersi nel loro afelio a distanze indefinite dal Sole, molto al di là dell’orbita di Nettuno e dei confini noti del Sistema planetario. Non tutte le orbite cometarie rassomigliano a quella delle Comete del 1843 e del 1880. Vi sono comete che si muovono entro orbite relativamente anguste e di dimensioni paragonabili a quelle dei pianeti. Esse, pur diventando, come le altre, visibili solo quando percorrono il tratto di loro orbita più vicino al Sole, ripassano per questo tratto a non lunghi intervalli di tempo, ridivenendo periodicamente visibili. Le si dicono appunto per ciò periodiche, ed in questo momento il numero loro sale alla dozzina.
La prima cometa che siasi riconosciuta periodica è quella celebre di Halley, la quale nelle sue apparizioni diventa visibile ad occhio nudo, e riappare a periodi di 75 anni circa. Di essa si hanno osservazioni attendibili per le apparizioni degli anni 1456, 1531, 1607, 1682, 1759, 1835, si aspetta il ritorno nel maggio del 1910. Le altre comete periodiche sono: la Cometa di Olbers con periodo di 72,6 anni, la Cometa 1866, I con periodo di anni 33,2, la Cometa D’Arrest con periodo di poco più che sei anni, la Cometa Winnecke con periodo di 5,5 anni, la Cometa Faye con periodo di 7 anni, la Cometa Biela con periodo di 6 anni e mezzo, la Cometa Encke con periodo di tre anni e un terzo. Anche la Cometa Brorsen appartiene alle comete di breve periodo, compiendo essa una rivoluzione in 2032 giorni, poco più di cinque anni e mezzo. La Cometa Encke, di cui l’aspetto telescopico nelle apparizioni del 1828 e del 1871 è dato dal disegno qua sotto, fu già osservata in 24 delle sue apparizioni. La Cometa Biela fu vista nelle sue apparizioni del 1772, del 1806, del 1826, del 1832, e la sua massa telescopica non presentò mai fenomeni degni di menzione speciale. Durante la sua apparizione del 1845-46 improvvisamente si sdoppiò, pur non mostrando notevoli perturbazioni di moto; nel 1852 le due comete gemelle, frammenti della primitiva Cometa Biela, tornarono a riapparire, seguendo la strada preventivamente determinata dal calcolo, ma erano in quell’anno assai deboli e la reciproca distanza loro era aumentata d’assai; dopo il 1852 la Cometa Biela avrebbe dovuto riapparire cinque volte, ma ogni volta fu cercata invano, sicché della sua sparizione non si può oramai più dubitare.
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8. Le comete, per la natura delle orbite loro, sono a distanze dal Sole successivamente diverse; per un certo tempo gli si avvicinano, raggiungono una distanza minima (perielia), indi se ne allontanano. Le comete divengono visibili nel tratto della loro orbita attigua al perielio. Alcune cominciano ad apparire a qualche distanza dal perielio, e, oltrepassatolo, continuano a mostrarsi per qualche tempo; altre appaiono quando già sono al perielio vicinissime, e in generale si lasciano poi vedere per breve tempo.
Tutte le comete indistintamente acquistano maggior splendore durante il passaggio al perielio, sicchè, conosciuti gli elementi determinanti l’orbita di una cometa, si possono preventivamente calcolare le fasi della sua intensità luminosa. Par quasi che questa in tutte le comete si esalti al loro avvicinarsi al Sole, le telescopiche divenendo assai più splendenti, le maggiori gettando fuori le loro code, ora a gradi a gradi, ora repentemente, mostrando nella loro massa sconvolgimenti grandiosi e stupefacenti.
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9. Le comete splendono in parte per luce riflessa imprestata dal Sole, in parte per luce propria, che ha i caratteri della luce emessa dai gas o vapori incandescenti. La luce delle loro chiome, esaminata allo spettroscopio, si risolve infatti in un debole spettro continuo difficilissimo a vedersi, associato ad uno spettro marcato, discontinuo, costituito da tre bande o striscie luminose, una gialla, l’altra verde, la terza azzurra, separate da larghi intervalli apparentemente oscuri, spettro quest’ultimo che è appunto proprio di masse gassose portate allo stato di incandescenza, o di luminosità propria. Per gran tempo tutte le comete osservate diedero lo stesso spettro, e, poichè questo spettro è identico a quello degli idrocarburi, se ne inferì che le comete tutte sono probabilmente formate dagli identici materiali, e che in esse poverissima è la varietà dei materiali stessi.
La Cometa 1881, I e la grande Cometa del 1882, che tanto, come si disse al paragrafo 6, si avvicinarono al Sole, vennero a modificare le idee universalmente accettate sugli spettri cometari. Nello spettro della prima, essendo essa vicinissima al perielio, comparvero distinte le righe lucide del sodio incandescente, le solite bande impallidirono fino a sparire, e al posto di esse si ebbe uno spettro continuo. Nello spettro della Cometa 1882, II, appena ebb’essa passato il perielio, comparvero distintissime molte righe lucide, fra le altre quelle del sodio ed alcune del ferro, ed insieme ad esse uno spettro continuo distinto; allontanatasi la Cometa dal perielio, impallidirono e presto sparvero sì le righe lucide che lo spettro continuo, per dar luogo allo spettro ordinario delle comete. La complessità dei materiali, onde le comete risultano, ottenne per tal modo una dimostrazione inappellabile, e se lo spettro in generale non l’accusa, ciò avviene perchè raramente l’azione del Sole sovra i materiali stessi raggiunge il necessario grado di intensità.
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10. Si può oramai affermare che le code delle comete sono formate di materia, la quale, sebbene tenuissima, obbedisce alle leggi ordinarie del movimento, e si può, non senza fondamento, ritenere ancora che esse sono prodotte da una ripulsione, probabilmente elettrica, esercitata dal Sole sulle particelle loro. Sovra questi principii si fonda una teoria delle code cometarie elaborata da Bredichin, ed appoggiata anche dalla complessità dei materiali delle comete, di cui si trattò nel paragrafo 9. Secondo questa teoria, le comete, avuto riguardo alla forza di ripulsione che sovr’esse esercita il Sole, si possono tutte ridurre a tre classi.
Nelle comete della prima classe la forza ripulsiva del Sole è 14 volte più grande della sua attrazione; le code di queste comete sono diritte e lunghissime. Nelle comete della seconda classe la forza ripulsiva del Sole è di poco superiore alla sua attrazione; caratteristiche di queste comete sono code corte, larghe, a ventaglio. Nelle comete della terza classe la forza ripulsiva del Sole assume valori che oscillano fra uno e tre decimi della sua forza d’attrazione; le code di queste comete sono getti brevi, fortemente incurvati, a contorni netti e decisi. Le code della prima classe risultano da idrogeno, quelle della seconda classe sono formate da idrocarburi, il ferro costituisce il materiale delle code appartenenti alla terza classe; in ciascuna delle classi l’idrogeno, gli idrocarburi, il ferro possono essere rispettivamente sostituiti da altri materiali di analogo peso atomico.
Non di rado alcune comete, le grandi sovratutto, presentano code complesse, formate di code caratteristiche di ciascuna delle classi enunciate. Sono comete formate di materiali diversi, sui quali il Sole esercita una diversa azione ripulsiva, sono comete a costituzione complessa, e che in sè radunano i materiali di tutte le altre.
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11. Tutto quello che sappiamo delle comete porta a pensare che la materia nelle chiome e code loro è tenuissima; tutto quello che l’esperienza e il calcolo insegnarono sul moto delle comete e dei pianeti porta a dire che la massa delle comete è molto piccola.
La Cometa di Lexell attraversò due volte, nel 1767 e nel 1779, il Sistema di Giove e de’ suoi satelliti, ed ogni volta impiegò quattro mesi circa ad uscire dalla sfera di attrazione del potente pianeta. Il suo movimento ne fu perturbatissimo, ma neppur traccia di una debole alterazione fu notata nel corso dei quattro satelliti di Giove. La Cometa stessa si avvicinò d’assai alla Terra, e nel luglio del 1770 la sua distanza da questa non fu che sei volte quella della Luna. Se la massa sua fosse stata uguale a quella della Terra, essa avrebbe allungato il nostro anno di 2 ore e 47 minuti; non produsse nel fatto variazione sensibile, e la massa della Cometa di Lexell non può essere stata neppure la cinque millesima parte di quella della Terra.
La Cometa di Halley ebbe dall’azione perturbatrice di Saturno ed Urano modificato di più che un anno il periodo della propria rivoluzione, ma la sua reazione sui pianeti stessi fu insensibile. Tutte le comete periodiche hanno le loro orbite perturbate dall’azione dei pianeti del Sistema solare, ma nessuna di esse reagisce in modo sensibile sul movimento di questi.
Delle comete osservate la maggior parte ha un perielio che cade nello spazio fra il Sole e la Terra, per pochissime il perielio cade fra Marte e Giove poco al di là di Marte, per nessuna al di là di Giove. Non c’è ragione di pensare che comete non debbano esistere con perielio negli spazii interplanetarii fra Giove e Nettuno; solo è logico ritenere che comete tali troppo distano dal Sole per diventar visibili dalla Terra. Le comete osservate sono oramai a centinaia, e il numero loro cresce ogni anno; durante l’intero secolo decimosettimo si hanno notizie di sole 27 comete viste; altrettante comete in media si osservano ora in meno di 4 anni. Un facile calcolo di probabilità, partendo dal numero delle comete note ed osservate e dalla relativamente angusta plaga di spazio da esse occupata, guida per induzione al numero delle comete verosimilmente esistenti, numero che sale, non è lecito dubitarne, a milioni.
I movimenti dei pianeti non dànno indizio della massa di sì numerose comete. Tutte le comete esistenti, le note e le ignote, non fanno insieme una massa perturbatrice, la cui azione basti a diventar sensibile ai mezzi di osservazione più perfezionati. La perturbazione prodotta da ogni singola cometa è insensibile affatto, la sua massa per conseguenza debole, tenuissima. Certo sarebbe esagerazione dire che le comete son un nulla che può diventar visibile, ma è rigoroso dire che, quanto a massa, una cometa è poco più che nulla.
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12. Per qualche tempo si pensò che le comete sono piccole masse erranti fra stella e stella, e che esse allorchè pervengono nella parte dello spazio, dove l’attrazione del Sole è predominante, prendono a descrivere orbite speciali attorno al Sole, divenendo così a noi visibili. In questa ipotesi le comete sono corpi originariamente estranei al Sistema solare, attratti nell’interno di esso dalla massa potente del Sole.
Si ritiene ora dai più che le comete formano fra le stelle fisse e gli altri corpi estraplanetarii un sistema distinto, di cui tutti i membri accompagnano il Sole nel suo moto proprio attraverso gli spazii stellati. In questa ipotesi le comete non sono corpi estranei al Sistema solare, ma accompagnano da ogni tempo il Sole e tutti i pianeti in quel movimento di traslazione attraverso agli spazii indefiniti del cielo, cui le osservazioni hanno con ogni rigore dimostrato, e allorquando, per essere esse più o meno veloci del Sole, raggiungono una maggior vicinanza a questo, prendono a descrivere, da esso attratte, orbite quasi paraboliche e in esse divengono a noi visibili.
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13. La massa delle comete è nelle vicinanze del Sole in preda a grande agitazione, e i fenomeni in essa massa osservati, sovratutto il formarsi delle code, portano a pensare che una parte di essa sia ad ogni passaggio pel perielio, sottratta all’attrazione del nucleo. È difficile immaginare in qual modo le particelle lanciate, nella formazione delle code, a milioni di chilometri dal nucleo possano in seguito tornare ad aggrupparsi intorno al medesimo; pare piuttosto che esse vadano disperse nello spazio, e che per tal modo la massa delle comete soffra una diminuzione continua e progressiva. Le dimensioni dei nuclei diminuiscono difatti dopo il passaggio delle comete al perielio; la Cometa periodica di Halley apparve ad ogni ritorno sempre meno splendente, e seguita da code sempre minori; la Cometa periodica di Encke diventa di volta in volta più difficile ad osservare.
Non è quindi senza fondamento il pensare, seguendo l’associazione naturale delle idee, che le comete, dopo una lunga successione di rivoluzioni, debbano ridursi al nulla, e che questo debba avvenire di tutte le comete periodiche, e specialmente di quelle a breve periodo, è opinione oggi molto accetta. La Cometa periodica De-Vico disparve senza lasciare traccia di sè; di altre comete periodiche, il ritorno, precalcolato con ogni precisione, fu invano atteso, e molto probabilmente la massa loro andò dispersa nello spazio. La Cometa Biela fu vista rompersi in due, e dopo qualche tempo cessò le apparizioni sue; altre comete furono vedute sdoppiarsi, rompersi anzi in più frammenti, la telescopica Cometa 1889, V fra le altre; di parecchie comete può dirsi che formarono altra volta un unico corpo, sì perfetta è l’analogia dei loro rapporti geometrici, e tutti questi fatti rendono probabilissimo quello della dispersione continua e progressiva della materia delle comete.
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14. La scienza co’ suoi studi intorno alla costituzione fisica, al moto, al numero delle comete è riuscita a sfatarle. Astri terribili furono esse per lunghi secoli ritenute, presso i Greci, presso i Romani, in Europa ancora nel secolo decimosesto.
Le comete, si disse e si credè fermamente, sono segnali precursori di sventure umane, avvertimenti degli Dei corrucciati, indizii dell’ira di Dio. L’umanità si è oramai persuasa che dagli astri non deve temere nè guerre, nè rivolgimenti sociali, nè altre simili calamità, delle quali così le cause come i rimedii essa deve sovratutto e solo cercare in sè medesima.
Le comete, si disse, producono siccità, temperature estreme ed eccezionali dell’atmosfera terrestre, malattie infettive, pesti. Tutto questo cadde di fronte al grande numero delle comete esistenti. Noi siamo in rapporti continui colle comete, e se l’influenza loro sulle nostre vicissitudini atmosferiche esistesse davvero, sarebbe un fatto incessante, perenne, d’ogni giorno, d’ogni ora. A nulla valgono le ricerche statistiche fondate nel numero delle comete vedute in questo e quell’anno, poichè il numero stesso è una frazione trascurabile delle comete non viste, non visibili e realmente esistenti.
Le comete, si disse infine, sono un pericolo che perennemente sovrasta alla Terra e al Sistema planetario. Astri che si muovono con si gran velocità, e in ogni direzione, e in ogni plaga dello spazio possono oggi, domani, in un istante qualunque del tempo, scontrare, urtare la Terra... Collisionem tantorum corporum, ac tanta vi motorum avertat Deus Optimus Maximus... Dalla tenuissima massa delle comete nè la Terra, nè gli altri pianeti possono temere effetti meccanici sensibili. L’urto di una cometa colla Terra si risolverebbe, in una splendida e memorabile pioggia di stelle cadenti.
LINK : https://it.wikisource.org/wiki/Atlante_Astronomico/IV._Le_Comete
ELENCO DELLE GRANDI
COMETE STORICHE :
Dal 1870 fino al 1957. (Con alcune comete minori ma particolari).
( Il testo significa: "Cometa, disegnata dal Professor Bruhns, giovedì 9 luglio 1874. all'Osservatorio di Lipsia" ).
La sera del 21 luglio con un primo quarto di luna e un cielo molto limpido, ondulazioni furono osservate nella coda della cometa da Trouvelot, che scrisse:
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( Diagramma orbitale e posizioni al momento della scoperta - 01/02/1880 - JPL ).
( 27 giugno 1881 - WFDenning / Bristol ).
Il 28 giugno (Antonio Abetti / Padova):
( Percorso nel cielo dal 26 giugno al 19 luglio 1881 ).
( Diagramma orbitale e posizione dei pianeti al momento della scoperta - JPL ).
( Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).
( Questa immagine è stata pubblicata nelle Philosophical Transactions of the Royal Society of London, volume 175 del 1884. È un disegno dell'eclissi realizzato da Baillie, che mostra chiaramente la cometa alla destra del Sole ).
( Ciò include una serie di disegni della cometa di F. Schwab durante il settembre e l'ottobre del 1882. I disegni mostrano lo sviluppo della regione nebulosa molto debole che circondava la cometa ed era generalmente visibile solo sotto cieli molto scuri e molto trasparenti. Questa immagine è apparsa tra le pagine 8 e 9 del numero del 10 marzo 1883 dell'Astronomische Nachrichten ).
( Questo disegno è stato realizzato da JFJ Schmidt nell'ottobre del 1882. Mostra la cometa luminosa piuttosto stretta con un nucleo simile a una stella e la nube nebulosa più debole che si estende principalmente a est ea nord della cometa. Il nord è in alto e l'ovest a sinistra. Questa immagine è apparsa alle pagine 89-90 del numero del 20 dicembre 1882 delle Astronomische Nachrichten ).
( Questo disegno è stato realizzato da EE Barnard il 16 ottobre 1882. Mostra la regione intorno alla testa della cometa, inclusa la coda verso il sole. Barnard ha detto che la coda verso il sole era larga circa 1° in una sezione trasversale attraverso la testa e mostrava lati paralleli l'uno all'altro. Il nord è in alto. Questa immagine è apparsa a pagina 269 del numero del 5 febbraio 1883 dell'Astronomische Nachrichten ).
( Questo disegno è stato realizzato dal signor Grover alla fine di settembre del 1882. Grover era un membro della spedizione britannica a Brisbane per osservare il transito di Venere. Grover osservò: "... la cosa più singolare è che la cometa, vista ad occhio nudo, è solo il nucleo o nocciolo, per così dire, di una forma cometica più grande vista nel vetro. La cometa sembra racchiusa in un ampio e tenue involucro, che, singolare a dirsi, non prende la figura ricurva della Coda, ma mostra un profilo rettilineo, e si proietta in avanti ai due lati del nucleo, terminando in due punti A e B. Il settore racchiuso tra questi due punti sembra piuttosto nero..." Il nord è in alto e l'ovest a sinistra. Questa immagine è apparsa alle pagine 59-60 del numero del 12 dicembre 1882 delle Astronomische Nachrichten ).
( Diagramma dell'orbita - JPL ).
( Figura 1 la cometa il 15 ottobre 1882 ).
( Figura 2 testa della cometa il 19 settembre 1882 ).
( Figura 3 testa della cometa il 10 ottobre 1882 ).
( Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).
La sera del 24 aprile 1886 le due comete si avvicinarono a una distanza di soli 7° l'una dall'altra.
Scoperta:
( Diagramma orbitale - JPL ).
3 APRILE - Osservazioni di T.W. Backhouse (Sunderland): 
( Foto della cometa del 4 e 6 aprile 1892 ).
( Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).
Scoperta e osservazioni del 1892:
( Diagramma orbitale - MPC ).
( Foto del 21 ottobre 1893, di Barnard ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( La relazione originale in tedesco di Lorenzo Kropp ).
( Cometa Daniel, il 4 agosto 1907 ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( Cometa Morehouse fotografata all'osservatorio lick 15 novembre 1908 ).
( La cometa Morehouse fotografata all'osservatorio lick 18 nov 1908 ).
( Cometa Morehouse il 30 settembre 1908 Foto di E. Barnard ).
( Foto di Edward Emerson Barnard - 1911 Encyclopædia Britannica, articolo sulla Cometa Morehouse del 1908 - Vol. 6 ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
Dopo che la cometa ha passato il Sole il 17 gennaio, si è spostata verso nord nel cielo, rendendola chiaramente visibile agli osservatori nell'emisfero settentrionale . È stato ampiamente osservato dal pubblico in Europa e Nord America . Molti osservatori che in seguito ricordarono di aver visto la cometa di Halley stavano effettivamente descrivendo la cometa di gennaio.
( La cometa di Halley fotografata il 21 aprile 1910 da Arequipa, in Perù.
( Foto dell'epoca ).
(Diagramma del passaggio al perielio del 28 ottobre 1911 - JPL ).
( Diagramma dell'orbita - JPL ).
( Diagramma dell'orbita al passaggio al perielio in data 11/10/1911 - JPL ).
( Tabella tratta da: Astronomische Nachrichten, N°4747, vol.198, p.375 ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( Vista ad ampio campo della cometa Delavan fotografata da Edward Barnard allo Yerkes Observatory nel Wisconsin il 21 agosto 1914 ).
( Uno schizzo dai diari di Harry Thomas che in una nota del 24 settembre 1914, scrive: Osservazione della cometa sotto l'Orsa Maggiore ).
( Primo piano del coma e della struttura della coda interna della cometa Delavan, fotografata dall'Osservatorio di Heidelberg, in Germania, il 25 settembre 1914 ).
( Un'altra veduta ad ampio campo della cometa Delavan catturata da Philibert Melotte al Royal Observatory in Inghilterra, il 20 settembre 1914 ).
( Diagramma dell'orbita al momento del perielio - 11/04/1917 - JPL ).
( Diagramma orbitale - JPL ).
( Foto fatta presso lo Yerkes Observatory ).
( Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).
( foto realizzata da George Van Biesbroeck, presso il Yerkes Observatory, il 27 giugno 1927, conservata presso University of Chicago Library, Special Collections Research Center ).
( Una delle rare immagini della cometa ).
Altre osservazioni:
( Da questi dati fu possibile fare dei preliminari calcoli, che fornirono una data per il perielio, all'incirca per il 25,9 agosto ).
( Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
( Diagramma orbitale - JPL ).
( Diagramma orbitale - JPL ).
( La cometa Whipple-Fedtke-Tevzadze e l'Orsa Maggiore il 26 febbraio 1943, fotografati dall'Osservatorio Oak Ridge di Harvard. La coda è più lunga e più impressionante su fotografie sensibili al blu come questa di quanto non sarebbe stata visivamente. Per gentile concessione dell'Università di Harvard ).
( Attività nella coda ionica della cometa Whipple-Fedtke-Tevzadze il 28 marzo (in alto) e il 29 (in basso), del 1943. Le fotografie sono state scattate da Cuno Hoffmeister all'Osservatorio di Sonneberg in Germania ).
( Diagramma dell'orbita al perielio del 06/02/1943 - JPL ).
( Foto fatta al riflettore da 24 pollici dello Yerkes Observatory nel Wisconsin, il 13 giugno 1948 con 10 minuti di esposizione ).
Il 1° novembre 1948, si verificò un'eclissi totale , iniziò all'alba in Africa centrale e il percorso della totalità iniziò prima dal Congo belga , poi dall'Uganda e dal Kenya e andò sull'Oceano Indiano, infine raggiunse la Nuova Zelanda e li finì al tramonto . Durante L'eclissi di sole, durata al massimo 45 secondi, a Nairobi è apparsa improvvisamente ai numerosi osservatori lì riuniti una cometa luminosa a meno di 2° a destra sopra il sole, con una coda fortemente ricurva di almeno 4° di lunghezza che andava oltre il Sole eclissato.
Orbita:
( Schizzi della cometa 12P/Pons-Brooks durante il suo ritorno nel 1954 realizzati dall'astronomo dilettante britannico George Alcock ).
( Diagramma orbitale al momento della scoperta - JPL ).
Scoperta:
( Foto del 5 maggio 1957 ).
( Diagramma dell'orbita al perielio - JPL ).
Aggiornato il 30/11/2024
Le grandi comete storiche capitolo 5
Dell'ERA MODERNA - Dal 1870 al 4 ottobre 1957 (Fine dell'Era Moderna con il lancio dello Sputnik, ed inizio dell'Era Spaziale).
Dell'ERA MODERNA - Dal 1870 al 4 ottobre 1957 (Fine dell'Era Moderna con il lancio dello Sputnik, ed inizio dell'Era Spaziale).
A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.
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Nell'introduzione del primo capitolo riferito alle grandi comete storiche dell'antichità, abbiamo già fornito una descrizione che potete leggere QUI .
Mentre questo capitolo ve lo vogliamo introdurre con un'opera di Giovanni Celoria redatta nel 1890 che nonostante tutto si mantiene sempre attuale.
LE COMETE DI
GIOVANNI CELORIA
PUBBLICATO nel 1890
Introduzione:
Interessantissimo leggere questo testo, quantomai attuale anche oltre un secolo dopo che è stato redatto, le molte intuizioni dell'epoca poi si sono rivelate esatte, notevoli le ipotesi sulla possibile esistenza di milioni di comete che seguono il Sole circondandolo, poi messe in teoria da Ian Oort oltre mezzo secolo dopo. Notevole anche l'idea che potessero essere oggetti interstellari, prova che è arrivata solo 127 anni dopo con la scoperta di 1I/'Oumuamua e 2I/Borisov.
Ipotizza pure la possibilità di scontri con la Terra, ma non li ritiene un pericolo, ma di certo i Dinosauri avrebbero da ridire.
Il testo è originale e scritto nell'Italiano del tempo, che non impedisce la sua comprensione in alcun modo, anche se presenta termini astrusi.
(Testo originale):
1. Aspetti delle comete. — 2. Nucleo. — 3. Chioma — 4. Trasformazioni dei nuclei e delle chiome. — 5. Code delle comete. — 6. Moto apparente, moto reale delle comete. — 7 Comete periodiche. — 8. Apparenze delle comete in rapporto al loro movimento. — 9. Luce, spettri, materiali delle comete. — 10. Teoria sulla formazione delle code. — 11. Massa delle comete. — 12. D’onde vengano le comete. — 13. Quel che avvenga delle comete dopo il loro passaggio al perielio. — 14. Temute influenze delle comete.
1. Il giorno 2 giugno del 1858 fu trovata in cielo una cometa, che rimase visibile dagli orizzonti terrestri fino al primo marzo del 1859 (Cometa Donati). Durante la sua lunga apparizione prese aspetti diversi. Dapprincipio fu bianca, tonda, piccola, a contorno irregolare, telescopica ossia visibile solo ad occhi armati di cannocchiale. Verso la fine dell’agosto divenne visibile ad occhio nudo, e la forma sua fu quella di un disco circolare risultante di due parti ben distinte, l’una centrale, lucentissima (nucleo), l’altra (chioma) tenue, diffusa, pallida, svolgentesi come aureola attorno alla prima. Nei primi giorni di settembre, la chioma cessò d’essere simmetrica attorno al nucleo, prese ad estendersi nella direzione opposta al Sole, e a formare lungh’essa una striscia nebbiosa, diffusa, tenue (coda) il cui splendore, sempre più debole a distanze crescenti dal nucleo, finiva per perdersi nella luce generale del cielo.
La Cometa Donati parve allora completa, formata di nucleo, chioma e coda. A poco a poco la coda si spinse a distanze sempre maggiori dal nucleo e diventando lunga s’incurvò; crebbe fino a misurare il giorno 5 di ottobre 35 gradi, fino a misurarne 60, la terza parte del grand’arco celeste che posa sull’orizzonte, il giorno 10; in un sol giorno la lunghezza sua salì da 35 a 50 gradi, in meno di tre, dal 12 al 15 di ottobre, discese da 45 a 15; diminuì in seguito a gradi a gradi fino a sparire fra il 3 ed il 6 di dicembre, ed allora la Cometa ridivenne telescopica.
Nel 1861, in sul principiare di giugno, a Sydney, a Santjago, a Rio de Janeiro, a Williamstown fu veduta una splendida Cometa, la cui coda misurava 30 gradi il giorno 7, 40 il giorno 11. Si muoveva rapidissimamente attraverso le stelle del cielo, e il giorno 30 di giugno, scomparsa agli osservatori dell’emisfero australe, sorse improvvisa sopra gli orizzonti di Europa, e si mostrò in tutto il suo splendore straordinario la sera, tosto tramontato il Sole. Quel giorno ad Atene il capo suo apparve grande come la Luna; la sua coda prese 120 gradi, due terzi dell’arco di circolo massimo del cielo apparente; tanta fu la sua luce, che produsse ombra.
Nel 1880 il giorno 2 di febbraio apparve improvvisa in cielo, cessato il crepuscolo, una grande Cometa. Il suo capo toccava l’orizzonte ad occidente, la sua coda si ergeva diritta da esso e si proiettava sul fondo del cielo come un immenso arco di luce. Prendeva 40 gradi del cielo, ed era, in tutta la sua lunghezza, larga tre volte circa il diametro lunare apparente; aveva una luce uniforme, non viva, in tutta la sua estensione. Poco mutò nei giorni seguenti; il 14 la coda sua era ancor lunga 37 gradi, la chioma appariva come una massa bianca ed informe; il 19 tutto era mutato; e chioma e coda appena si potevano discernere, da un occhio esercitato ed armato di cannocchiale, sotto forma di una pallida macchia bianca.
Di queste grandi comete molte ne potrei enumerare, e il nostro secolo, oltre alle descritte, vide quelle del 1807, del 1811, del 1835, del 1843, del 1862, del 1874, del 1881, del 1882. Non tutte le comete però raggiungono sì grande splendore. Molte, la più gran parte anzi, sono invisibili ad occhio nudo e telescopiche; ma splendenti furono tutte quelle registrate dalle cronache, e vedute a cominciare dall’antichità fino all’invenzione dei cannocchiali (secolo decimosettimo). Splendenti furono le comete degli anni 480, 431, 410, 373, 348, 118, 86, 44 avanti Cristo; splendenti furono quelle degli anni 69, 400, 875, 1402, 1456, 1472, 1577, 1585, 1607, 1618, 1619 dell’Era volgare.
Sono tutte comete che colla loro massa apparente hanno occupato grandi tratti di cielo, che col loro splendore hanno per un momento offuscato tutti gli astri. Tutte mostrarono apparenze speciali, pur tutte avendo una fisonomia stessa, quasi di famiglia; le une bianche come d’argento, le altre rosseggianti, sanguigne; le une diritte come una lama di stilo, le altre curve come una scimitarra; le une sottili e lunghe, le altre corte e larghe; le une di larghezza uniforme, le altre aperte a mo’ di ventaglio; tutte grandi però, tutte splendenti, fantastiche e trasformantisi con rapidità. Sono corpi fatti apposta per affascinare; niente vi era là dove repentemente esse vennero a mostrarsi; nulla rimane della loro massa apparentemente grande, nulla della loro luce potente; sono tutto un arcano. Qualcosa di transumano soltanto può svolgere in un istante tanta luce, tanto splendore, spegnere in pochi giorni un incendio sterminato.
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2. Nucleo e chioma formano il capo delle comete. Nell’interno della massa bianca e pallida, onde questo capo risulta, splende in generale di luce viva, quasi di stella, un dischetto di diametro variabile e di difficile misura. È il nucleo, e i disegni ne dànno esattamente l’idea. Non tutte le comete presentano un vero nucleo stellare, molte hanno verso il loro mezzo una semplice condensazione di luce, poche mancano anche di questa e si presentano come un informe ammasso vaporoso; altre, quasi per compenso, la Cometa Brorsen fra esse, mostrano parecchi punti d’apparenza nucleare.
È poco probabile che i nuclei delle comete sieno masse solide e compatte, tanto grandi sono i cambiamenti, tanto repentine le trasformazioni osservate in essi. Non è ancora abbastanza dimostrato che essi sieno assolutamente fluidi e trasparenti; certo è solo che la loro densità è limitata, e che, attesa la loro dimensione sempre piccolissima rispetto a quella dell’insieme che forma le comete, limitata ne è pure la massa.
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3. Attorno al nucleo si svolge la chioma, la quale costituisce la parte essenziale e caratteristica delle comete, quella da cui esse presero il nome. Si sono vedute comete senza traccia di nucleo; moltissime comete, la più gran parte delle telescopiche, passano senza mostrar coda, ma comete senza chioma non furono mai osservate. Le chiome hanno struttura irregolare e mutabile, nè mai appaiono uniformemente luminose, o mostrano nella massa loro quei rapporti di intensità di luce che potrebbero spiegarsi prospetticamente, e risultare da ciò che noi le vediamo, non quali sono nello spazio, ma proiettate sul fondo del cielo. Attraverso alle chiome di alcune comete si sono viste stelle non punto affievolite; la luce delle stelle, attraversandole, o non subisce deviazione (rifrazione) o ne subisce una minima. Sulla Terra non conosciamo gas tanto tenue che non abbia influenza sulla luce che lo attraversa; più tenui che il nostro più tenue gas sono probabilmente tutte le chiome delle comete.
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4. I nuclei e le chiome passano talora, specialmente nelle grandi comete, per isconvolgimenti profondi, e quali appena si potrebbero immaginare. Nella Cometa di Halley, apparizione del 1835, fu vista effluire dal nucleo verso il Sole materia luminosa, disporsi a ventaglio intorno ad esso nucleo, e generare un immenso settore quasi di circolo, che prese in seguito ad oscillare come un pendolo. Il capo della Cometa Donati presentò, sovratutto in ottobre, uno spettacolo straordinario. Al suo nucleo, dalla parte del Sole, aderiva un inviluppo lucido, non uniformemente splendido, a forma di ventaglio ed a struttura irregolare; succedeva ad esso una fascia o zona oscura, ed a questa un secondo inviluppo luminoso e del primo meno splendente; una seconda fascia oscura abbracciava questo secondo inviluppo, e al di là di essa veniva un ultimo inviluppo nebbioso, tenue, diffuso, che si perdeva presto nel fondo oscuro del cielo. Il numero di questi inviluppi crebbe fino a quattro, e gli inviluppi successivi non si disposero sempre in modo identico e simmettrico rispetto al nucleo. Qualche cosa di analogo nelle sue linee generali, ma di interamente diverso nei dettagli presentarono tutte le grandi comete, quelle ad esempio del 1881 e del 1882, la Cometa 1861 II , la 1862 II , così l’una e l’altra indicate per ciò che, quando in un anno si osservano più comete, le si distinguono aggiungendo alla data dell’anno i numeri romani I, II e via.
Non sarebbe possibile ridurre a sistema i fenomeni presentati dai nuclei e dalle chiome cometarie; in una stessa cometa gli uni e le altre passano per le più strane trasformazioni, ed in alcuni momenti la loro massa, tutta sossopra, prende un aspetto caotico; da una ad un’altra cometa gli uni e le altre variano indefinitamente.
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5. Le code delle comete si distaccano dalle chiome, e si spingono addentro allo spazio nella direzione della retta, che congiunge il Sole alla cometa (raggio vettore), dalla parte al Sole opposta. Questo corrispondersi delle code delle comete e del prolungamento del loro raggio vettore non va preso in senso letterale, ma interpretato largamente, come qualche cosa che dà un’idea della posizione generale delle code nello spazio. In alcune comete le code non poco deviano dal raggio vettore, ed in generale esse non si svolgono secondo linee rette, ma secondo curve più o meno sentite, e disposte in modo da rivolgere la loro concavità verso la regione dello spazio che la cometa, muovendosi, abbandona.
Talora più code furono osservate in una stessa cometa. Fra tutte maravigliosa apparve la Cometa del 1744, la quale mostrò sei code, ciascuna larga 4 gradi in media, e lunga fra i 30 ed i 45. Nel loro insieme queste code prendevano sul contorno del capo della Cometa, opposto al Sole, un arco di circa 60 gradi; ad una ad una avevano contorni proprii e decisi, ed erano dalle contigue separate per mezzo di spazii perfettamente oscuri. Pareva che una coda enorme, larghissima alla base, si staccasse dalla chioma, e quindi, tagliata in 6 rami principali, si spingesse divergendo nello spazio.
( Cometa Donati il 5 ottobre 1858 ).
( Chioma della Donati il 2 e 10 ottobre, sotto forte ingrandimento ).
La Cometa del 1823 verso la fine del gennaio del 1824 mostrò due code, inclinate fra loro ad un angolo di 160 gradi, e quindi così disposte, che mentre l’una, normale, era opposta al Sole, l’altra, secondaria, ver esso era rivolta. Nella Cometa 1862, II i due rami della coda parevano attorcigliarsi, intrecciarsi l’un l’altro; nella Cometa 1874, III la coda lunga e diritta si allargava verso il mezzo della sua lunghezza per un certo tratto, e assumeva l’aspetto di un grande fuso. Sarebbe opera vana descrivere ad una ad una le code vedute, tale delle forme loro è la varietà, e tanto da esse potrebbe ne’ suoi dettagli differire la coda della prima cometa avvenire.
Le code verso l’estremo lontano dal nucleo generalmente si allargano; quelle sottili, strette e non divergenti sono rare. La loro massa appare talora in preda a commovimenti strani, e soggetta a variazioni rapide. Le loro dimensioni apparenti sono diversissime da una ad un’altra cometa; nell’una tozze e larghe e corte, nell’altra lunghissime ed estese a gran parte del cielo, a 60 gradi di questo come nella Cometa del 1456, a più che 100 come nella Cometa del 1618. In una stessa cometa la lunghezza della coda passa per valori molto diversi; in qualche giorno da pochi gradi sale ad occupare una parte sensibile del cielo, e questa lunghezza apparente, quando vien tradotta, tenendo conto della distanza della cometa dalla Terra, nella lunghezza reale, supera non di rado la potenza della nostra fantasia, supera, come nella Cometa del 1664, i cento milioni di chilometri. Lunghesso l’asse longitudinale delle grandi code si ha sempre minor splendore, anzi talora una riga perfettamente oscura; le code appaiono longitudinalmente divise, formate da due rami diversamente luminosi, aventi amendue uno splendore decrescente dall’esterno all’interno, quasi fossero grandi coni, cavi, vaporosi, trasparenti e dotati di una debole luce propria.
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6. Le comete vanno pel cielo senza direzione apparentemente determinata; alcune si muovono da mezzogiorno verso settentrione, altre da nord verso sud; alcune vanno da oriente ad occidente, altre in una direzione affatto opposta; moltissime prendono direzioni intermedie a queste principali. Non si muovono in modo uniforme e costante; a tratti accelerano, a tratti ritardano il loro movimento. Qualche volta cambiano anche bruscamente di direzione, e tale che tendeva verso oriente, si arresta, declina a mezzogiorno, riprende infine suo cammino verso occidente. Pare che esse errino a caso attraverso alle stelle del cielo, ma l’apparente confusione del loro andare è una conseguenza del loro movimento reale, combinato con quello contemporaneo della Terra, ossia dell’occhio dell’osservatore.
Le comete si muovono attorno al Sole così come i pianeti; le orbite loro sono come quelle dei pianeti ellittiche; il Sole è posto in un fuoco comune alle orbite degli uni e delle altre, e fra tutte queste orbite non v’è che differenza di eccentricità. Mentre i pianeti si muovono in orbite prossimamente circolari, pochissimo e solo mediocremente eccentriche, le comete si muovono in orbite fortemente ellittiche ed eccentriche, in orbite tali cioè, che il Sole occupa in esse una posizione dissimetrica, assai lontana dal punto centrale. Le orbite dei pianeti quali più quali meno si rassomigliano, e coi loro piani poco si discostano da quello dell’eclittica; i piani dell’orbite cometarie prendono tutte le posizioni possibili nello spazio, e nel proprio piano ogni orbita si dispone diversamente rispetto al Sole.
Le comete, per la massima parte, sono visibili solo in quel tratto della loro orbita, che è più prossimo al Sole; nei rimanenti tratti si allontanano tanto da questo che diventano invisibili; il breve tratto prossimo al Sole dell’orbita loro fortemente ellittica può, poche eccezioni fatte, essere scambiato con un tratto di parabola, avente ancora il Sole per fuoco. Le comete, appunto per la natura e varietà delle orbite loro, si avvicinano qualche volta molto al Sole. La Cometa 1882, I (Wells) passò il 10 di giugno a 9 milioni di chilometri dal Sole, 1/6 circa della distanza media che dal Sole separa Mercurio; la grande Cometa del 1882 (Cometa 1882, II) passò il 17 settembre, giorno della sua minima distanza dal Sole, a poco più di un milione di chilometri da questo, non lo urtò, ma per un giorno affogò, uscendone incolume, nel profondo strato di luce che circonda il Sole. Le comete, sempre per la natura e varietà delle orbite loro, si avvicinano qualche volta molto alla Terra. La grande Cometa 1874, III passò nel luglio sì vicino alla Terra, che per poco questa non rimase dalla sua coda avvolta, e nulla vieta a pensare che altre comete possano avvicinarsi alla Terra assai di più, rasentarla, scontrarla anche.
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7. Non tutte le comete hanno orbite tanto ellittiche da spingersi nel loro afelio a distanze indefinite dal Sole, molto al di là dell’orbita di Nettuno e dei confini noti del Sistema planetario. Non tutte le orbite cometarie rassomigliano a quella delle Comete del 1843 e del 1880. Vi sono comete che si muovono entro orbite relativamente anguste e di dimensioni paragonabili a quelle dei pianeti. Esse, pur diventando, come le altre, visibili solo quando percorrono il tratto di loro orbita più vicino al Sole, ripassano per questo tratto a non lunghi intervalli di tempo, ridivenendo periodicamente visibili. Le si dicono appunto per ciò periodiche, ed in questo momento il numero loro sale alla dozzina.
La prima cometa che siasi riconosciuta periodica è quella celebre di Halley, la quale nelle sue apparizioni diventa visibile ad occhio nudo, e riappare a periodi di 75 anni circa. Di essa si hanno osservazioni attendibili per le apparizioni degli anni 1456, 1531, 1607, 1682, 1759, 1835, si aspetta il ritorno nel maggio del 1910. Le altre comete periodiche sono: la Cometa di Olbers con periodo di 72,6 anni, la Cometa 1866, I con periodo di anni 33,2, la Cometa D’Arrest con periodo di poco più che sei anni, la Cometa Winnecke con periodo di 5,5 anni, la Cometa Faye con periodo di 7 anni, la Cometa Biela con periodo di 6 anni e mezzo, la Cometa Encke con periodo di tre anni e un terzo. Anche la Cometa Brorsen appartiene alle comete di breve periodo, compiendo essa una rivoluzione in 2032 giorni, poco più di cinque anni e mezzo. La Cometa Encke, di cui l’aspetto telescopico nelle apparizioni del 1828 e del 1871 è dato dal disegno qua sotto, fu già osservata in 24 delle sue apparizioni. La Cometa Biela fu vista nelle sue apparizioni del 1772, del 1806, del 1826, del 1832, e la sua massa telescopica non presentò mai fenomeni degni di menzione speciale. Durante la sua apparizione del 1845-46 improvvisamente si sdoppiò, pur non mostrando notevoli perturbazioni di moto; nel 1852 le due comete gemelle, frammenti della primitiva Cometa Biela, tornarono a riapparire, seguendo la strada preventivamente determinata dal calcolo, ma erano in quell’anno assai deboli e la reciproca distanza loro era aumentata d’assai; dopo il 1852 la Cometa Biela avrebbe dovuto riapparire cinque volte, ma ogni volta fu cercata invano, sicché della sua sparizione non si può oramai più dubitare.
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8. Le comete, per la natura delle orbite loro, sono a distanze dal Sole successivamente diverse; per un certo tempo gli si avvicinano, raggiungono una distanza minima (perielia), indi se ne allontanano. Le comete divengono visibili nel tratto della loro orbita attigua al perielio. Alcune cominciano ad apparire a qualche distanza dal perielio, e, oltrepassatolo, continuano a mostrarsi per qualche tempo; altre appaiono quando già sono al perielio vicinissime, e in generale si lasciano poi vedere per breve tempo.
Tutte le comete indistintamente acquistano maggior splendore durante il passaggio al perielio, sicchè, conosciuti gli elementi determinanti l’orbita di una cometa, si possono preventivamente calcolare le fasi della sua intensità luminosa. Par quasi che questa in tutte le comete si esalti al loro avvicinarsi al Sole, le telescopiche divenendo assai più splendenti, le maggiori gettando fuori le loro code, ora a gradi a gradi, ora repentemente, mostrando nella loro massa sconvolgimenti grandiosi e stupefacenti.
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9. Le comete splendono in parte per luce riflessa imprestata dal Sole, in parte per luce propria, che ha i caratteri della luce emessa dai gas o vapori incandescenti. La luce delle loro chiome, esaminata allo spettroscopio, si risolve infatti in un debole spettro continuo difficilissimo a vedersi, associato ad uno spettro marcato, discontinuo, costituito da tre bande o striscie luminose, una gialla, l’altra verde, la terza azzurra, separate da larghi intervalli apparentemente oscuri, spettro quest’ultimo che è appunto proprio di masse gassose portate allo stato di incandescenza, o di luminosità propria. Per gran tempo tutte le comete osservate diedero lo stesso spettro, e, poichè questo spettro è identico a quello degli idrocarburi, se ne inferì che le comete tutte sono probabilmente formate dagli identici materiali, e che in esse poverissima è la varietà dei materiali stessi.
La Cometa 1881, I e la grande Cometa del 1882, che tanto, come si disse al paragrafo 6, si avvicinarono al Sole, vennero a modificare le idee universalmente accettate sugli spettri cometari. Nello spettro della prima, essendo essa vicinissima al perielio, comparvero distinte le righe lucide del sodio incandescente, le solite bande impallidirono fino a sparire, e al posto di esse si ebbe uno spettro continuo. Nello spettro della Cometa 1882, II, appena ebb’essa passato il perielio, comparvero distintissime molte righe lucide, fra le altre quelle del sodio ed alcune del ferro, ed insieme ad esse uno spettro continuo distinto; allontanatasi la Cometa dal perielio, impallidirono e presto sparvero sì le righe lucide che lo spettro continuo, per dar luogo allo spettro ordinario delle comete. La complessità dei materiali, onde le comete risultano, ottenne per tal modo una dimostrazione inappellabile, e se lo spettro in generale non l’accusa, ciò avviene perchè raramente l’azione del Sole sovra i materiali stessi raggiunge il necessario grado di intensità.
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10. Si può oramai affermare che le code delle comete sono formate di materia, la quale, sebbene tenuissima, obbedisce alle leggi ordinarie del movimento, e si può, non senza fondamento, ritenere ancora che esse sono prodotte da una ripulsione, probabilmente elettrica, esercitata dal Sole sulle particelle loro. Sovra questi principii si fonda una teoria delle code cometarie elaborata da Bredichin, ed appoggiata anche dalla complessità dei materiali delle comete, di cui si trattò nel paragrafo 9. Secondo questa teoria, le comete, avuto riguardo alla forza di ripulsione che sovr’esse esercita il Sole, si possono tutte ridurre a tre classi.
Nelle comete della prima classe la forza ripulsiva del Sole è 14 volte più grande della sua attrazione; le code di queste comete sono diritte e lunghissime. Nelle comete della seconda classe la forza ripulsiva del Sole è di poco superiore alla sua attrazione; caratteristiche di queste comete sono code corte, larghe, a ventaglio. Nelle comete della terza classe la forza ripulsiva del Sole assume valori che oscillano fra uno e tre decimi della sua forza d’attrazione; le code di queste comete sono getti brevi, fortemente incurvati, a contorni netti e decisi. Le code della prima classe risultano da idrogeno, quelle della seconda classe sono formate da idrocarburi, il ferro costituisce il materiale delle code appartenenti alla terza classe; in ciascuna delle classi l’idrogeno, gli idrocarburi, il ferro possono essere rispettivamente sostituiti da altri materiali di analogo peso atomico.
Non di rado alcune comete, le grandi sovratutto, presentano code complesse, formate di code caratteristiche di ciascuna delle classi enunciate. Sono comete formate di materiali diversi, sui quali il Sole esercita una diversa azione ripulsiva, sono comete a costituzione complessa, e che in sè radunano i materiali di tutte le altre.
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( Cometa di Encke 1828 ).
( Cometa Brorsen 1868 ).
( Cometa del 1823 nel gennaio 1824 ).
( Cometa 1862 II il 27 agosto ).
( Cometa Coggia 1874 III a metà giugno ).
11. Tutto quello che sappiamo delle comete porta a pensare che la materia nelle chiome e code loro è tenuissima; tutto quello che l’esperienza e il calcolo insegnarono sul moto delle comete e dei pianeti porta a dire che la massa delle comete è molto piccola.
La Cometa di Lexell attraversò due volte, nel 1767 e nel 1779, il Sistema di Giove e de’ suoi satelliti, ed ogni volta impiegò quattro mesi circa ad uscire dalla sfera di attrazione del potente pianeta. Il suo movimento ne fu perturbatissimo, ma neppur traccia di una debole alterazione fu notata nel corso dei quattro satelliti di Giove. La Cometa stessa si avvicinò d’assai alla Terra, e nel luglio del 1770 la sua distanza da questa non fu che sei volte quella della Luna. Se la massa sua fosse stata uguale a quella della Terra, essa avrebbe allungato il nostro anno di 2 ore e 47 minuti; non produsse nel fatto variazione sensibile, e la massa della Cometa di Lexell non può essere stata neppure la cinque millesima parte di quella della Terra.
La Cometa di Halley ebbe dall’azione perturbatrice di Saturno ed Urano modificato di più che un anno il periodo della propria rivoluzione, ma la sua reazione sui pianeti stessi fu insensibile. Tutte le comete periodiche hanno le loro orbite perturbate dall’azione dei pianeti del Sistema solare, ma nessuna di esse reagisce in modo sensibile sul movimento di questi.
Delle comete osservate la maggior parte ha un perielio che cade nello spazio fra il Sole e la Terra, per pochissime il perielio cade fra Marte e Giove poco al di là di Marte, per nessuna al di là di Giove. Non c’è ragione di pensare che comete non debbano esistere con perielio negli spazii interplanetarii fra Giove e Nettuno; solo è logico ritenere che comete tali troppo distano dal Sole per diventar visibili dalla Terra. Le comete osservate sono oramai a centinaia, e il numero loro cresce ogni anno; durante l’intero secolo decimosettimo si hanno notizie di sole 27 comete viste; altrettante comete in media si osservano ora in meno di 4 anni. Un facile calcolo di probabilità, partendo dal numero delle comete note ed osservate e dalla relativamente angusta plaga di spazio da esse occupata, guida per induzione al numero delle comete verosimilmente esistenti, numero che sale, non è lecito dubitarne, a milioni.
I movimenti dei pianeti non dànno indizio della massa di sì numerose comete. Tutte le comete esistenti, le note e le ignote, non fanno insieme una massa perturbatrice, la cui azione basti a diventar sensibile ai mezzi di osservazione più perfezionati. La perturbazione prodotta da ogni singola cometa è insensibile affatto, la sua massa per conseguenza debole, tenuissima. Certo sarebbe esagerazione dire che le comete son un nulla che può diventar visibile, ma è rigoroso dire che, quanto a massa, una cometa è poco più che nulla.
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12. Per qualche tempo si pensò che le comete sono piccole masse erranti fra stella e stella, e che esse allorchè pervengono nella parte dello spazio, dove l’attrazione del Sole è predominante, prendono a descrivere orbite speciali attorno al Sole, divenendo così a noi visibili. In questa ipotesi le comete sono corpi originariamente estranei al Sistema solare, attratti nell’interno di esso dalla massa potente del Sole.
Si ritiene ora dai più che le comete formano fra le stelle fisse e gli altri corpi estraplanetarii un sistema distinto, di cui tutti i membri accompagnano il Sole nel suo moto proprio attraverso gli spazii stellati. In questa ipotesi le comete non sono corpi estranei al Sistema solare, ma accompagnano da ogni tempo il Sole e tutti i pianeti in quel movimento di traslazione attraverso agli spazii indefiniti del cielo, cui le osservazioni hanno con ogni rigore dimostrato, e allorquando, per essere esse più o meno veloci del Sole, raggiungono una maggior vicinanza a questo, prendono a descrivere, da esso attratte, orbite quasi paraboliche e in esse divengono a noi visibili.
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13. La massa delle comete è nelle vicinanze del Sole in preda a grande agitazione, e i fenomeni in essa massa osservati, sovratutto il formarsi delle code, portano a pensare che una parte di essa sia ad ogni passaggio pel perielio, sottratta all’attrazione del nucleo. È difficile immaginare in qual modo le particelle lanciate, nella formazione delle code, a milioni di chilometri dal nucleo possano in seguito tornare ad aggrupparsi intorno al medesimo; pare piuttosto che esse vadano disperse nello spazio, e che per tal modo la massa delle comete soffra una diminuzione continua e progressiva. Le dimensioni dei nuclei diminuiscono difatti dopo il passaggio delle comete al perielio; la Cometa periodica di Halley apparve ad ogni ritorno sempre meno splendente, e seguita da code sempre minori; la Cometa periodica di Encke diventa di volta in volta più difficile ad osservare.
Non è quindi senza fondamento il pensare, seguendo l’associazione naturale delle idee, che le comete, dopo una lunga successione di rivoluzioni, debbano ridursi al nulla, e che questo debba avvenire di tutte le comete periodiche, e specialmente di quelle a breve periodo, è opinione oggi molto accetta. La Cometa periodica De-Vico disparve senza lasciare traccia di sè; di altre comete periodiche, il ritorno, precalcolato con ogni precisione, fu invano atteso, e molto probabilmente la massa loro andò dispersa nello spazio. La Cometa Biela fu vista rompersi in due, e dopo qualche tempo cessò le apparizioni sue; altre comete furono vedute sdoppiarsi, rompersi anzi in più frammenti, la telescopica Cometa 1889, V fra le altre; di parecchie comete può dirsi che formarono altra volta un unico corpo, sì perfetta è l’analogia dei loro rapporti geometrici, e tutti questi fatti rendono probabilissimo quello della dispersione continua e progressiva della materia delle comete.
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14. La scienza co’ suoi studi intorno alla costituzione fisica, al moto, al numero delle comete è riuscita a sfatarle. Astri terribili furono esse per lunghi secoli ritenute, presso i Greci, presso i Romani, in Europa ancora nel secolo decimosesto.
Le comete, si disse e si credè fermamente, sono segnali precursori di sventure umane, avvertimenti degli Dei corrucciati, indizii dell’ira di Dio. L’umanità si è oramai persuasa che dagli astri non deve temere nè guerre, nè rivolgimenti sociali, nè altre simili calamità, delle quali così le cause come i rimedii essa deve sovratutto e solo cercare in sè medesima.
Le comete, si disse, producono siccità, temperature estreme ed eccezionali dell’atmosfera terrestre, malattie infettive, pesti. Tutto questo cadde di fronte al grande numero delle comete esistenti. Noi siamo in rapporti continui colle comete, e se l’influenza loro sulle nostre vicissitudini atmosferiche esistesse davvero, sarebbe un fatto incessante, perenne, d’ogni giorno, d’ogni ora. A nulla valgono le ricerche statistiche fondate nel numero delle comete vedute in questo e quell’anno, poichè il numero stesso è una frazione trascurabile delle comete non viste, non visibili e realmente esistenti.
Le comete, si disse infine, sono un pericolo che perennemente sovrasta alla Terra e al Sistema planetario. Astri che si muovono con si gran velocità, e in ogni direzione, e in ogni plaga dello spazio possono oggi, domani, in un istante qualunque del tempo, scontrare, urtare la Terra... Collisionem tantorum corporum, ac tanta vi motorum avertat Deus Optimus Maximus... Dalla tenuissima massa delle comete nè la Terra, nè gli altri pianeti possono temere effetti meccanici sensibili. L’urto di una cometa colla Terra si risolverebbe, in una splendida e memorabile pioggia di stelle cadenti.
( Cometa Biela dopo lo sdoppiamento nel 1846 ).
( Cometa Biela, ultima apparizione 1852 ).
( Spettri di comete paragonati colle righe principali di Fraunhofer ).
LINK : https://it.wikisource.org/wiki/Atlante_Astronomico/IV._Le_Comete
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ELENCO DELLE GRANDI
COMETE STORICHE :
Dal 1870 fino al 1957. (Con alcune comete minori ma particolari).
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LA COMETA del 1871
2P/ENCKE
Passaggio al perielio - 29 dicembre 1871.
Prima osservazione: 18,9 settembre 1871 , mentre era a 1.03 UA dalla Terra e a 1,89 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 131°.
Ultima osservazione: 10,70 dicembre 1871 mentre era a 0,45 UA dalla Terra e a 0,58 UA dal Sole.
Ci furono 2 indipendenti recuperi a breve distanza tra loro, il primo da parte di E.J.M. Stephan a Marsiglia il 18,9 settembre, mentre la cometa si trovava nella costellazione del Triangolo, e la descrive come in oggetto così debole che gli ci è voluto un po' di tempo per convincersi di averla vista davvero.
Il secondo recupero fu ad opera di F.A.T. Winnecke da Karlsruhe il 19,9 settembre, dicendo che era una massa nebulosa molto debole e ne rilevo la posizione, poi per un periodo di piogge e nuvole non poté confermarla fino al 4 ottobre quando ne rilevò un ulteriore posizione e ne misurò la chioma in 6/8' di diametro angolare.
Nella notte tra il 22 e il 23 settembre, una posizione fu rilevata, da Hind e Plummer a Twickenam in Inghilterra, e fu descritta come una nebulosità estremamente debole.
Durante il mese di ottobre furono molti gli astronomi che seguirono la Cometa.
A novembre, mentre la cometa si avvicinava sia alla Terra che al Sole, aveva diametri intorno ai 15' con un nucleo non in posizione centrale ma spostato verso est.
La cometa è poi passata nel punto più vicina alla Terra il 16 novembre ed ha continuato ad avvicinarsi al Sole e a illuminarsi, le prime affermazioni di visibilità ad occhio nudo sono di fine novembre, ed anche gli astronomi cinesi riportano di una Stella di Scopa visibile in questo periodo.
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LA ''COMETA'' del 1872
X/1872 X1 (POGSON)
La X/1872 X1, occasionalmente indicata come "Cometa di Pogson", era un probabile oggetto astronomico cometario visto da Madras (ora Chennai in India) il 3 e 4 dicembre 1872 dall'astronomo Norman Robert Pogson.
Pogson credeva che l'oggetto fosse la perduta cometa di Biela, ma successivi calcoli orbitali hanno suggerito che ciò fosse improbabile. Da allora né la cometa di Biela né l'oggetto di Pogson sono stati recuperati e l'episodio rimane uno dei più sconcertanti nella storia astronomica del sistema solare.
Resoconti osservativi:
Le osservazioni di Pogson furono innescate da una grande pioggia di meteoriti (in seguito nota come Andromedidi), vista il 27 novembre 1872, dove si osservò che il suo radiante si trovava in una parte del cielo che la cometa di Biela, vista l'ultima volta nel 1852, avrebbe attraversato a settembre, ed era stato ipotizzato che potesse essere associato alla cometa. Di conseguenza, l'astronomo Ernst Friedrich Wilhelm Klinkerfues ha inviato un telegramma a Pogson, all'Osservatorio di Madras, affermando che:
" Biela ha toccato la Terra il 27, cerca vicino a Theta Centauri ".
Pogson ha iniziato a cercare la cometa intorno alle 4 del mattino ora locale del 3 dicembre 1872, dopo che il tempo nuvoloso aveva ostacolato le osservazioni per due notti. Le nubi si disgregarono per un periodo di circa dieci minuti, e alle 05:15 individuò un oggetto, che definì: "evidentemente cometario al primo sguardo"; e che registrò come: "circolare, luminoso, con un nucleo deciso".
Lo identificò con sua soddisfazione come la cometa di Biela confrontando la sua velocità di movimento con le stelle sullo sfondo. La mattina seguente fece ulteriori osservazioni in condizioni migliori, affermando che l'apparente cometa aveva ora una coda corta. La mattina del 5 dicembre era nuvoloso e Pogson inviò immediatamente diverse lettere annotando le sue osservazioni e fornendo tre posizioni dettagliate, sebbene ammettesse di non essere riuscito a individuare la seconda delle due teste della cometa viste nel precedente ritorno osservato della cometa di Biela.
[Chambers (1889) n.533 p.587 - Kronk, Cometography vol.2 (2003) p.388].
Considerazioni scientifiche:
L'osservazione di Pogson attirò rapidamente l'attenzione accademica.
L'astronomo dilettante tenente colonnello George Lyon Tupman, scrivendo negli Avvisi mensili del gennaio 1873 , notò problemi sia con le posizioni della "cometa" di Pogson rispetto a quella di Biela sia con la differenza di 12 settimane tra le osservazioni di Pogson e l'orbita proiettata di quella di Biela, ma tuttavia, ammise che la differenza di inclinazione avrebbe potuto essere spiegata, solo se Pogson avesse visto la cometa secondaria di Biela il 3 e la primaria il 4.
L'astronomo irlandese William Henry Stanley Monck suggerì in seguito che:
"la cometa di Pogson e quella di Biela potrebbero appartenere alla stessa famiglia e potrebbero cooperare nella produzione della stessa pioggia di meteoriti diffusa".
Suggerì pure che una possibile cometa vista da James Buckingham il 9 novembre 1865, avrebbe potuto essere lo stesso oggetto di quella vista da Pogson, e suggerì un ritorno nel 1893, che non si verificò.
Orbita:
Successivamente furono pubblicate numerose orbite per l'oggetto di Pogson da Karl Bruhns (1875) e Heinrich Kreutz (1886 e 1902), ma essendo basate solo su tre posizioni sono piuttosto speculative.
Se l'oggetto visto da Pogson era davvero una cometa, da allora non è stato più rilevato.
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LA GRANDE COMETA
COGGIA del 1874
La C/1874 H1 (Coggia) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel corso del 1874 .
Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le " Grandi Comete ".
La cometa ha raggiunto una magnitudine da 0 a 1 mag , il 13 luglio.
Scoperta:
L' astronomo Jérôme-Eugène Coggia scoprì questa cometa con il suo telescopio il 17 aprile 1874 a Marsiglia .
Osservazioni:
Durante il resto di aprile e maggio, la cometa è stata osservata da vicino, anche da Friedrich August Theodor Winnecke a Strasburgo , Ernst Wilhelm Leberecht Tempel ad Arcetri , Lipót Schulhof a Vienna , George Rümker ad Amburgo e Johann Friedrich Julius Schmidt ad Atene, ma all'inizio rimase un debole oggetto telescopico e si muoveva solo lentamente nel cielo, poiché era ancora lontano dal suo avvicinamento al Sole e alla Terra .
Dalla metà di maggio si è potuto determinare lo sviluppo di una coda .
Dall'inizio di giugno la cometa è stata osservata anche ad occhio nudo, a fine mese la luminosità aveva raggiunto circa +4 mag. All'inizio di luglio la coda era già lunga 6° , cresceva rapidamente e raggiungeva oltre i 45° il 16 luglio, era perfettamente diritta e stretta e alla fine larga solo 1 o 2°.
Dal 7 luglio, Carl Christian Bruhns (Lipsia), ha parlato di una corsia scura ben visibile all'interno della coda. Questa corsia è suggerita dietro la condensazione centrale e potrebbe essere l'ombra del nucleo. Sempre intorno al perielio Bruhns e altri osservatori descrissero un getto molto vistoso con un angolo al vertice elevato. Il 9 luglio Bruhns stimò un angolo al vertice di circa 140°. Nello schizzo questo è visibile sopra la condensazione centrale, e si snoda con angolo di 120°.
Bruhns stimò che la cometa il 13 luglio, ad occhio nudo, fosse più luminosa di Capella (+0,2 mag) in condizioni mediocri (bassa elevazione, cirri), quindi non è irragionevole supporre che la cometa fosse più luminosa di 0 mag. Ulteriori osservazioni hanno mostrato cappe che circondano la condensazione centrale in direzione solare. Il 18 luglio la cometa raggiunse il suo perigeo ad una distanza di sole 0,25 UA e sorprendentemente la condensazione centrale non era più visibile.
Il 20 luglio, la cometa ha superato il Sole solo 2° di elongazione.
La coda aumentò ulteriormente e fu stimata da Schmidt il 21 luglio ad Atene (Grecia) fino a 65°. Successivamente la cometa si spostò nel cielo meridionale e da lì fu osservata fino a metà ottobre.
( Agosto 1874 Melbourne - Australia ).
"... vide la coda della cometa accorciarsi ed estendersi, illuminarsi ed estinguersi come i raggi di certe aurore. Estese ondulazioni, rapide vibrazioni, la percorrevano in successione dall'orizzonte alla sua estremità, dandole l'aspetto di una sottile garza che ondeggiava in una forte brezza. Le pulsazioni e le onde di luce erano di durata ineguale, alcune rapide, altre più lunghe. Per oltre un'ora la coda della cometa si accese e si spense più di cento volte; l'estinzione essendo a volte così completo che era impossibile vedere alcuna traccia della cometa, mentre a volte diventava così brillante che, nonostante la luce della luna, si distingueva facilmente in tutti i suoi contorni, anche fino alla sua estremità,Orsa Minore ... ''.
Il 27 luglio, la cometa è stato vista per la prima volta da osservatori nel sud del mondo nel cielo del mattino , in particolare in Sud Africa e da Robert Ellery in Australia, . Anche John Tebbutt ha osservato la cometa a Windsor (Nuovo Galles del Sud) dal 1 agosto al 7 ottobre.
L'ultima osservazione è stata fatta da John Macon Thome a Cordoba (Argentina) il 19 ottobre.
Citazioni:
Il poeta lirico inglese dell'epoca vittoriana. Gerard Manley Hopkins descrive la cometa nel suo diario del 13 luglio 1874:
“ La cometa - l'ho vista prima di coricarsi in occidente, con la testa a terra, bianca, una coda morbida e ben formata, non grande: provavo una certa soggezione e angoscia, una sensazione di estraneità, volo (pende come un volano in quota, prima che cada), e di minaccia ''.
La cometa è stata osservata dai membri della spedizione Custer 1874 alle Black Hills del South Dakota. È stato osservato per 3 o 4 giorni dai membri bianchi e nativi americani della spedizione terminata il 2 luglio. I resoconti delle osservazioni sono stati inclusi nel diario di James Calhoun e in un articolo di giornale sul New York World. Il tenente Calhoun era il cognato di Custer e aiutante in qualità di aiutante della spedizione e in seguito morì a Little Big Horn.
( Dal NEW YORK HERALD del 2 luglio 1874 ).
Valutazioni scientifiche:
Con questa cometa, per la prima volta, numerose immagini spettroscopiche, sono state ottenute da maggio a luglio 1874 da William Huggins , Angelo Secchi , Joseph Norman Lockyer , Georges Rayet e Charles Wolf. In un primo momento è stato trovato solo un continuum, ma a metà giugno sono state trovate le tre bande spettrali tipiche della comete.
Anche la polarizzazione della cometa è stata esaminata e rilevata nella coda e nel coma dall'inizio di luglio.
David AJ Seargent, scrive:
'' Senza dubbio, C/1874 H1 (Coggia) era una bellezza; una vera grande cometa. Al suo massimo splendore, probabilmente ha superato la prima magnitudine e ha mostrato una serie di involucri all'interno del suo chioma che gli astronomi hanno confrontato con la cometa di Donati 16 anni prima. Osservatori opportunamente posizionati hanno anche notato che la lunghezza massima della coda ad occhio nudo raggiungeva i 70 gradi quando la cometa è passata vicino alla Terra a luglio ''.
Parametri orbitali:
Nel 1882 Josef von Hepperger fu in grado di determinare un'orbita ellittica per la cometa da 638 osservazioni, in un periodo di 185 giorni , e risulta che è inclinata di circa 66° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 152,3804° e con una Longitudine del nodo ascendente di 120,4950°.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), passato dalla cometa il 9 luglio 1874, si trovava a soli 101,1 milioni di km dal sole appena all'interno del raggio dell'orbita di Venere .
Il 23 luglio ha raggiunto l'approccio più vicino alla Terra a 0,29 AU / 43,5 milioni di km .
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali , afflitti da un certo grado di incertezza, potrebbe aver avuto un periodo orbitale dell'ordine di 5500 anni prima del suo ultimo passaggio nel sistema solare interno nel 1874 .
Successivamente, tuttavia, la sua eccentricità orbitale è aumentata di circa 0,001 e il semiasse maggiore è aumentato significativamente da circa 315 AU a circa 550 AU, così che il suo tempo orbitale è più che raddoppiato.
Probabilmente non tornerà nel sistema solare interno non prima di dodicimila anni.
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LA GRANDE COMETA MERIDIONALE del 1880
C/1880 C1
La C/1880 C1 ( Great Southern Comet ) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nell'emisfero australe per pochi giorni durante il febbraio dell'anno 1880 .
Per la sua straordinaria lunghezza della coda, è annoverata tra le " Grandi Comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità di +3 mag.
Prima della scoperta:
Il 28 gennaio 1880, Quando non era ancora stata scoperta, la cometa era passata dietro il Sole per 38 minuti da circa 1:56 UT, ed è riapparsa dal lato opposto 15 minuti dopo il momento in cui era più vicina al Sole (perielio), con un passaggio davvero radente.
Osservazioni:
Ci sono solo resoconti di seconda mano della scoperta di questa cometa, quindi l'effettivo scopritore non è noto. Tuttavia, i rapporti non lasciano dubbi sul fatto che la cometa sia stata osservata per la prima volta nel cielo serale del 1 febbraio 1880 in Nuova Zelanda e Australia .
Nei giorni che seguirono, ci furono scoperte indipendenti in diversi luoghi dell'emisfero australe , tra cui di Benjamin Apthorp Gould a Córdoba (Argentina), alle volte citato come scopritore, e da John Tebbutt a Windsor (Nuovo Galles del Sud) .
La cometa aveva appena superato il perielio ed era ancora vicina al sole quando è stata scoperta. Pertanto, inizialmente è stata osservata solo la sua coda , che si è alzata di 20-30° sopra l'orizzonte e la cui parte superiore era curvata a sud.
Dagli appunti di Gould del 2 febbraio:
'' La sera del 2 febbraio, prima che il crepuscolo fosse completamente passato, la mia attenzione fu attirata da un notevole raggio di circa 18°, con un angolo non molto inclinato rispetto alla verticale. La sua estremità inferiore era forse di 20° sopra l'orizzonte, e la luminosità non era molta, un po' maggiore di quella di una stella di magnitudine +5,5. Sembrava assottigliarsi in entrambe le direzioni, svanendo a ciascuna estremità, e avere una larghezza compresa tra 1° e 2° nel mezzo. Un momento di riflessione mi assicurò che ciò che vedevo doveva essere parte della coda una cometa, la cui parte inferiore era oscurata dalla foschia e il suo nucleo era al di sotto dell'orizzonte, che era nascosto da un banco di nuvole. Non fu perso tempo nel prepararsi per un disegno accurato della sua posizione, ma la nebbia e le nuvole l'hanno oscurata completamente in pochissimi minuti, prima che si potesse fare qualsiasi declinazione. I signori W.G. Davis e C.W. Stevens, tuttavia, tracciarono a memoria sulla mappa indice dell'Uranometria uno schizzo della sua posizione e una forma, che sembrò corretta ad entrambi ''.
Il 4 febbraio è stato possibile vedere per la prima volta il nucleo della cometa.
La coda stretta era ora lunga 40-50° e non più curva.
Il 6 febbraio, la luminosità della cometa iniziò a diminuire, ma la coda raggiunse la sua massima lunghezza di 75°. Nelle notti successive la cometa divenne sempre più difficile da osservare, dal 14 febbraio si poteva vedere solo al telescopio .
L'ultima osservazione è stata fatta il 20 febbraio da Gould.
Valutazioni scientifiche:
Quando la Grande Cometa Meridionale apparve nel 1880, orbitando quasi nella stessa orbita di quella del 1843, i sostenitori di un periodo di 35-40 anni trovavano ancora sostegno. Quando la Grande Cometa di Settembre C/1882 R1 apparve con un'orbita molto simile nel 1882 , si sospettava già che questa cometa radente era stata stata fortemente rallentata ad ogni ritorno dall'attrito in un mezzo solido che circondava il Sole. Ciò si rivelò tuttavia errato, poiché i dati di osservazione della cometa del 1882 mostravano un periodo orbitale di diversi secoli.
La conclusione fu che doveva esserci un numero di comete diverse che si muovevano praticamente nella stessa orbita radente al Sole.
Daniel Kirkwood fu il primo a suggerire nel 1880 che le comete radenti al Sole formassero un tale gruppo di comete, ipotesi successivamente confermata dagli studi di Kreutz.
Parametri orbitali:
Nel 1967 Brian Marsden indagò sulle orbite delle comete del gruppo di Kreutz, fino ad allora conosciute, e mostrò che i loro membri possono essere divisi in due sottogruppi a seconda dei loro elementi orbitali leggermente diversi . La sungrazer C/1880 C1 insieme a C/1843 D1 sono i principali rappresentanti del primo sottoinsieme.
Per questa cometa, Kreutz ha potuto determinare solo un'orbita parabolica da 29 dati di osservazione in un periodo di 14 giorni.
Le seguenti informazioni si basano sugli elementi orbitali migliorati per la cometa, che sono stati assunti nel 2004 da Sekanina & Chodas sulla base di considerazioni teoriche e utilizzando metodi matematici moderni, tenendo conto di tutti i disturbi planetari e degli effetti relativistici.
Quindi la cometa descrive un'orbita ellittica estremamente allungata che risulta inclinata di circa 145° rispetto all'eclittica. La cometa quindi corre nella direzione opposta (retrograda) rispetto ai pianeti attraverso la sua orbita. Il valore per il semiasse maggiore è 84,4 AU e l'eccentricità 0,999934.
Nel punto dell'orbita più vicino al Sole (perielio), che la cometa ha percorso il 28 gennaio 1880, si trovava solo a circa 1/5 di raggio solare sopra la sua superficie ad una distanza di soli 0,828 milioni di km dal Sole toccando l'incredibile velocità di 568 km/s.
Già il 3 gennaio si era avvicinato alla terra entro 0,61 UA (≈ 91,6 milioni di km).
Circa 10 ore dopo il suo perielio, ha superato Venere a una distanza di 105,0 milioni di km e il 9 febbraio si è avvicinato nuovamente alla Terra entro 0,67 UA (≈100,8 milioni di km).
Evoluzione dell'orbita:
Secondo gli studi più recenti, la cometa insieme a C/1887 B1 è probabilmente un frammento secondario della cometa X/1106 C1 radente al Sole , quindi il suo periodo orbitale fino al suo ultimo passaggio attraverso il sistema solare interno sarebbe stato di circa 775 anni. Sotto questo presupposto e non avendo subito forti perturbazioni, potrebbe raggiungere il punto più lontano dal Sole (afelio) intorno all'anno 2225 , e sarebbe a circa 23 miliardi di km dal Sole, quasi 160 volte la terra e oltre 5 volte rispetto a Nettuno . La sua velocità orbitale nell'afelio sarà solo di circa 0,016 km/s.
Il prossimo perielio della cometa potrebbe quindi aver luogo intorno all'anno 2570.
Tuttavia, è molto più probabile che la cometa, come i suoi diretti predecessori e molti altri membri del gruppo di Kreutz, continui a disintegrarsi. Tale decadimento spontaneo può verificarsi in qualsiasi punto della sua successiva orbita attorno al sole, ma quando i frammenti ritornano nel sistema solare interno dipende fortemente da dove e quando avviene questa rottura (o se è già avvenuta).
Dopo il decadimento, i singoli frammenti potrebbero avere nuovi tempi orbitali in un ampio intervallo da ½ a diverse volte il vecchio periodo orbitale e potrebbero quindi riapparire non prima del 23° secolo o solo dopo più di mille anni.
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L'ULTIMA COMETA del 1880
X/1880 Y2 (COOPER)
La X/1880 Y2 (Cooper) , anche 1880g, è una cometa abbastanza luminosa vista ad occhio nudo, verso la fine del mese di dicembre del 1880, di cui non si conoscono i parametri orbitali.
Resoconti osservativi:
Il 21,88 dicembre 1880, W.F. Cooper (Sheffield, Inghilterra), ha riferito di aver trovato una cometa abbastanza luminosa appena sotto Eta e Zeta Piscium nel cielo serale.
Ne rilevò la posizione in AR= 1h 05' / DEC= +6°, poi per alcuni giorni il cielo resto nuvoloso e potè fare altre 2 misurazioni solo nelle notti del 24 e del 25 dicembre, quando disse che era uguale in luminosità alla stella Csi Piscium, che sappiamo essere di magnitudine +4,86.
Non esistono altre osservazioni di questa cometa.
[Kronk, vol.2 (2003) p.467-468].
Orbita:
Data l'incertezza delle misurazioni, e il breve lasso di tempo delle osservazioni, l'orbita risulta non determinabile con certezza, ma comunque dai calcoli approssimativi di H. Oppenheim ne è risultata un'orbita parabolica retrograda inclinata di circa 129°, con perielio a circa 0,39 UA il 9 novembre 1880, sarebbe poi passata a 0,09 UA dalla Terra il 15 dicembre ed avrebbe dovuto avere una magnitudine di circa +2, ma nessuno l'aveva rilevata.
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LA GRANDE COMETA del 1881
C/1881 K1 (TEBBUTT 2)
La C/1881 K1 (Grande Cometa - chiamata anche Cometa Tebbutt 2) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1881 . Per la sua straordinaria luminosità, alcuni la annoverano tra le " Grandi Comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità di +1 mag.
Scoperta:
L'astronomo australiano John Tebbutt aveva già scoperto la Grande Cometa C/1861 J1.
Quando, quasi esattamente 20 anni dopo, la sera del 22 maggio 1881, mentre scrutava abitualmente il cielo occidentale, con le stelle di cui aveva molta familiarità, trovò ad occhio nudo una macchia nebbiosa. Quando ha poi controllato con un telescopio, poteva già vedere un'ampia coda .
Prese subito la posizione e il giorno successivo informò i maggiori osservatori e attraverso un articolo del Sydney Morning Herald il pubblico della sua scoperta:
" Uscendo questa sera alle 6:15, come avevo fatto diverse volte di recente per scansionare il cielo alla ricerca di comete ad occhio nudo, ho rilevato quello che sembrava essere un oggetto nebuloso a sud-ovest a pochi gradi sopra il luogo in cui ho scoperto la grande cometa del 1861 ".
Osservazioni:
Al momento della sua scoperta, la cometa si stava avvicinando maggiormente al Sole e alla Terra .
Si muoveva costantemente in direzione nord attraverso il cielo australe , ma inizialmente era visibile solo dall'emisfero sud fino alla fine di maggio 1881 .
Il 26 maggio: " È un oggetto abbastanza evidente ad occhio nudo e può essere visto molto bene con un binocolo. Il nucleo è condensato luminoso, e quasi stellare; la coda può essere tracciata completamente a 12 gradi ".
(C. Russell / Sydney Oss.)
Il 28 maggio, Benjamin Apthorp Gould ha osservato una forma asimmetrica del nucleo della cometa in Argentina . Il giorno seguente la cometa è stata osservata da bordo di una nave nell'Atlantico meridionale con una lunghezza della coda di 6° e il 30 maggio gli astronomi cinesi hanno segnalato una "stella di ginestra" (Hui-Hsing) nel nord-est. Il 31 maggio, gli osservatori in Sud Africa hanno descritto una luminosità di +2 mag e una lunghezza della coda di oltre 12°.
Il 2 giugno: " Molto distinguibile a occhio nudo e con un telescopio di piccola potenza ho potuto tracciare la coda per circa 7 gradi ".
(AOPwys / Sydney)
Anche nella prima settimana di giugno vi sono state ancora numerose osservazioni, tra le altre da Henry Chamberlain Russell al Sydney Observatory , che ha registrato i cambiamenti nella chioma della cometa nei suoi disegni dettagliati.
Anche John Tebbutt la osservò fino al 13 giugno, prima che la cometa, vista prospetticamente dalla Terra, si avvicinasse sempre più al Sole diminuendo la sua elongazione e non potesse più essere osservata: " Un oggetto molto cospicuo e una parte della coda era visibile al crepuscolo ".
Il 19 giugno la cometa ha superato il sole a una distanza angolare di soli 7°, il che significa che ha quasi attraversato l'eclittica tra il Sole e la Terra .
Poco dopo divenne un oggetto facilmente osservabile anche per gli osservatori dell'emisfero settentrionale .
Carl Friedrich Wilhelm Peters lo osservò a Kiel la sera del 22 giugno con una luminosità di +1 mag, e scrisse: " Dopo che la sera e la notte del 21 giugno erano state molto nuvolose qui, ho visto per la prima volta la cometa il 22 in un'aria abbastanza limpida nel luminoso crepuscolo. Aveva la luminosità di una stella di prima magnitudine e un coda ".
Nei giorni seguenti ci furono numerose altre osservazioni, tra le altre. di Friedrich August Theodor Winnecke a Strasburgo , Alphonse Louis Nicolas Borrelly a Marsiglia , e altri in Inghilterra, Germania, Scozia e Ungheria.
Il 22 giugno (WFDenning / Bristol):
" Il nucleo era situato su una linea tra α e β Aurigae e la coda, ascendente e leggermente ricurva verso sinistra, era stimata essere lunga quasi 10°. Rispetto alla Chioma il nucleo era decisamente più grande e cospicuo, sebbene non del stessa luminosità intrinseca ".
( 24 giugno 1881 - Antonio Abetti / Padova ).
Il 25 giugno (WFDenning / Bristol):
" Cometa vista splendidamente, il nucleo era ora posto leggermente al di sotto e a destra di δ Aurigae e un po' più debole rispetto al 23 giugno. La coda tuttavia, potrebbe essere tracciata su circa 15 gradi estendendosi da vicino δ Aurigae a L Camelopardi ''.
Il 25 giugno (Antonio Abetti / Padova):
'' La cometa fu osservabile ad un altezza di dieci gradi circa sull'orizzonte, ma ivi il cielo era coperto di vapori, e di nubi, ed inoltre lampeggiava tutta la notte, così che la cometa potè vedersi molto chiaramente, soltanto verso l'alba, Fu adoperato con ingrandimento di circa 100 volte. La stella (Argelander Oeltzen 6166) si trovava sul margine orientale della coda, e può servire ad indicare la direzione di essa per quel tratto compreso tra la stella ed il nucleo. Ad occhio nudo la coda non era lunga meno di 10°, ed era arcuata leggermente verso il polo. Il nucleo alle ore 10 di t.m. era rotondo, tranquillo ed ampio un minuto d'arco, alle ore 14 si era allungato in direzione opposta alla coda, si mostrava molto inquieto e di una grandezza doppia circa. Il suo splendore si crede sia stato come quello di Giove. ma di una luce rossigna chiara molto distinta da quella bianca della coda che si sfumava per tutto il campo del cannocchiale ''.
'' In causa del nuvolo la cometa potè essere riosservata soltanto ieri notte all'alba (27 giugno) così che lo splendore della coda si confondeva con il chiaro dell'aurora ''.
Aurel Krause riferì nel suo diario il 3 luglio 1881, in un viaggio nel Pacifico settentrionale verso il Mare di Bering , della cometa: "la coda puntata quasi esattamente verso la Stella Polare".
Raggi di diversa luminosità provenienti dal nucleo della cometa sono stati descritti più volte; nel coma sono stati osservati anche un guscio interno ed uno esterno.
La coda ha raggiunto lunghezze di oltre 20° il 25 giugno, dopodiché la lunghezza osservata della coda è diminuita nuovamente, era ancora di 14° il 27 giugno.
La cometa si è allontanata nuovamente dal Sole e dalla Terra all'inizio di luglio, ma è stata comunque facilmente seguita ad occhio nudo per tutto il mese.
Nella prima settimana di luglio la luminosità era ancora di +2 mag. Il 16 luglio la cometa ha superato la stella polare (Alfa Ursae Minoris) a una distanza di poco inferiore ai 9° .
La cometa attirò un'ampia attenzione dopo essere diventata visibile nell'emisfero settentrionale e averla osservata come oggetto circumpolare per tutta la notte da luglio a settembre 1881 .
Alla fine di agosto la coda era scomparsa, ma a metà settembre la cometa poteva ancora essere vista ad occhio nudo per tutta la notte. Alla fine di ottobre la luminosità era scesa a +9 mag.
L'ultima osservazione della cometa risale al 15 febbraio 1882, quando era appena visibile al telescopio.
Effemeridi:
| Effemeridi dal 4 al 30 giugno 1881: | |||||
|---|---|---|---|---|---|
| Data (0h UT) | RA | DEC | D | R | m1 |
| 1881-06-04 | 05h09m | -25°53' | 0,51 | 0,78 | +3.8 |
| 1881-06-06 | 05h11m | -22°57' | 0,47 | 0,76 | +3.6 |
| 1881-06-08 | 05h12m | -19°20' | 0.43 | 0,75 | +3.4 |
| 1881-06-10 | 05h14m | -14°49' | 0,39 | 0,75 | +3.1 |
| 1881-06-12 | 05h16m | -09°12' | 0,35 | 0,74 | +2.9 |
| 1881-06-14 | 05h19m | -02°19' | 0,33 | 0,74 | +2.7 |
| 1881-06-16 | 05h22m | +05°56' | 0.30 | 0.73 | +2.6 |
| 1881-06-18 | 05h26m | + 15°24' | 0.29 | 0.73 | +2,5 |
| 1881-06-20 | 05h30m | + 25°37' | 0.28 | 0.73 | +2.4 |
| 1881-06-22 | 05h36m | +35°49' | 0.29 | 0,74 | +2,5 |
| 1881-06-24 | 05h43m | +45°16' | 0.30 | 0,74 | +2.6 |
| 1881-06-26 | 05h52m | +53°28' | 0,32 | 0,76 | +2.8 |
| 1881-06-28 | 06h03m | +60° 18' | 0,35 | 0,77 | +3.0 |
| 1881-06-30 | 06h17m | +65°49' | 0,39 | 0.79 | +3.2 |
APPROFONDIMENTO (PDF-English):
Annales de l'Observatoire royal de Belgique:
Risultati scientifici:
Fu solo verso la fine degli anni 1870 che furono disponibili lastre fotografiche in gelatina secca più sensibili con bromuro d'argento come supporto di registrazione e la brillante cometa del 1881 arrivò proprio al momento giusto per dare a tre astronomi l'opportunità di scattare foto di successo.
Sia l'inglese Andrew Ainslie Common che l'americano Henry Draper ci provarono il 24 giugno 1881 . Le fotografie mostravano la testa della cometa e parti della coda. Il 1 luglio, anche il francese Jules Janssen è riuscito a scattare una foto, ma è stata conservata solo una copia post-elaborata.
La cometa del 1881 non è stata la prima cometa il cui spettro è stato osservato, ma la sua luminosità ha permesso a molti ricercatori di fare un importante passo avanti nella ricerca spettroscopica sulle comete. Russell è riuscito ad osservare lo spettro della cometa già il 6 giugno, quando era ancora nel cielo australe. Il 24 giugno, da Sir William Huggins e poco dopo da Henry Draper, furono ottenuti per la prima volta su lastre fotografiche spettrogrammi del coma e della coda.
Negli spettri dell'intera coda si potrebbero determinare un continuum (luce solare diffusa) e bande discrete di "idrocarburi" sovrapposte, che hanno origine dai gas cometari.
Parametri orbitali:
I primi dati orbitali per un'orbita parabolica furono determinati da Benjamin Apthorp Gould alla fine di maggio 1881 , ed anche Tebbutt calcolò elementi orbitali per la cometa che scoprì che erano molto simili a quelli della Grande Cometa del 1807 , e si sospettava una connessione tra queste due comete. Tuttavia, è stato successivamente dimostrato che le due comete sono corpi celesti completamente diversi, ma che probabilmente formano un gruppo di comete con altri ancora .
Attualmente, un'orbita ellittica relativamente precisa fu determinata per la cometa da 98 osservazioni in un periodo di 149 giorni , e risulta che è inclinata di circa 63,43° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 354,235°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 63,427°.
Nel punto dell'orbita più vicino al Sole ( perielio ), attraversato dalla cometa il 16 giugno 1881, si trovava a circa 0.7345 UA ovvero 110 milioni di km dal Sole nell'area dell'orbita di Venere .
Il giorno prima, il 15 giugno, aveva già raggiunto il massimo avvicinamento a Venere a 47,6 milioni di km, mentre il 20 giugno aveva superato la Terra a soli 42,3 milioni di km (0,28 UA ).
Questa stretta vicinanza alla terra era anche la ragione della sua luminosità osservata.
Evoluzioni orbitali:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1881 aveva un'eccentricità di circa 0,996068 e un semiasse maggiore di circa 186,86 UA, per cui il suo periodo orbitale era circa 2554,32 anni. Il suo ultimo passaggio attraverso il perielio avvenne quindi intorno all'anno -673 (incertezza ± 40 a).
Tuttavia, a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, attualmente la sua eccentricità orbitale è stata ridotta a circa 0,9955 e il suo semiasse maggiore a circa 165 UA, così che il suo periodo orbitale è stato accorciato a circa 2110 anni. Quando intorno all'anno 2930 raggiungerà il punto più lontano dal Sole (Afelio) della sua orbita, sarà a circa 49 miliardi di km dal Sole, oltre 328 volte la Terra e quasi 11 volte Nettuno .
La sua velocità orbitale nell'afelio è di soli 0,11 km/s.
Il prossimo perielio della cometa avverrà probabilmente intorno all'anno 3990 (incertezza ± 30 a).
Pioggia di meteore su Venere:
L'orbita della cometa si avvicina all'orbita di Venere entro circa 1,3 milioni di km.
Le particelle di polvere della cometa che si muovono lungo la sua orbita potrebbero quindi causare regolarmente sciami di meteore su Venere, ogni volta che passa attraverso un certo punto della sua orbita circa ogni 225 giorni. Le meteore penetrano quindi nell'atmosfera del pianeta in maniera circumpolare al polo sud del pianeta.
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LA SECONDA COMETA del 1881
La C/1881 N1 (Schaeberle) è una cometa osservata anche ad occhio nudo nell'estate del 1881.
Scoperta:
Fu vista per la prima volta da John Martin Schaeberle ad Ann Arbor in Michigan (USA), il 13 luglio 1881, indicando la posizione in: AR= 5h 44' 59'' - Dec= +38° 37'. descrivendo una chioma di 2' di diametro angolare. Al momento della scoperta la cometa si trovava ad una distanza di 1,79 UA dalla Terra e a 1,03 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 29°.
[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol.42, n.2, Dicembre 1881, p.78–79].
Osservazioni:
- Dalle osservazioni di E. E. Barnard pubblicate su SCIENCE (17 Settembre 1881, Vol os-2, n.64 p.446-447), si riassumono le seguenti annotazioni:
'' Il 16 luglio 1881, a prima vista appariva larga, rotonda e brillante, leggermente condensata al centro. La mattina del 19 era cresciuta sensibilmente in luminosità, e c'era una debole coda lunga 15' che puntava verso nord-ovest. Il 24 luglio la cometa era visibile ad occhio nudo e brillava all'incirca come una stella di sesta magnitudine. il 28 luglio un piccolo nucleo simile ad una stella era visibile al telescopio. Il 3 agosto era ormai facilmente visibile ad occhio nudo e comparabile con la precedente cometa, la coda era ben visibile al telescopio. Il 4 agosto era abbastanza evidente ad occhio nudo e la coda si allungava per una certa distanza, al telescopio il nucleo era piccolo, rotondo e pallido, simile ad una stella. Il 14 agosto era visibile di sera dopo il tramonto, er era semplice vederla ad occhio nudo con una coda che si allungava per diversi gradi. Il 21 agosto appariva luminosa come una stella di +3,5 mag. Il 22 la coda era lunga circa 6° visibile anche ad occhio nudo, ed al telescopio era possibile vedere delle strisce luminose che dalla testa si allungavano di circa un grado nel mezzo della coda. Nelle successive posizioni della cometa essa appariva ben distinta e definita ''.
- Dalla relazione di J. Rand Capron del 22 agosto da Guildown, pubblicata su NATURE (25 agosto 1881, pagina 380), in cui si trova scritto scritto:
'' Questa cometa, 1881c, è stata ben vista qui la notte di domenica scorsa, il 21 agosto, alle 9:30 di sera, essendo la notte limpida, fu subito rilevata ad occhio nudo in un punto a nord-ovest dove le linee tracciate verso il basso attraverso α e β dell'Orsa Maggiore (i puntatori della stella polare) e γ e δ della stessa costellazione si intersecherebbero, e appena sopra ψ dell'Orsa Maggiore, una stella di 3a magnitudine. A causa della vicinanza della cometa all'orizzonte non ho potuto usare l'equatoriale da 6 pollici, ma la posizione doveva essere molto vicina ad A.R. 11h. e DEC 47°. L'aspetto generale all'occhio era quello di una cometa con due nuclei, l'uno in anticipo rispetto all'altro. Con un binocolo da 2 pollici e 1/4, la cometa era meravigliosamente nitida e ben definita, più, pensai, della grande cometa meridionale quando si trovava nella stessa posizione. Il nucleo e la stella apparivano all'incirca della stessa intensità, ma la tinta gialla di quest'ultima era fortemente in contrasto con la tinta blu gas quasi intensa della prima. La coda era ben definita, solo leggermente allargata e quasi dritta, allungandosi in una linea poco a sinistra di β dell'Orsa Maggiore, quasi fino a un piccolo gruppo triangolare di stelle appena sotto β, contrassegnato nell'atlante di Maltby come 44, 37° e 246,7°. Ciò darebbe una lunghezza da sette a otto gradi. La coda, con il piccolo ingrandimento strumentale che stavo usando, non sembrava avere alcuna carenza di luce centrale. La nitidezza e la luminosità dell'aspetto della cometa, in contrasto con l'aspetto più diffuso di quella appena scomparsa, è stata osservata da diversi altri osservatori ''.
E' passata nel punto più vicino alla terra il 25 agosto 1881, mentre era alla distanza di 0,5771 UA.
Telescopicamente fu osservata fino al 21 ottobre 1881, quando ormai si trovava a 2,15 UA dalla Terra e a 1,33 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 26°.
Parametri orbitali:
Per questa cometa Stechert nel 1884 è riuscito a calcolare un'orbita parabolica retrograda da 500 osservazioni nell'arco di 96 giorni, ne risulta una traiettoria inclinata di 140,2281° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 122,1455°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 98,7236°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 22,806 agosto 1881, mentre si trovava ad una distanza di 0,633542 UA dal Sole.
I suoi calcoli forniscono anche un'altra soluzione di un'orbita iperbolica con eccentricità di 1,0001243.
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA TERZA COMETA del 1881
2P/ENCKE
Passaggio al perielio - 15 novembre 1881.
Prima osservazione: 21,0 agosto 1881 , mentre era a 1,32 UA dalla Terra e a 1,64 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 88°.
Ultima osservazione: 12,21 novembre 1881 , mentre era a 1,03 UA dalla Terra e a 0,36 UA dal Sole.
Fu un passaggio molto favorevole ed alcuni la videro ad occhio nudo.
Grazie ai calcoli di O. Backlund, che predisse il passaggio al perielio per il 15,57 novembre 1881, la cometa fu recuperata il 21,00 agosto 1881 da E.Hartwig a Strasburgo, mentre si trovava nella costellazione di Perseo. disse che si vedeva bene nel cercatore, ma più debolmente nel rifrattore da 46cm, e ne rilevò la posizione il 26 agosto.
Winnecke la vide per la prima volta il 26 agosto e disse che la chioma era di 4' con una condensazione centrale di circa 1'.
Fu osservata anche da B. Peter (Berlino) che non riuscì a misurarla, E. Tempel (Arcetri) che la descrisse come ampia e diffusa, O. Struwe (Pulkovo) che disse che era una debole nebulosità, e A.A. Common (Ealing) disse che aveva un diametro di 2' ed era molto debole come una stella di decima magnitudine.
La cometa ha continuato ad avvicinarsi sia al Sole, sia alla Terra, durante il mese di settembre, il 5 M.W. Meyer (ginevra) disse che la cometa appariva diffusa ma non debole. Il 19 J. Schmidt ad Atene disse che appariva come una larga e debole nebulosità senza una certa condensazione centrale, con un diametro della chioma di 6,68', il 21 era di 7,64' e il 22 di 7,76'.
Anche G.F.W. Rumker (Amburgo) il 23 settembre, scrisse che era molto larga ma senza un nucleo notificabile.
Poi durante ottobre e l'inizio di novembre ha continuato a crescere ed illuminarsi, ed il 18 ottobre si iniziò a segnalare la presenza di una piccola coda che Winnecke il 19 misurò in 104'' con PA 108,5°.
il 20 ottobre divenne visibile ad occhio nudo in cieli scuri.
[Kronk, vol.2 (1999) p.491-492].
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LA PRIMA COMETA del 1882
C/1882 F1 (WELLS)
La C/1882 F1 (Wells) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1882 .
È annoverata da alcuni tra le " Grandi Comete " meno per la sua luminosità nel cielo notturno e più per la sua visibilità telescopica nel cielo diurno .
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di circa 0 mag, e durante la sua apparizione nel cielo diurno, forse di -6 mag.
Scoperta:
La cometa era la mattina del 18 marzo 1882 da Charles S. Wells al Dudley Observatory di Albany (New York), e che l'ha descritta come "piccola e leggera".
Osservazioni:
All'inizio non è cambiata molto nei primi giorni, e Lewis Boss, il direttore dell'Osservatorio Dudley, ha notato che due giorni dopo la scoperta, la cometa sembrava "una grande cometa in miniatura".
La sua luminosità a questo punto era di circa +8 mag.
La cometa è stata osservata intensamente al telescopio per tutto il mese di aprile mentre la sua distanza dalla Terra e dal Sole diminuiva. Nella seconda metà di maggio, la cometa ha raggiunto la sua distanza minima dalla Terra e poi si è spostata ancora più verso il Sole.
Verso la fine del mese, la crescente luminosità ha permesso di osservarla per la prima volta ad occhio nudo; la coda aveva raggiunto una lunghezza di quasi 1°.
In seguito la cometa si è spostata verso sud attraverso il cielo dall'inizio di giugno e si stava rapidamente avvicinando al Sole, aumentando la sua luminosità a circa 0 magnitudini, ma non è mai diventata un oggetto così cospicuo nel cielo da attirare l'attenzione generale.
Ciò era dovuto al fatto che era visibile solo agli osservatori nell'emisfero settentrionale per un breve periodo durante il crepuscolo .
A quel tempo, tuttavia, diversi astronomi riuscirono a guardare la cometa nel cielo diurno vicino al sole. Ad Albany, poco prima di mezzogiorno del 6 giugno, la cometa poteva essere vista con difficoltà con lo strumento di passaggio .
Anche Edward Walter Maunder poté osservarla l'8 giugno con un telescopio al Royal Greenwich Observatory , quando offriva un aspetto simile al pianeta Marte , mentre Johann Friedrich Julius Schmidt la vide ad Atene il pomeriggio del 10 giugno quando era ancora a 2,8° dal bordo del Sole.
La sera del 10 giugno intorno alle 23:40 UT , la cometa ha superato il Sole a una distanza angolare di 2,6° per gli osservatori posti sulla Terra e circa un'ora dopo ha superato il punto della sua orbita più vicino al Sole. Si spostò poi ad est nel cielo e divenne finalmente visibile agli osservatori dell'emisfero australe , dove fu vista dal 14 giugno da William Henry Finlay al Royal Observatory al Capo di Buona Speranza e dal 15 giugno da John Tebbutt a Windsor (New South Galles) in Australia .
In quel momento la luminosità era scesa a +2 mag e la sua coda era ancora lunga circa 2°.
Il 17 giugno è stata segnalata una lunga coda crepuscolare che si estendeva fino a 40-45 gradi dalla posizione della testa della cometa.
Tuttavia, questo sembra essere stato un fenomeno di breve durata. All'inizio di luglio, mentre si trovava nei Gemelli, la luminosità era scesa a +6 mag e la cometa non poteva più essere osservata ad occhio nudo.
L'ultimo avvistamento avvenne il 16 agosto 1882.
Valutazioni scientifiche:
C/1882 F1 è stata la prima cometa in cui è stato possibile rilevare la presenza di sodio mediante esami spettroscopici .
Per tutte le comete studiate fino a quel momento, oltre alla luce solare riflessa o diffusa , è stato possibile rilevare nello spettro solo righe caratteristiche di composti di idrocarburi.
Tuttavia, queste comete non erano molto vicine al Sole.
La cometa Wells si è avvicinata al Sole a meno di 10 milioni di km, il che a quanto pare ha causato un nuovo effetto nella sua luce emessa.
Nella prima metà di aprile lo spettro della cometa era ancora “normale”, ma man mano che il sole si avvicinava, le bande di idrocarburi si attenuavano completamente e lo spettro della luce della cometa assomigliava al continuum di una stella.
Questo comportamento insolito è stato osservato da vicino.
A fine maggio è stata rivelata per la prima volta la linea gialla D del sodio nello spettro, ed è diventata così forte all'inizio di giugno da superare tutte le altre emissioni e la luce della cometa è diventata praticamente monocromatica. Sir William Huggins è riuscito a documentare l'insolito spettro della cometa in una fotografia di un'ora e mezza .
Parametri orbitali:
Un'orbita ellittica molto precisa, con un'eccentricità di 0,9999928686793 è stata determinata per la cometa da 28 osservazioni in un periodo di 112 giorni , e risulta che è inclinata di 73,79692477335° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 208,98462714415° ed una Longitudine del nodo ascendente di 206,5893999319°
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), attraversato dalla cometa l'11 giugno 1882, si trovava a soli 12 raggi solari sopra la sua superficie a una distanza di 9,1 milioni di km dal sole .
Già il 21 maggio aveva raggiunto il suo massimo avvicinamento alla Terra a una distanza di circa 0,89 AU / 133,2 milioni di km, mentre il 18 giugno aveva raggiunto un secondo avvicinamento a circa 0,95 AU / 141,7 milioni di km.
Il 5 luglio la cometa è passata a una distanza di soli 40,5 milioni di km da Venere e il 14 agosto ha passato anche Marte a una breve distanza di 45,6 milioni di km.
Prima di avvicinarsi al sistema solare interno nel 1882, la cometa si muoveva ancora su un'orbita ellittica estremamente allungata con un'eccentricità orbitale vicina a 1 e un semiasse maggiore di circa 8520 UA, per cui il suo periodo orbitale era di circa 786.528 anni.
Potrebbe essere stata una cometa "dinamicamente nuova" proveniente dalla nube di Oort, oppure si era avvicinata al Sole solo poche volte.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, l'eccentricità attualmente è stata leggermente ridotta a circa 0,99995 e il semiasse maggiore dell'orbita si è ridotto a circa 1280 UA, così che il periodo orbitale della cometa si è ridotto a circa 45.000 anni.
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LA COMETA DELL'ECLISSE del 1882
X/1882 K1 (TEWFIK)
La X/1882 K1 (Tewfik) è una cometa osservata ad occhio nudo, nella zona dell'Alto Egitto durante l'eclissi di sole del 17 maggio 1882.
Osservazioni:
Gli astronomi si radunarono nella regione dell'Alto Egitto intorno alla metà di maggio 1882 quando si prevedeva che il 17 si sarebbe verificata un'eclissi totale di sole. Verso la metà della totalità, è stata osservata una striscia luminosa vicino al Sole.
M. Trépied notò per primo la cometa alla destra del Sole con un angolo zenitale di quasi 90°.
L'ha definita: "in evidente discordanza con il resto della corona".
Ha detto che l'idea che questo oggetto fosse una cometa non gli è passata per la mente fino a quando non ha visto la prima delle fotografie del dottor Arthur Schuster quasi un'ora dopo l'eclissi.
Disse: "La luminosità della cometa sembrava essere dello stesso ordine di quella delle parti esterne della corona".
Le fotografie scattate da Schuster hanno mostrato che la "striscia" era una cometa. Schuster e il capitano W. de W. Abney (entrambi membri di una squadra inglese) dissero: "Il nucleo è estremamente ben definito e nettamente definito, la coda è alquanto curva; non puntava verso il centro del sole, ma in una direzione quasi tangenziale all'astro. L'estensione della coda era di circa due terzi del diametro solare". La fotografia di Schuster mostrava il nucleo della cometa situato a poco più di un diametro solare dal lembo del Sole (1,4 milioni di km).
Schuster e Abney hanno studiato numerose fotografie di questa cometa e hanno notato "un leggero ma progressivo cambiamento nella posizione della cometa".
Poiché la cometa è stata misurata rispetto al lembo della luna, hanno suggerito che questo movimento fosse dovuto al movimento della luna; tuttavia, anche dopo averlo preso in considerazione, rimaneva ancora un cambiamento nella distanza della cometa dal centro della luna che secondo loro era "probabilmente dovuto in parte al moto proprio della cometa, che in quel caso doveva essersi allontanato dal Sole durante l'eclissi".
I vari gruppi presenti all'eclissi si sono incontrati dopo la stessa ed hanno concordato congiuntamente di chiamare la cometa "Tewfik...in riconoscimento della generosa ospitalità del Khedive".
Orbita:
Le indagini iniziali ipotizzarono erroneamente che questa cometa fosse probabilmente la cometa Wells che era stata ben osservata durante i due mesi precedenti; tuttavia, i calcoli hanno mostrato che la Wells non sarebbe stata nella posizione corretta e sarebbe stata molto più debole.
Successivamente sono stati fatti suggerimenti per suggerire che questa fosse un membro della famiglia delle comete che sfiora il Sole.
Durante il 1967, Brian G. Marsden indagò sui membri della famiglia delle Sungrazer.
Per questa cometa disse: "La coda era curva come ci si aspetterebbe da una cometa molto vicina al sole e che si avvicina rapidamente al perielio".
Inizialmente si riteneva che la probabile data del perielio, basata sul presupposto che la cometa fosse una Sungrazer, era il 17,50 maggio del 1882, ma durante il 1989, Marsden aggiornò le sue ricerche sulla famiglia di queste comete, correggendo la possibile data del perielio al 17.46 maggio.
Il resto dei parametri orbitali resta non determinabile.
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LA GRANDE COMETA
di SETTEMBRE del 1882
Introduzione:
La C/1882 R1 (Grande cometa di settembre) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo e durante il giorno nel 1882 . Probabilmente era una delle comete più luminose che siano mai state osservate ed è annoverata tra le " Grandi Comete " per la sua straordinaria luminosità .
La cometa dopo il passaggio al perielio si è divisa in 4 frammenti principali, denominati C/1882 R1-A, C/1882 R1-B, C/1882 R1-C, C/1882 R1-D in ordine ai loro periodi di rivoluzione, il frammento A ritornerà intorno al 2551, mentre D ripasserà nel 2834.
Scoperta:
Le prime osservazioni non sono resoconti di prima mano.
- JG Galle (1894) scrisse che la cometa fu vista il 1 settembre 1882 nel Golfo di Guinea e al Capo di Buona Speranza. I tempi probabili nel Tempo Universale (UT) sarebbero l'1,2 settembre per entrambe le osservazioni.
- WT Lynn (1903) riferì che la prima osservazione fu fatta ad Auckland, in Nuova Zelanda, il 3 settembre 1882. L'ora probabile in UT era il 2 settembre.
- BA Gould (Cordoba) riferì nel numero del 5 gennaio 1883 dell'Astronomische Nachrichten di essere stato informato della cometa il 6 settembre e che l'informatore l'aveva vista nel cielo mattutino il 5 settembre. L'ora probabile in UT era il 5 settembre. Gould ha aggiunto: '' L'informatore ha affermato che la cometa era brillante come Venere con una coda brillante ".
- Il primo astronomo ad osservare la cometa fu WH Finlay (Capo di Buona Speranza, Sud Africa) l'8 settembre 16, che fu anch'essa una scoperta indipendente. Stava tornando a casa dall'Osservatorio Reale dopo aver osservato un'occultazione di 5 Cancri da parte della luna. Ha detto che la cometa era un oggetto cospicuo con una grande testa, un nucleo di magnitudine 3 e una coda lunga circa un grado. Tornò all'osservatorio per fare osservazioni prima dell'alba. David Gill dello stesso osservatorio ha inviato un avviso all'Astronomo Reale.
Ulteriori scoperte indipendenti sono state fatte da J. Tebbutt (Windsor, New South Wales) l'8 settembre, Joseph Reed (a bordo della HMS Triumph, appena a sud delle isole di Capo Verde) il 10 settembre e L. Cruls (Rio de Janeiro) il 12 settembre. Tebbutt disse che il nucleo era "grande e brillante", mentre la coda era lunga da 3° a 4° circa. Cruls disse che la cometa era visibile ad occhio nudo e ipotizzò che fosse probabilmente la cometa prevista Pons del 1812.
( Sir David Gill , Sud Africa - 7 novembre 1882 ).
Osservazioni:
La cometa si stava dirigendo verso il perielio quando è stata scoperta e si è spostata costantemente verso il sole e il crepuscolo mattutino nei giorni seguenti; tuttavia, invece di perdersi nel cielo dell'alba, la cometa continuò a essere seguita.
Reed ha detto che l'equipaggio della sua nave ha visto la cometa il 12 e il 13 settembre.
Ha notato che:
" La cometa era visibile solo pochi minuti prima dell'alba; il crepuscolo mi ha impedito di determinare la lunghezza della coda, ma sembrava estendersi attraverso un arco di due o due gradi e mezzo. L'intera chioma è molto brillante, il nucleo circondato da un anello ancora più luminoso; la coda non era curva ".
Il 13 settembre, LA Eddie (Grahamstown, Sud Africa) ha visto la cometa poco dopo che si era alzata sopra l'orizzonte. Disse che nel forte crepuscolo appariva "come una striscia brillante ma stretta di luce rossastra, terminando in un nucleo molto luminoso, uguale a Giove in brillantezza e dimensioni apparenti."
Aggiunse che la coda era diritta e lunga circa 12°.
Il 15 settembre, Eddie disse che il nucleo brillava di una luce uguale a quella di Giove.
Il 16 settembre, Eddie ha detto che il suo telescopio da 9,5 pollici ha rivelato che:
"il nucleo appariva meno nettamente definito sul suo confine precedente e l'ampiezza del coma era maggiore sul lato settentrionale che su quello meridionale. La coda sembrava estendersi per una breve distanza dietro la cometa, ed era più scura al centro, come se fosse stata spaccata."
Gould ha detto che la cometa era visibile nel cercatore per tutto il giorno. Eddie ha detto che il nucleo brillava di una luce uguale a quella di Giove.
L'aumento di luminosità della cometa è stato così grande che è diventata facilmente visibile in pieno giorno per più di due giorni.
Il 16,98 settembre, Tebbutt vide la cometa a circa 4° a ovest del sole "e si muoveva velocemente verso quel luminare. La testa e la coda per circa un terzo di grado erano ben visibili".
Il 17,17 settembre, Eddie vide la cometa sorgere circa 14 minuti prima del sole e disse che era ulteriormente aumentata di dimensioni e luminosità. La coda è stata quindi notata come lunga circa 8'. Ha detto che la cometa è rimasta visibile per tutto il giorno e ha continuato a mostrare una lunghezza complessiva di circa 1°. Notò: "Era così evidente a occhio nudo, che bastava guardare nella direzione del Sole quando poteva essere visto immediatamente senza alcuna ricerca". Lo guardò anche con il suo telescopio da 9,5 pollici e disse: " Il nucleo appariva come un globo solido con una luce bianca che superava quella di Venere se osservata di giorno. Anche il coma e la coda per una breve distanza dietro la testa erano molto brillanti. Non c'era che un piccolo coma prima del nucleo, cosicché il nucleo sembrava situato quasi all'estremità della coda. La chioma era delimitata ai margini da un flusso di luce più denso di quello che componeva la sua porzione interna, e il lato settentrionale era più stretto e più luminoso del sud, ma il sud si estendeva più dietro il nucleo rispetto al nord."
JP y Ferrer disse che gli abitanti di Reus, in Spagna, furono stupiti dall'apparizione di questa cometa il 17,34 settembre. Notò che la cometa si trovava a 1,5° a ovest del sole ed era così brillante che poteva essere vista attraverso nuvole leggere. Eddie ha anche notato che la cometa ha continuato ad avvicinarsi al sole per tutto il giorno, quindi entro il 17 settembre 51 c'era qualche difficoltà nell'essere in grado di individuarla. A causa dell'avvicinarsi delle nuvole, Eddie ha visto per l'ultima volta la cometa il 17,61 settembre, quando il suo rifrattore da 3 pollici (50 ´) l'ha rivelata a circa 14' dal bordo del sole.
Il 17 settembre, AA Common (Ealing, Inghilterra) scoprì indipendentemente la cometa con un elioscopio da 6 pollici durante una ricerca di routine di comete vicino al sole, che iniziò poco dopo l'annuncio della cometa dell'eclissi del 17 maggio 1882. Ha detto che il il nucleo era "grande, luminoso e abbastanza rotondo, con un diametro di circa 45" .... La coda era allora molto brillante."
Il 17,62 settembre, Gould disse che la cometa era facilmente trovabile in pieno giorno, sebbene un "ombra- vetro" doveva essere usato a causa della cometa' s vicinanza al sole. Il 17 settembre 64, Gould disse che la cometa e il sole erano nello stesso campo visivo.
Finlay ed Elkin dissero che la cometa era visibile tutto il giorno al Capo di Buona Speranza e fecero un gran numero di misurazioni usando il grande teodolite indiano. Finlay ha iniziato a osservare la cometa nel pomeriggio utilizzando un equatoriale da 6 pollici (110x) dotato di un cuneo di tinta neutra e ha notato che la cometa si avvicinava rapidamente al lembo del sole.
Due misurazioni con il micrometro hanno rivelato che il disco della cometa aveva un diametro di 4". Sia la cometa che il lembo del sole erano nello stesso campo visivo il 17,6430 settembre. Finlay ha commentato: "La luce argentea della cometa presentava un sorprendente contrasto con il rosso- giallo del Sole; la coda poteva essere rintracciata solo a una distanza molto breve ora." disse Elkin " In realtà l'ho osservata scomparire tra le ondulazioni del lembo del Sole" .
Il 17,6506 settembre. Finlay alla fine perse di vista la cometa circa 8,5 secondi dopo "quando il lembo del Sole stava ribollendo tutt'intorno. Ho immaginato di averlo intravisto 3 secondi dopo, ma non ne ero sicuro. Ho quindi esaminato il disco del Sole con molta attenzione, ma non sono riuscito a vedere la minima traccia della cometa."
Gould ha cercato di trovare la cometa il 17,68 settembre, ma non ci è riuscito, poiché in quel momento stava transitando sul Sole. Ha osservato:
"anche se ho esaminato attentamente [il sole] e specialmente il ramo precedente mentre attraversava il campo del cerchio meridiano, non si poteva vedere alcun segno della cometa, né si poteva trovare durante il pomeriggio ".
Quando la cometa si avvicinò al perielio, iniziò a transitare verso il sole il 17,65 settembre.
Il transito è terminato il 17,69 settembre, dopo 1 h e 17 minuti. La cometa ha superato il perielio il 17,72 settembre, e il 17,74 settembre ha raggiunto un'elongazione solare di 27' e quindi ha iniziato a dirigersi verso l'occultazione da parte del Sole.
L'occultazione è iniziata il 17,79 settembre e si è conclusa il 17,87 settembre, dopo 1 h e 58 minuti.
La prima metà di ottobre è stata un momento interessante per la cometa, poiché i telescopi hanno iniziato a rivelare cose che accadono sia all'interno che all'esterno del coma.
Le stime della magnitudine totale non erano abbondanti, ma indicavano che la cometa stava svanendo, nonostante fosse finalmente visibile nei cieli bui.
Il 1/10 Barker ha stimato che la magnitudine fosse di circa 0,5, mentre EE Markwick (Pietermaritzburg, Sud Africa) notò che era uguale a una stella di 1a magnitudine.
Il 6/10 L. Weinek (Gohlis-Lipsia) ha stimato che si avvicinasse alla magnitudo +1.8.
La maggior parte degli osservatori ha riferito che la cometa era di un distinto colore bianco all'inizio di questo periodo, mentre Barnard ha riportato una "tonalità perlata" il 15.
La lunghezza della coda è rimasta notevolmente costante tra 15° e 20° per tutto il tempo ed è rimasta piuttosto stretta.
Il nucleo ha iniziato a subire dei cambiamenti verso la fine di settembre.
Barnard osservò la cometa con un rifrattore Byrne da 5 pollici (78x) il 27 e notò che il nucleo era allungato nella direzione della coda.
Entro il 30, anche OC Wendell (Harvard College Observatory), Ricco e Tebbutt notarono l'allungamento del nucleo.
Un cambiamento notevole si è verificato il 2 ottobre, quando Pritchett ha affermato che la forma del nucleo era diventata a forma di uovo, con "l'estremità più larga verso il sole".
Il 3/10 F. Terby (Lovanio) ed Eddie hanno riportato indipendentemente due nuclei, con Eddie che usava un riflettore da 9,5 pollici e notava che erano distintamente ellissoidali.
Il 4/10 Eddie scrisse: "Il nucleo precedente era più grande e più luminoso dell'altro, e nella forma assomigliavano a due chicchi di riso posti uno contro l'altro".
Il 5/10 sia Barnard che Wilson riportarono indipendentemente la presenza di tre nuclei.
Wilson stava osservando con un equatoriale di 11 pollici e ha detto che i nuclei erano "in fila, quasi paralleli al lato destro (nord) della coda".
Nei giorni successivi osservatori con piccoli telescopi continuarono a segnalare un nucleo molto allungato, mentre telescopi grandi ne videro due o tre nuclei.
Il 6/10 Pritchett ha affermato che il nucleo presentava tre centri di luce "situati in linea retta, che si estendevano parallelamente all'asse della coda".
Ha aggiunto che "sembravano galleggiare in una nuvola di polvere gialla". Krueger ha detto che i due nuclei più luminosi erano separati di 13"
l'8/10 Finlay ha indicato che erano distanti 22".
L'11/10 Eddie ha detto che i nuclei "si sono notevolmente alterati nella forma da quando ho rilevato per la prima volta la divisione, e si sono anche in qualche modo notevolmente aperti. Il nucleo precedente è ora molto più piccolo e condensato in un punto stellare molto luminoso, dal quale sembrano emanare correnti a spirale. L'ultimo nucleo si è molto allungato, ed ora possiede per così dire due centri di condensazione, e sembra avvicinarsi rapidamente ad un'ulteriore divisione.
Questo nucleo allungato ricorda un manubrio con la sfera verso la coda più ovale dell'altra."
Il 15/10 Eddie ottenne un'altra interessante osservazione della regione nucleare. Con il suo riflettore da 9,5 pollici notò un nucleo completamente distinto che "assomigliava ai colori della luce elettrica" e altri due nuclei all'interno di una "barra di luce." Quando aumentò l'ingrandimento a 100x le condensazioni all'interno della barra di luce "sembravano di nuovo raddoppiate.
Durante tutto il mese di ottobre un fenomeno molto insolito si è presentato a tutti gli osservatori che o hanno esaminato l'area intorno alla testa della cometa con un telescopio, o hanno avuto la fortuna di vedere la cometa sotto cieli estremamente scuri.
Markwick riferì il 5 ottobre che quando guardò la cometa con un rifrattore di 7 cm, notò:
"A sud, prima della testa della cometa, in questo momento sono stati visti, a circa 1,5° di distanza, due fili o pezzi di luce dall'aspetto nebuloso. Non posso dire se avessero qualcosa a che fare con la cometa; ma non riesco a rintracciare nessuna nebulosa in questa posizione, e inoltre non sono stato in grado da allora di recuperarli."
Ignaro dell'osservazione di Markwick, JFJ Schmidt (Atene) ha visto un oggetto a circa 4° a sud-ovest della cometa l'8 ottobre e lo ha effettivamente segnalato come una nuova cometa nel numero del 12 ottobre 1882 dell'Astronomische Nachrichten. Schmidt ha riportato ulteriori posizioni per l'oggetto il 10 e l'11 ottobre, che hanno permesso a H. Oppenheim e K. Zelbr di calcolare in modo indipendente orbite paraboliche con date al perielio rispettivamente del 24,90 e del 25 novembre.
I restanti elementi orbitali erano in qualche modo simili a quelli della grande cometa, inclusa la piccolissima distanza del perielio; tuttavia, sebbene Oppenheim abbia prodotto un'effemeridi per l'oggetto, non sono state fatte ulteriori osservazioni.
È interessante notare che anche E. Hartwig (Strasburgo) ha visto l'oggetto il 10 ottobre.
Ha notato una grande nebulosa a sud-ovest della cometa luminosa, "che sembrava una cometa con un nucleo luminoso e una coda a forma di ventaglio".
Non vide più l'oggetto il 13 ottobre.
Barnard contribuì con osservazioni all'insolito fenomeno il 14. Fece scorrere il rifrattore Byrne da 5 pollici intorno alla cometa e verso sud vide "una grande massa cometaria distinta, completamente di 15' di diametro.
Un oggetto simile ma meno luminoso è stato visto vicino a questo, i cui bordi toccavano apparentemente una doppia cometa, e sul lato opposto del primo oggetto c'era una terza massa più debole, le tre quasi in linea, est e ovest.
Spostò il telescopio verso sud-est e notò molti altri oggetti, "uno di forma molto allungata". Disse: "C'erano, almeno, sei o otto di quegli oggetti uno vicino all'altro entro circa 6° a sud a ovest della testa della grande cometa".
Ha aggiunto che ogni oggetto aveva l'aspetto di "distinte comete telescopiche con centri leggermente più luminosi". Barnard fu così colpito dall'osservazione che fece uscire sua moglie e confermare che erano lì. È interessante notare che alcuni altri astronomi hanno riferito e persino disegnato una luce estremamente debole che sembrava quasi circondare questa cometa da metà settembre, che è diventata più estesa durante il periodo dal 6 al 17 ottobre, e alla fine è scomparsa alla vista all'inizio di novembre.
La prima osservazione sembra provenire da Grover, un osservatore della spedizione britannica in viaggio verso Brisbane per osservare il transito di Venere di dicembre. Grover vide la cometa la mattina del 14 settembre dal ponte del piroscafo e scrisse:
"La Cometa sembra racchiusa in un ampio e debole involucro, che, singolare a dirsi, non riprende la figura ricurva della Coda, ma mostra un profilo diritto, e sporge davanti su entrambi i lati del nucleo''.
Gli astronomi hanno riferito che questa caratteristica era notevolmente sbiadita entro il 20 ed era scomparsa entro il 27.
Nessun fenomeno simile di questa natura sembra essere mai stato segnalato per nessuna cometa, ma è quasi certo che le "comete" riportate da Schmidt, Hartwig e Barnard fossero probabilmente condensazioni all'interno di questo involucro, che potrebbero rappresentare parte della polvere rilasciata durante il precedente passaggio al perielio della cometa quasi 8 secoli prima o potrebbe essere la polvere rilasciata da altri membri della vasta famiglia di comete radenti al sole di cui questa cometa fa parte.
La cometa rimase visibile ad occhio nudo fino al febbraio del 1883.
La coda era ancora lunga dai 4° ai 6° fino alla metà di febbraio.
Successivamente, la luce della luna ha interferito con le osservazioni ea marzo non si è più vista traccia della coda.
La cometa è stata rilevata l'ultima volta il 1 giugno 1883, quando Thome ha affermato di poter vedere solo "un biancore eccessivamente debole".
Gould commentò: "La cometa è stata finalmente persa alla vista, non tanto per mancanza di luminosità intrinseca, quanto in conseguenza della sua bassezza a ovest al calar della notte".
Dati fisici:
Per le dimensioni originarie della cometa C / 1882 R1, Sekanina ha stimato un diametro di ~50 km nel 2002 dai confronti con la luminosità di altre comete, mentre un lavoro più recente di Matthew M. Knight et al. , fornisce un diametro di ~30 km e una massa di 42 × 10E15 kg.
Orbita:
Numerosi astronomi hanno calcolato elementi orbitali più o meno precisi per la cometa.
Nel 1891 Heinrich Kreutz fu finalmente in grado di calcolare le orbite per i quattro frammenti più luminosi A – D della cometa, che risultarono in orbite comprese tra 772 e 995 anni.
Nel 1919 Leon Hufnagel calcolò elementi orbitali ancora migliori per il frammento B più luminoso e apparentemente più grande da 1500 dati di osservazione per un periodo di 260 giorni. Egli tenne conto anche degli effetti relativistici nei suoi calcoli e volle trarre un'ulteriore prova della correttezza dell'allora nuova teoria della relatività generale di Albert Einstein , cosa che non riuscì a fare.
Le seguenti informazioni si basano sugli elementi orbitali per il centro di massa della cometa, che sono stati assunti da Sekanina e Chodas nel 2002 sulla base di considerazioni teoriche sull'orbita prima e dopo il decadimento del nucleo della cometa e utilizzando metodi matematici moderni, tenendo conto di tutti i pianeti disturbi ed effetti relativistici.
Secondo questo studio, la cometa descriveva un'orbita ellittica estremamente allungata prima del suo decadimento , che era inclinata di circa 142° rispetto all'eclittica . La cometa quindi correva nella direzione opposta (retrograda) come i pianeti attraverso la sua orbita.
Il valore per il semiasse maggiore era 86,4 AU e l'eccentricità 0,999910.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha passato il 17 settembre 1882, si trovava a soli ⅔ di raggio solare sopra la sua superficie a circa 1,16 milioni di km dal sole .
Solo 75 minuti prima si era avvicinato a Venere entro 107,6 milioni di km , mentre circa 15 ore prima era arrivato nel punto più vicino alla Terra a 0,98 AU / 146,2 milioni di km.
Il suo periodo orbitale fino al suo ultimo passaggio attraverso il sistema solare interno sarebbe stato di circa 780 anni. Per i quattro frammenti più grandi A – D, in cui la cometa si è disintegrata poco dopo il suo passaggio al perielio, Sekanina e Chodas sono stati in grado di calcolare elementi orbitali per ognuno di essi.
Parametri orbitali:
Dati forniti dal sito del JPL.
C/1882 R1-A :
| tipo di orbita | lungo periodo |
| Eccentricità | 0.999899 |
| Perielio | 0.007750 UA |
| Afelio | 153,4576 UA |
| Semiasse maggiore | 76,7327 UA |
| Periodo orbitale | 669,00 anni |
| Inclinazione dell'orbita Argomento del perielio longitudine del nodo ascendente | 142,0112° 69,5843° 347,6563° |
| Ultimo Perielio | 17 settembre 1882 |
C/1882 R1-B :
| tipo di orbita | lungo periodo |
| Eccentricità | 0.999906997 |
| Perielio | 0.00775263 UA |
| Afelio | 166,7117 UA |
| Semiasse maggiore | 83,35973 UA |
| Periodo orbitale | 761,10 anni |
| Inclinazione dell'orbita Argomento del perielio Longitudine del nodo ascendente | 142,02069° 69,609134° 347,685855° |
| Ultimo Perielio | 17 settembre 1882 |
C/1882 R1-C :
| tipo di orbita | lungo periodo |
| Eccentricità | 0.999915 |
| Perielio | 0.007751 UA |
| Afelio | 182,3687 UA |
| Semiasse maggiore | 91,1882 UA |
| Periodo orbitale | 874,00 anni |
| Inclinazione dell'orbita Argomento del perielio Longitudine del nodo Ascendente | 142,0105° 69,5840° 347,6545° |
| Ultimo Perielio | 17 settembre 1882 |
C/1882 R1-D :
| tipo di orbita | lungo periodo |
| Eccentricità | 0.999920 |
| Perielio | 0.007749 UA |
| Afelio | 193,7172 UA |
| Semiasse maggiore | 96,86250 UA |
| Periodo orbitale | 952,00 anni |
| Inclinazione dell'orbita Argomento del perielio Longitudine del nodo ascendente | 142,0093° 69,5808° 347,6510° |
| Ultimo Perielio | 17 settembre 1882 |
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Nota INSA:
[Vi faccio una premessa: nella seguente relazione 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].
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POPULAR SCIENCE MONTHLY
GENNAIO 1883
| 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.
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. ).
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 della 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.
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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- 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.
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LA COMETA del 1883-1884
12P/1883 R1 (PONS-BROOKS)
La 12P/1883 R1 (Pons-Brooks) è una cometa periodica che fu osservata ad occhio nudo tra la fine del 1883 e l'inizio del 1884, raggiungendo una luminosità massima di +3 mag.
Passaggio al perielio il 26 gennaio 1884.
Scoperta:
La cometa è stata riscoperta accidentalmente da Brooks a settembre del 1883.
Osservazioni:
La cometa fu facilmente vista dagli astronomi dopo la sua "riscoperta" del 1883, eppure rimase una piccola nebulosità senza coda. Ma le osservazioni del 23 settembre rivelarono che si era verificato un cambiamento rapido e insolito poiché la cometa era diventata un oggetto stellare di magnitudine 7 o 8. Successivamente, la chioma ricomparve, oltre a una coda corta.
La cometa è tornata alla normalità e ha continuato a illuminarsi.
Ha raggiunto la visibilità a occhio nudo il 20 novembre e all'inizio di gennaio ha raggiunto la sua massima luminosità di magnitudine +3.
È interessante notare che Muller (Germania) ha notato un aumento di 0,7 magnitudine del nucleo durante 1,75 ore il 1° gennaio e diversi astronomi hanno riferito che la cometa si è illuminata di una magnitudine il 19 gennaio. La cometa svanì costantemente da allora in poi ed è stata vista l'ultima volta il 2 giugno a magnitudine +9,5.
Orbita:
Dalle prime osservazioni è stato poi possibile ricollegarla alla scoperta di Pons nel 1812.
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LE COMETE del 1886
La maggiore C/1885 X1 (FABRY)
Con la più debole C/1885 X2 (BARNARD)
La C / 1885 X1 (Fabry) è una cometa iperbolica che poteva essere vista ad occhio nudo nella prima metà dell'anno 1886.
Scoperta:
La sera del 1 dicembre 1885, la cometa fu scoperta da Louis Fabry a Parigi.
A questo punto, la cometa era ancora lontana dal Sole, oltre l'orbita di Marte. Apparve con una luminosità di circa +12 magnitudini e si spostò lentamente verso ovest nel cielo nei giorni successivi.
Osservazioni:
Fu osservato costantemente nel corso del mese, anche da Ernst Wilhelm Leberecht Tempel in Italia, Ralph Copeland in Scozia, Julius Bauschinger a Monaco e Ladislaus Weinek a Praga.
Sebbene la cometa continuasse ad avvicinarsi al sole, nelle settimane successive si allontanò nuovamente dalla Terra, così che la sua luminosità aumentò solo lentamente.
Alla fine di gennaio 1886 aveva raggiunto la magnitudine +6 e in seguito la distanza dalla terra iniziò di nuovo a diminuire. Dalla fine di febbraio si è potuto osservare anche la formazione di una piccola coda .
La cometa ha continuato ad avvicinarsi alla Terra per tutto marzo e aprile. Alla fine di aprile, la sua luminosità era cresciuta fino a circa +2 mag.
Al mattino del 26 e 27 maggio, la cometa è stata osservata per le ultime due volte dal emisfero settentrionale con una stretta coda di 10° di lunghezza, e il giorno dopo è passata vicino al Sole ad una distanza angolare di circa 9°.
Gli astronomi cinesi hanno riportato una "stella di ginestra" nel maggio 1886.
La cometa è stata poi riscoperta dall'emisfero australe già all'imbrunire del 1° maggio, dal Sudafrica e dal Brasile . La luminosità e la lunghezza della coda diminuirono rapidamente a causa della crescente distanza dal Sole e dalla Terra, e l'ultima osservazione fu fatta il 30 luglio 1886, quando la cometa si stava già muovendo oltre l'orbita di Marte.
Passaggi ravvicinati:
Il 17 aprile ha superato Mercurio a una distanza di 52,4 milioni di km e il 18 aprile ha superato Venere a una distanza di 68,0 milioni di km.
Il 1 maggio era di circa 0,20 UA / 29,6 milioni di km di distanza, ed è stato il suo massimo avvicinamento alla Terra. Questo passaggio relativamente vicino era la ragione della sua luminosità osservata. Il 12 maggio c'è stato un altro passaggio vicino a Marte ad una distanza di 136,5 milioni di km.
Parametri orbitali:
Una prima orbita parabolica fu calcolata per la cometa pochi giorni dopo la sua scoperta, ma divenne presto evidente che era difficile determinare la probabile data del passaggio dal perielio, poiché diversi calcoli fornivano dati molto diversi. Solo quando furono presi in considerazione i dati dell'orbita dal dicembre 1885 al giugno 1886 fu riconosciuto per la prima volta durante l'anno successivo che la cometa si stava muovendo su un'orbita iperbolica.
Per la cometa, un'orbita iperbolica molto precisa è stata determinata da 26 osservazioni in un periodo di 142 giorni, e risulta che è inclinata di 82,62978° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 126,58898°, ed con una Longitudine del nodo ascendente di 37,96246°.
L'orbita della cometa è quindi quasi perpendicolare al piano dei pianeti.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha attraversato il 6,4556 aprile 1886, si trovava a una distanza di 0,64238 UA / 96,1 milioni di km dal sole nell'area compresa tra le orbite di Mercurio e Venere.
Gli elementi orbitali della cometa C/1885 X1 (Fabry), sono stati usati insieme a quelli di altre 18 comete di periodo estremamente lungo da Jan Hendrik Oort per derivare la sua ipotesi della nube di comete di Oort.
Evoluzione dell'orbita:
In uno studio del 2010, Królikowska e Dybczyński hanno dimostrato che si possono fare affermazioni significative sull'orbita originale e futura della cometa solo se, oltre alle perturbazioni gravitazionali di tutti i pianeti e agli effetti relativistici, si prendono in considerazione ulteriori influenze non gravitazionali. Qualche tempo prima che si avvicinasse al sistema solare interno nel 1886, la cometa si muoveva ancora su un'orbita ellittica estremamente allungata con un'eccentricità orbitale di circa 0,99996 e un semiasse maggiore di circa 16.000 UA.
Aveva quindi un periodo orbitale dell'ordine di grandezza di 2 milioni di anni e si era già avvicinato al Sole almeno una volta prima, quindi non era sicuramente una cometa "dinamicamente nuova".
Ma a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, tuttavia, e soprattutto passando vicino a Saturno il 23 agosto 1883 a circa 6 UA e da Giove il 21 maggio 1886 a soli 5 UA di distanza, l'eccentricità della sua orbita è stata aumentata ad un valore di circa 1,00007, così che ora è su un percorso iperbolico di fuga, la cometa quindi quasi sicuramente non tornerà nel sistema solare interno.
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La cometa di Barnard:
Nello stesso periodo in cui si poteva osservare la cometa Fabry, la cometa C/1885 X2 (Barnard), scoperta quasi 2 giorni e mezzo dopo (3 dicembre 1885), era visibile nel cielo, ma appariva un po' più debole raggiungendo al massimo solo +5 mag e una lunghezza della coda di 3°.
Anche questa cometa, a causa delle perturbazioni dei pianeti giganti, si trova su una traiettoria iperbolica in fuga dal sistema solare.
Passò al perielio il 3,787 maggio 1886, ad una distanza di 0,479 UA dal Sole, con un orbita quasi perpendicolare all'eclittica inclinata di ben 84,441°
Il primo che, secondo i suoi stessi calcoli, ipotizzò che l' orbita iperbolica della cometa Barnard si fosse sviluppata da un'ellisse molto allungata solo a causa delle perturbazioni orbitali dei grandi pianeti , fu l'astronomo tedesco Anton Thraen. Calcoli corrispondenti hanno confermato questa ipotesi anche da Louis Fabry , Gaston Fayet , Elis Strömgren e George Van Biesbroeck .
Strömgren calcolò un semiasse maggiore di circa 3150 UA per l'orbita originariamente ellittica della cometa Barnard , tenendo conto delle perturbazioni orbitali solo di Giove e Saturno .
In un recente studio del 1978 fatto da Marsden, Sekanina ed Everhart, ha dato un valore simile di circa 3000 UA per il semiasse maggiore.
Correlazioni:
Le orbite delle 2 comete risultano molto simili, e potrebbe trattarsi di 2 frammenti si un solito oggetto che si ruppe in un precedente passaggio nel sistema solare interno.
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LA GRANDE COMETA THOME
del 1887
La C / 1887 B1 (THOME) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nell'emisfero australe nel 1887. Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le " Grandi Comete ".
La cometa si è completamente dissolta durante questo evento.
John Macon Thome scoprì questa cometa nel cielo serale del 18 gennaio 1887 (ora locale) a Córdoba (Argentina) , la descrisse come "così debole e illusoria al crepuscolo" che difficilmente poteva immaginarla.
In seguito è emerso che forse la cometa era stata vista anche da un agricoltore e da un pescatore vicino a Blauwberg in Sud Africa circa 6 ore prima .
Il giorno dopo è stata vista a Grahamstown e Fraserburg .
(in foto a lato John Macon Thome).
Osservazioni:
La cometa è stata osservata da molti osservatori dell'emisfero australe fino alla fine di gennaio.
Thome descrisse il fenomeno come "precisamente simile alla cometa del 1880".
Il 22 gennaio, la coda della cometa è apparsa come una banda di luce chiara e diritta, lunga da 30° a 35° , ma non è stato possibile trovare la testa della cometa all'inizio della coda.
Anche nei giorni successivi, quando la lunghezza della coda si sviluppò fino a 40°, non fu possibile osservare alcun nucleo nonostante un'attenta ricerca .
La testa della cometa è appena apparsa come una "massa nebbiosa molto diffusa" separata dalla coda da uno spazio vuoto.
Il 28 gennaio la coda era ancora lunga 20°, ma sbiadì rapidamente, tanto che fu vista per l'ultima volta da John Tebbutt a Windsor (Nuovo Galles del Sud) il 30 gennaio.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +2 mag.
Parametri orbitali:
Per la cometa, inizialmente si potevano determinare solo orbite molto diverse, il che era dovuto alla difficoltà che non si potevano ricavare posizioni precise per il nucleo della cometa che non era stato osservato.
Dalle descrizioni esistenti dell'orientamento della coda, Sekanina e Chodas sono riusciti nel 2004 a determinare un'orbita parabolica da 15 dati di osservazione in 9 giorni .
Le seguenti informazioni si basano sugli elementi orbitali successivamente migliorati per la cometa, che sono stati assunti da Sekanina & Chodas sulla base di considerazioni teoriche e utilizzando metodi matematici moderni, tenendo conto di tutti i disturbi planetari e degli effetti relativistici.
Quindi la cometa descriveva un'orbita ellittica estremamente allungata ed era inclinata di circa 144° rispetto all'eclittica .
La cometa quindi correva nella direzione opposta (retrograda) come i pianeti attraverso la sua orbita.
Il valore per il semiasse-maggiore era di 91,7 UA e l'eccentricità 0,999947.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole (perielio), che la cometa ha attraversato l'11 gennaio 1887, a una distanza di circa 0,723 milioni di km dal Sole, era solo a circa 26.000 km o poco meno del 4% di un raggio solare sopra la sua superficie.
Entro il 22 dicembre 1886, si era già avvicinato alla terra entro 0,57 UA / 85,7 milioni di km.
Circa 44 minuti prima del suo perielio, ha passato Venere a una distanza di 108,1 milioni di km.
Il nucleo della cometa si è dissolto poco dopo il suo passaggio estremamente ravvicinato alla superficie del Sole, poiché solo la sua coda senza testa è stata osservata dopo che la cometa ha superato il Sole .
| C/1887 B1 (THOME) | |
|---|---|
| Proprietà del l'orbita Periodo: 29 gennaio 1887 ( JD 2.410.300,5) | |
| tipo di orbita | Quasi parabolica |
| Eccentricità | 0.999947 |
| Perielio | 0,00483 UA |
| Inclinazione dell'orbita Argomento del perielio Longitudine del nodo ascendente | 144,4° 83,513° 4,585° |
| Perielio | 11 gennaio 1887 |
| Velocità orbitale al perielio | 606 km/s |
Secondo gli studi più recenti, questa cometa insieme a C/1880 C1 era probabilmente un frammento secondario della cometa X/1106 C1 radente al sole , dopo di che il suo periodo orbitale fino al suo ultimo passaggio attraverso il sistema solare interno sarebbe stato di circa 780 anni.
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LA COMETA del 1888
C/1888 D1 (SAWERTHAL)
La C/1888 D1 (Sawerthal) è una cometa che è stata osservata anche ad occhio nudo durante il mese di marzo del 1888, ha raggiunto una luminosità massima di +3 mag.
Scoperta:
La cometa fu scoperta da Henry Sawerthal il 19,1 febbraio 1888 presso il Royal Observatory al Capo di Buona Speranza (Sud Africa), mentre si trovava ad una distanza di 0,89 UA dalla Terra e a 0,89 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 56°. L'astro aveva una declinazione di -56°, ed era visibile ad occhio nudo, e la coda abbracciava un angolo di 2°.
Osservazioni:
25 FEBBRAIO - Passaggio ravvicinato alla Terra, mentre si trovava ad una distanza non tanto vicina di 0,8844 UA dal nostro pianeta.
2 MARZO - 8 MARZO.
Osservazioni di John Tebbutt a Windsor in Australia, pubblicate su Astronomische Nachrichten (vol.119, p.89), qui integralmente riportate:
16 MARZO - 8 APRILE.
Osservazioni di Riccò e Zona da Palermo, redatte da Giuseppe Cacciatore:, qui integralmente riportate dalla pubblicazione su Astronomische Nachrichten (vol.119, p.89-90):
'' 16 marzo. Cometa visibile ad occhio nudo: coda lunga 2°, diretta verso Lal. 41529 alle 16:41. Nucleo un po' meno luminoso di 18 Aquarii di 6a magnitudine. Nello spettro lineare del nucleo si distingue bene il rosso: tracce nelle bande degli idrocarburi. Alle 17:48 la cometa scompare per il chiarore dell'aurora ''.
Il questo periodo osservazioni simili furono fatte anche da Elia Millosevich a Roma, ma furono un po' ostacolate dal maltempo.
'' Ho visto la cometa Sawerthal oggi alle 3.40 del mattino, con ingrandimento 20x su un rifrattore da 4¼ pollici. Era a circa 50′ immediatamente sotto θ Pegasi, e aveva una coda larga e brillante, che potevo distinguere solo fino a una lunghezza di 65′, a causa sia del crepuscolo, sia del chiaro di luna, oltre alla bassa quota della cometa. Pensavo che la coda fosse leggermente curva, concava a sud; puntava in media poco sopra υ Pegasi, ovvero ad una posizione-angolo di circa 260°. La luce totale della testa era notevolmente più debole di θ Pegasi, e considerevolmente maggiori di υ Pegasi, cosicché sarebbe da +4 a +4½ mag , ma a causa delle condizioni sfavorevoli non si poteva vederla ad occhio nudo ''.
3 MAGGIO - Osservazione di Elia Millosevich:
25 SETTEMBRE - Ultima osservazione telescopica, mentre si trovava ormai a 2,37 UA dalla Terra e a 3,10 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 128°.
Parametri orbitali:
Un'orbita ellittica prograda, è stata calcolata da Brian Marsden, da 186 dati osservativi nell'arco di 201 giorni, l'eccentricità è di 0,995874, con un semiasse maggiore di 169,3582162 UA ed un periodo di rivoluzione di 2204 anni che la spinge fino ad un afelio di 338,0176604 UA dal Sole.
L'orbita risulta inclinata di 42,2482° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 359,9049°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 246,9623°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 17,5021 marzo 1888, mentre si trovava ad una distanza di 0,698772 UA dal Sole.
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA COMETA del 1889
C/1889 O1 (DAVIDSON)
La C/1889 O1 (Davidson) è una cometa che è stata osservata anche ad occhio nudo durante l'estate dell'anno 1889, e raggiunse una luminosità massima di +3,5 mag.
La cometa ha subito una frammentazione del nucleo.
Scoperta:
La Davidson è una cometa non periodica scoperta il 19 luglio 1889 dall'astrofilo australiano John Ewen Davidson, residente a Branscombe, Mackay (Queensland).
Osservazioni:
La cometa fu visibile anche ad occhio nudo, ed il suo nucleo raggiunse la 5ª-6ª magnitudine.
Il 3 agosto 1889 apparve scisso in due frammenti.
Qui di seguito vi riportiamo intergalmente le osservazioni di Annibale Riccò dall'Osservatorio di Palermo, pubblicate su Astronomische Narichten:
Parametri orbitali:
I calcoli dell'orbita sono stati eseguiti da Brian Marsden, usando 92 dati osservativi nell'arco di 115 giorni, ne risulta una traiettoria ellittica prograda e molto allungata con un'eccentricità di 0,997611, che la spinge fino ad un afelio posto a 869,384 UA dal Sole, ed un periodo di rivoluzione di 9079 anni.
La traiettoria risulta molto inclinata di ben 65,9916° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 345,8619°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 287,7115°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 19,784 luglio 1889, mentre si trovava ad una distanza di 1,039721 UA dal Sole, e a circa 0,375 UA dalla Terra.
La cometa ha una piccola MOID con la Terra di 0,038 UA.
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA PRIMA COMETA del 1892
C/1892 E1 (SWIFT)
La C/1892 E1 (Swift) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nella primavera del 1892.
Scoperta:
Lewis A. Swift era un rinomato astronomo di 72 anni, e dal 1886 era direttore dell'osservatorio privato della Warner a Rochester, New York . Nella sua carriera aveva già scoperto 9 comete e stava lavorando a un catalogo di nebulose stellari quando scoprì la sua decima cometa la mattina del 6 marzo 1892. Questa è stata la cometa più brillante che sia stata vista nell'emisfero settentrionale dal 1882.
Osservazioni:
La notizia della scoperta della cometa è arrivata il giorno dopo all'osservatorio di Kiel e da lì è stata telegrafata in tutto il mondo, tanto che ulteriori osservazioni hanno avuto luogo a Cape Town l'8 marzo.
Inoltre, John Tebbutt in Australia l'11 marzo, localizzò la cometa e ne misurò la posizione fino all'inizio di maggio.
Al momento della sua scoperta, era solo un punto sfocato con una magnitudine di +4 mag , in seguito la cometa ha continuato a spostarsi verso il Sole nel corso di marzo, diventando costantemente più luminosa e iniziando a formare una coda .
Tra la fine di marzo e la fine di aprile, è stata vista anche dagli astronomi cinesi come "stella di ginestra". Al momento del suo massimo avvicinamento al Sole all'inizio di aprile, la luminosità aveva raggiunto la magnitudine +3 e la coda aveva una lunghezza di 20° .
La coda è stata suddivisa più volte in strisce nebbiose ed è cambiata in termini di numero e luminosità relativa delle strisce in breve tempo.
Dall'inizio di maggio la cometa si è allontanata dal Sole e dalla Terra. La luminosità è scesa da circa +4 a circa +6 mag e alla fine di maggio la coda era ancora lunga circa 1-2°.
Dall'inizio di giugno la cometa era difficilmente visibile ad occhio nudo e alla fine di agosto la luminosità era scesa a +8 mag.
Le ultime determinazioni di posizione avvennero a metà febbraio 1893.
Alla cometa, tra l'altro furono fatte fotografie grandangolari scattate da Edward Barnard al Lick Observatory e William Henry Pickering e mostravano la forma insolita della coda, documentando ciò che anche gli osservatori visivi avevano notato, ovvero che la coda mostrava cambiamenti significativi in breve tempo.
A volte la coda sembrava composta da una dozzina di raggi stretti e altre volte solo da due larghi. Insieme alle osservazioni fatte l'anno successivo sulla cometa C/1893 U1 (Brooks), questo ha portato alla realizzazione che esiste un'interazione tra la testa della cometa e i cambiamenti osservati nella sua coda.
La luce della cometa è stata esaminata spettroscopicamente da Miklós Konkoly-Thege e Eugen von Gothard, essi sono stati in grado di osservare le righe di emissione tipiche del carbonio (C2).
Passaggi ravvicinati:
L'8 marzo ha superato Marte a 68,1 milioni di km e il 27 marzo aveva raggiunto il massimo avvicinamento alla Terra con 1,05 AU / 157,3 milioni di km.
Aveva superato il punto della sua orbita che era più vicino all'orbita terrestre intorno al 21 marzo, ma in un punto che era lontano dalla posizione della Terra in quel momento, e al quale la Terra si era trovata solo due mesi dopo.
Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica è stata determinata da 81 osservazioni per un periodo di circa un anno da Marsden , e risulta che è inclinata di circa 38,7076° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 24,5042°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 242,4287°.
Nel punto dell'orbita più vicino al Sole ( perielio ), che la cometa ha passato il 7,156 aprile del 1892, si trovava ad una distanza di 1,0269 UA / 153.6 milioni di km dal Sole nella zona dell'orbita terrestre .
Evoluzione dell'orbita:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al Sole, e secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1892 aveva ancora un'eccentricità di circa 0,9988 e un semiasse maggiore di circa 845 AU, per cui il suo periodo orbitale era di circa 24.500 anni, ma a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto a causa dei passaggi relativamente ravvicinati di Saturno il 20 giugno 1890 in poco meno di 7 UA e di Giove il 12 maggio 1893 a una distanza di solo circa 1,6 UA, la sua eccentricità orbitale fu ridotta a circa 0,9982 e il suo semiasse maggiore a circa 570 UA, così che il suo periodo orbitale fu ridotto a circa 13.600 anni.
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LA SECONDA COMETA del 1892
17P/1892 V1 (HOLMES)
La 17P/Holmes è una cometa periodica che nel novembre del 1892 era visibile ad occhio nudo raggiungendo la luminosità di +4/+5 mag per alcune settimane.
La cometa fu scoperta da Edwin Holmes il 6 novembre 1892 durante una campagna osservativa della Galassia di Andromeda (M31), poco prima di mezzanotte ma la cui posizione esatta fu, tuttavia determinata a causa della fitta copertura nuvolosa solo dopo la mezzanotte, quindi il 7 novembre.
La scoperta fu possibile grazie ad un incremento in luminosità simile a quello manifestato nel 2007.
La cometa raggiunse una magnitudine di +4 o +5 per un periodo di diverse settimane prima di affievolirsi. A metà gennaio 1893 la cometa era solo un oggetto di circa decima magnitudine prima che la sua luminosità raggiungesse ancora una volta l'ottava magnitudine.
( Foto del 10 novembre 1892, della cometa Holmes vicino alla Galassia di Andromeda ).
La scoperta fu confermata da Edward Walter Maunder dell'Osservatorio Reale di Greenwich e da William Henry Maw.
Successive scoperte indipendenti avvennero da parte di Thomas David Anderson (Edimburgo, Scozia) l'8 novembre, e da Mike Brown (Wilkes, USA) e John Ewen Davidson (Queensland, Australia) il 9 novembre.
La prima orbita ellittica della cometa Holmes fu calcolata in modo indipendente sia da Heinrich Kreutz ed anche da George Mary Searle. Ne fu quindi determinata la data del perielio, per il 13 giugno, ed il periodo di rivoluzione, 6,9 anni.
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LA COMETA CORONALE del 1893
X/1893 H1
La X/1893 H1, è una cometa coronale che è stata osservata su alcune lastre fotografiche riprese da diverse postazioni durante l'eclisse solare avvenuta in Cile, Brasile e Africa il 16 aprile 1893.
Resoconti osservativi:
La cometa è stata scoperta al Lick Observatory sulle lastre fotografiche che erano state acquisite dalla spedizione britannica in Brasile ed Africa per osservare l'eclisse solare del 16 aprile 1893, le caratteristiche cometarie dell'oggetto sono state fermamente stabilite dal suo movimento osservato sulle varie foto, in seguito la cometa è stata trovata anche sulle lastre fotografiche scattate da William H. Pickering in Chile durante il medesimo evento, dove aveva praticamente la solita forma e le solite posizioni.
[Astronomical Journal, n° 318 - Letter of Lick Observatory, 26 luglio 1894].
Orbita:
Non determinabile.
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LA PRIMA COMETA del 1893
C/1893 N1 (RORDAME-QUENISSET)
La C/1893 N1 (Rordame-Quénisset) è una cometa osservata anche ad occhio nudo durante l'estate dell'anno 1893. Raggiunse una luminosità massima di +3 mag.
Scoperta:
Ufficialmente gli scopritori della cometa sono Alfred Rordame e Ferdinand Quénisset, in effetti è praticamente impossibile dire chi fosse il vero scopritore. Rordame fece la sua scoperta, ad occhio nudo, l'8 luglio da Garfield una località situata sulla riva meridionale del Salt Lake (Utah, Usa), Rordame descrisse la cometa come una stella nebulosa di 3a magnitudine nella costellazione della Lince, ma altre due persone, James Miller e Charles Johnson, l'avrebbero osservata mezzora prima di Rordame da Alta, una città dello Iowa (Usa). Quénisset la scoprì il 9 luglio da Juvisy-sur-Orge (Île-de-France, Francia), ma quello stesso giorno la cometa sarebbe stata scoperta anche da altri, come il Sig. Filmer da Faversham (Kent, Inghilterra), dal Prof. Boss da Albany (esistono molte città con questo nome) e da altri ancora.
A complicare le cose c'è osservazione fatta da Logrosán (Estremadura, Spagna) il 4 luglio dal parte del Sig. Roso de Luna, quest'ultimo riportò la cometa come una stella sfocata di 4a magnitudine.
Infine venne fuori che un altro astrofilo, William. E. Sperra, osservò la cometa una dozzina di volte a partire dal 20 giugno, da Randolph, una località dell'Ohio, quindi ben prima di Rordame, Quenisset e chiunque altro: purtroppo Sperra riteneva che la cometa da lui osservata fosse la cometa periodica 15P/Finlay e quindi non rivendicò in tempo utile la scoperta della cometa che stava osservando per potergli dare il suo nome.
Osservazioni:
Annotazioni tratte dalla relazione ''A STUDY OF THE PHYSICAL CHARACTERISTICS OF COMET RORDAME'' di W. J. Hussey dell'Astronomical Society of the Pacific (22 giugno 1895):
Per alcuni giorni dopo la scoperta la coda era brillante e, nelle condizioni atmosferiche più favorevoli, poteva essere rintracciata per più di dodici gradi ad occhio nudo. Inoltre, passò rapidamente verso la posizione in cui si poteva osservare nelle sue vere proporzioni.
L'11 luglio (18h G. M. T.) l'angolo tra la linea di vista e una linea tracciata attraverso il Sole e
la cometa era, approssimativamente, di 50°. La coda è stata poi accorciata in proiezione di circa il ventitré per cento. Una settimana dopo l'angolo era aumentato a 82°, e la coda è stata poi accorciata di solo l'uno per cento. Il 20 luglio la coda era perpendicolare alla linea di vista, ed è stata poi vista nella sua vera lunghezza.
La Luna era assente quando fu scoperta la cometa, difatti la luna nuova si è verificata il 13 luglio, ma fino a cinque giorni dopo che non produsse un'illuminazione del cielo sufficiente per influenzare
il lavoro fotografico che si stava facendo. L'assenza della Luna in questo momento critico, durante il quale la cometa era nella posizione più favorevole per l'osservazione e al suo massimo splendore, è stata una circostanza molto fortunata.
Nei mesi di giugno e luglio 1893 fotografavo vari oggetti celesti: nebulose, la Via Lattea, ecc., con il telescopio Crocker dell'Osservatorio Lick. L'aspetto della cometa mi ha permesso di ottenere una preziosa serie di fotografie di essa, che ho recentemente esaminato con maggiore cura di quanto ero in grado di fare nel momento in cui sono stati presi.
Il nucleo della cometa Rordame nelle prime fotografie di questa cometa era luminoso e distinto. È apparso così anche nel Finder. Durante la settimana in cui furono scattate le fotografie il coma aumentò considerevolmente di luminosità, e per questo motivo il nucleo si oscurò gradualmente. Nelle fotografie successive non si vede esaminando i negativi, ma in tutti i casi, tuttavia, può essere visto molto facilmente guardando obliquamente sul retro delle lastre, difatti per luce riflessa presenta un aspetto molto simile al punto centrale di un'immagine sovraesposta di una stella luminosa.
La parte più densa del coma aveva un profilo decisamente ellittico durante tutto il periodo coperto dalle fotografie dall'11 al 18 luglio compresi. L'asse minore era almeno approssimativamente coincidente con una linea tracciata attraverso la cometa e il Sole.
( COMET RORDAME, JULY 13, 1893· 9h 10m — 10h 20m P. S. T. Photographed by W. J. Hussey, at the Lick Observatory ).
( COMET RORDAME, JULY 15, 1893· 8h 45m — 9h 30m P. S. T. Photographed by W. J. Hussey, at the Lick Observatory ).
Parametri orbitali:
L'orbita della cometa C/1893 N1 (Rordame-Quenisset) ha la forma di un'ellisse allungata, con un'eccentricità di 0,9994605, che percorre in modo retrogrado.
I calcoli di Kromm si basano su varie osservazioni nell'arco di quasi 6 mesi, e risulta che è inclinata di 159,98042° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 47,11760°, ed una longitudine del nodo ascendente di 338,83368° (2000.0).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 7,77151 luglio1893, mentre si trovava ad una distanza di 0,6745489 UA dal Sole, mentre il suo afelio di trova alla distanza di 2499,84 UA.
Il suo periodo di rivoluzione è di circa 44.208 anni.
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LA SECONDA COMETA del 1893
C/1893 U1 (BROOKS)
La C/1893 U1 (Brooks) è una cometa di lungo periodo, che poteva essere vista ad occhio nudo per un solo giorno nell'anno 1893.
Scoperta:
William Robert Brooks scoprì questa cometa con un telescopio all'Osservatorio privato di Smith a Ginevra (New York) la mattina del 17 ottobre 1893. Stimò la sua magnitudine a +7, e osservò una coda di 3° di lunghezza. La cometa aveva già superato il punto più vicino al Sole un mese prima, ma si stava avvicinando ancora di più alla Terra al momento della sua scoperta.
Osservazioni:
Appena un giorno dopo la sua scoperta, Edward Barnard l'ha potuta osservare al Lick Observatory, determinandone l'esatta posizione, riportando che inizialmente non mostrava anomalie. Il giorno dopo riuscì a scattare la sua prima fotografia, e riuscì a vedere che la coda della cometa si era divisa in una coda diritta lunga quasi 4° e due raggi più piccoli che emanavano ad angolo dalla testa della cometa. Quindi, il 22 ottobre 1893, per la prima volta è stata osservata visivamente una deformazione della coda della cometa, ed una nuova immagine ha mostrato la coda della cometa come nessuna coda di cometa era mai stata vista prima, difatti la graziosa simmetria era rotta, e la coda era spezzata, piegata, attorcigliata e deviata, mentre la sua maggior parte era dissolta in nodi e masse nebulose, e l'intero aspetto corrispondeva all'idea di una torcia, che tremolava e ondeggiava in modo irregolare al vento.
Barnard è stato in grado di continuare la sua documentazione fotografica sui cambiamenti nella coda della cometa fino a novembre. [Link-PDF] - Popular Astronomy Vol.1 n.4 - 1893 dicembre .
Anche molti altri ricercatori hanno osservato la cometa e la sua coda. La cometa nel frattempo si è spostata verso nord con una luminosità decrescente nel cielo e poteva essere osservata dall'emisfero settentrionale come un oggetto circumpolare per tutta la notte verso la fine dell'anno.
A novembre la luminosità era ancora di circa +9 mag, ma a fine dicembre era scesa a circa +12 mag. L'ultima osservazione della cometa fu la sera del 26 gennaio 1894 (ora locale) da parte di Herbert Couper Wilson nel Minnesota.
La cometa ha avuto una maggiore luminosità il 31 ottobre, consentendo la visibilità a occhio nudo solo in quel giorno con una magnitudine di circa +4,9 dopo, non ha mai raggiunto una luminosità sufficiente per essere visto in questo modo.
La luce della cometa è stata studiata spettroscopicamente da William Wallace Campbell al Lick Observatory, che ne osservò le righe di emissione del carbonio cometario (C2) .
Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica incerta, inclinata di circa 130° rispetto all'eclittica, è stata determinata da 153 dati di osservazione in 82 giorni . La sua orbita è quindi ad angolo acuto rispetto ai piani orbitali dei pianeti, percorre la sua orbita nella direzione retrograda. Nel punto più vicino al Sole (perielio), che la cometa passò il 19 settembre 1893, si trovava a circa 121,5 milioni di km dal sole nell'area compresa tra le orbite di Venere e la Terra. Già il 14 luglio era di circa 172,4 milioni di km (1,15 UA) dalla Terra e il 28 agosto aveva superato Venere a una distanza di circa 92,1 milioni di km. Il 30 settembre è avvenuto il passaggio più vicino a Marte a circa 123,6 milioni di km e il 6 dicembre la cometa si è avvicinata nuovamente alla Terra a circa 195,7 milioni di km (1,31 UA).
Secondo gli elementi orbitali del JPL Small-Body Database, e ignorando le forze non gravitazionali sulla cometa, la sua orbita aveva un'eccentricità di circa 0,9956 e un semiasse maggiore di circa 185 UA molto prima del suo passaggio attraverso il Sistema Solare interno, quindi il suo periodo orbitale era di circa 2530 anni. A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa dei passaggi relativamente ravvicinati di Giove nel gennaio 1892 a circa 3 ½ UA e nell'aprile 1894 a circa 3 ¾ UA di distanza, la sua eccentricità orbitale fu aumentata a circa 0,9963 e il semiasse maggiore a circa 220 UA, in modo che il suo periodo orbitale aumentasse a circa 3250 anni. In considerazione dei parametri orbitali relativamente incerti, tutti i dati forniti dovrebbero essere considerati solo come valori approssimativi.
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA COMETA del 1895
C/1895 W1 (PERRINE)
La C/1895 W1 (Perrine) è una cometa osservata ad occhio nudo, dalla fine del 1895 e inizio 1896.
Luminosità massima -2 mag.
Scoperta:
Fu scoperta il 17 novembre 1895 da Charles Dillon Perrine (Lick Observatory, California, USA) che ne rilevò la posizione in: AR 13h 44' - Dec +1° 20'.
All'incirca un mese prima del suo passaggio al perielio.
La descrive: '' brillante e con una coda ''.
Osservazioni:
Il 19 novembre Lamp a Kiel in Germania , la descrive:
'' La cometa era brillante ma non ancora visibile ad occhio nudo ''.
Ma in disaccordo Schorr ad Amburgo, dice:
'' Il nucleo è oblungo e di magnitudine +5 ''.
Anche altre osservazioni risultano molto discordanti, anche nei giorni seguenti, dato che ogni osservatore aveva una diversa sensibilità e strumentazione.
La maggiore luminosità l'ha espressa quando era visibile dall'emisfero sud.
| Data (UT) | J2000 RA | J2000 Dec | Mag | Location | Ref |
|---|---|---|---|---|---|
| 1895 11 21.18995 | 13 58 02.95 | -00 44 08.6 | 533 – Padova | AN 140 | |
| 1895 11 26.20558 | 14 12 02.63 | -03 57 47.6 | 533 – Padova | AN 140 | |
| 1896 02 16.188 | 19 50.7 | -01 33 58.9 | 601 – Engelhardt Observatory, Dresda | AN 140 | |
| 1896 02 16.20441 | 19 50 39.82 | -01 33 43.7 | 601 – Engelhardt Observatory, Dresda | AN 140 | |
| 1896 02 17.20337 | 19 50 52.01 | -01 17 18.4 | 531 – Collegio Romano, Roma | AN 140 | |
| 1896 02 21.19566 | 19 51 31.70 | -00 11 45.1 | 601 – Engelhardt Observatory, Dresda | AN 140 | |
| 1896 02 24.24817 | 19 51 53.16 | +00 38 06.6 | 277 – Royal Observatory, Blackford Hill, Edimburgo | AN 140 | |
| 1896 03 10.17279 | 19 51 18.99 | +04 43 | 015 – Utrecht | AN 141 | |
| 1896 03 17.12753 | 19 49 32.1 | +06 39 01 | 015 – Utrecht | AN 141 |
Fu vista per l'ultima volta il 10 agosto 1896.
[Kronk (2000) Cometography: Volume 2 p.733-736].
Cronologia:
SCOPERTA: il 17,56 novembre 1895, mentre era a 1,59 UA dalla Terra e a 0,94 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 33°.
PASSAGGIO RAVVICINATO: il 14 dicembre 1895, mentre si trovava a 0,7936 UA dalla Terra.
ULTIMA OSSERVAZIONE: il 10,26 agosto 1896, mentre era a 3,71 UA dalla Terra e a 4,01 UA dal Sole, con un'elongazione di circa 100°.
Parametri orbitali:
La cometa in uscita dal sistema solare interno sembrava su una rotta iperbolica (eccentricità 1,0000509) dai calcoli di Sekanina (1978), ma una soluzione baricentrica potrebbe fornire un'orbita ellittica estremamente allungata come risulta dai calcoli di Van Biesbroeck (1973) che fornisce un periodo di rivoluzione di 1,4 milioni di anni.
Dalle osservazioni risulta che il piano orbitale è inclinato di 141,6263° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 272,6664°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 321,95544°.
Il perielio lo ha passato l'ultima volta il 18,83 dicembre 1895, mentre si trovava ad una distanza di 0,191977 UA dal Sole.
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LA GRANDE COMETA del 1901
C/1901 G1 (VISCARA)
La Grande Cometa del 1901 , a volte nota come Cometa Viscara , formalmente designata C/1901 G1 (e nella nomenclatura più antica 1901 I e 1901a ), era una cometa che divenne luminosa nella primavera del 1901. Visibile esclusivamente (o quasi esclusivamente) dal sud del mondo.
Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le " Grandi Comete ".
Scoperta:
All'alba del 12 aprile 1901 ci fu una scoperta ad occhio nudo della cometa da parte di Viscara, il gestore di un'estancia nel Departamento de Paysandú , in Uruguay .
Osservazioni:
Prima dell'alba del 23 aprile la cometa è stata osservata a Queenstown, in Sud Africa e il 24 aprile da David Gill e Robert Innes al Royal Observatory, al Capo di Buona Speranza ; la coda era quindi lunga circa 10°. Il 24 aprile la cometa è stata osservata anche a Cape Leeuwin in Western Australia . All'Osservatorio di Sydney il 25 aprile, HC Russelltrovato la coda lunga circa 2°.
Quando la luminosità della cometa raggiunse il massimo il 5 maggio, la coda si era aperta a ventaglio con una debole coda di plasma lunga circa 45° e una coda di polvere ricurva lunga circa 15°.
Il 5 maggio la luminosità della cometa ha raggiunto la magnitudine 1 o forse più brillante.
Secondo alcuni osservatori (del nucleo osservato telescopicamente dopo l'alba) la luminosità potrebbe aver raggiunto la magnitudine -1,5.
Dalle osservazioni ad occhio nudo del 5 maggio c'erano almeno due segnalazioni di ondulazioni simili ad aurore nella coda.
La cometa è stata prontamente visibile ad occhio nudo fino al 20 maggio circa e visibile al telescopio fino a ottobre.
Nella sezione delle sue Memorie astronomiche intitolata 1901 , John Tebbutt scrisse:
'' ... Durante le ore buie era un oggetto sorprendente e bellissimo. Oltre alla coda principale o chiara, una secondaria e molto più lunga ma più debole formava con essa un angolo verso sud di circa 35 o 40 gradi. Complessivamente la cometa è stata osservata a Windsor in trentadue sere.
È stato visto solo nell'emisfero meridionale e gli unici altri osservatori che hanno preso parte al lavoro sono stati il Royal Observatory, Città del Capo, l'Osservatorio nazionale argentino, Cordoba e l'Osservatorio governativo a Perth, in Australia. Secondo l'orbita definitiva calcolata dal Sig. Merfield, che ha anche contribuito con alcune osservazioni, la cometa è arrivata nel perielio il 24 aprile a una distanza di 23 milioni di miglia dal sole. Al momento della prima osservazione di Windsor, il 3 maggio, la cometa era distante 79 milioni di miglia da noi, ma entro il 13 giugno, quando la mia ultima osservazione fu ottenuta, si era ritirata a una distanza di 193 milioni di miglia. L'orbita è sensibilmente parabolica. ... ''.
Orbita:
Utilizzando 160 osservazioni in 43 giorni, Charles J. Merfield (1866-1931) poté calcolare solo un'orbita parabolica, inclinata di circa 131° rispetto all'eclittica.
La cometa ha quindi viaggiato su un'orbita retrograda rispetto alle orbite planetarie. La cometa il 10 aprile era a circa 0,56 UA da Venere e il 21 aprile a circa 0,19 UA da Mercurio .
Il 24 aprile la cometa ha raggiunto il perielio a circa 0,245 UA dal Sole, passandolo ad una velocità di circa 85,1 km/s.
Il 30 aprile la cometa ha effettuato il suo passaggio più vicino al pianeta Terra a circa 0,83 UA.
( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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LA PRIMA COMETA del 1907
P/1907 G1 (GRIGG-MELLISH)
La Cometa Grigg-Mellish, formalmente C/1907 G1 (Grigg-Mellish), è una cometa dalle vicende osservative travagliate. La relativamente piccola MOID con l'orbita della Terra fa sì che la cometa sia all'origine dello sciame meteorico delle Delta Pavonidi.
Scoperta:
La cometa C/1907 G1 Grigg-Mellish è stata scoperta il 14 aprile 1907 da John Edward Mellish dal Washburn Observatory situato a Madison (Wisconsin, Usa) [Link], in effetti la cometa era stata già fotografata il 13 aprile da Edward Emerson Barnard che ha quindi effettuato una pre-scoperta.
In realtà la cometa era stata osservata ancora prima, l'8 aprile da John Grigg che la osservò da Thames in Nuova Zelanda, e per via di problemi di comunicazione la notizia della scoperta da parte di Grigg fu conosciuta dagli astronomi solo parecchio tempo dopo, tuttavia alla cometa, successivamente gli fu assegnato anche il nome di Grigg.
Osservazioni:
E.C. Pickering, sul Harvard College Observatory Bulletin (No. 286, pp.1-1), riporta 2 osservazioni della cometa fatte nella sera del 15 aprile 1907, dove oltre alle posizioni rilevate si aggiunge che la cometa era visibile con un piccoli telescopio. [Link] .
R.G. Aitken riporta le osservazioni, che sono state fatte con il telescopio da 12 pollici nelle notti del 15, 1 6, 17 e 29 aprile, e con il 36 pollici il 30 aprile e il 7 maggio. Nelle prime tre notti la cometa era visibile nel mirino da 3 pollici, anche se debole nella terza notte a causa dell'aumento della luce lunare. Era, tuttavia, un oggetto difficile da misurare a causa della sua diffusione e irregolarità di contorno. L'esame con il telescopio da 36 pollici il 16 aprile ha mostrato un'ampia coda a forma di ventaglio nel quadrilatero che precede a sud, che potrebbe essere rintracciata a circa 6' dalla chioma, che sembrava essere approssimativamente circolare e meno di 2' di diametro, e non c'era una condensazione ben definita. Il 7 maggio la cometa era troppo debole per essere misurata con il telescopio da 12 pollici.
[Astronomical Society of the Pacific. p.165-166 - 24 maggio 1907].
Parametri orbitali:
Già alcune settimane dopo la scoperta della cometa era stata avanzata l'ipotesi che essa potesse essere un passaggio successivo della cometa C/1742 C1, la cometa sarebbe stata quindi una cometa periodica con un periodo di circa 164 anni, e le somiglianze tra le 2 orbite sono davvero tante, anche se persistono ancora dubbi al riguardo.
| Parametri orbitali | |
|---|---|
| (all'epoca 2417662,5 - 28 marzo 1907) | |
| Perielio | 0,92386 UA |
| Inclinazione orbitale | 110,0572° |
| Eccentricità | 1,0 |
| Longitudine del nodo ascendente | 190,417° |
| Argomento del perielio | 328,7561° |
| Ultimo perielio | 28 marzo 1907 |
| MOID dalla Terra | ca 11.150.000 km |
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA SECONDA COMETA del 1907
C/1907 L2 (DANIEL)
La C/1907 L2 (Daniel) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo durante l'estate del 1907.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +2 mag.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta la mattina del 9 giugno 1907 da Zaccheo Daniel con un telescopio da 6 pollici, presso l'osservatorio di Princeton (New Jersey).
La cometa era solo pochi gradi sopra il pianeta Saturno nel cielo orientale.
Fu la prima scoperta di una cometa da parte di Daniel, seguita poi da altre due nel 1909.
Osservazioni:
Da metà luglio la cometa poteva poi essere vista anche ad occhio nudo per circa due mesi.
A quel tempo aveva una luminosità di +4 mag e una coda stretta lunga di circa 5°.
All'inizio di agosto la luminosità era salita a +3 mag, e la coda aveva raggiunto una lunghezza di 15°. All'inizio di settembre la sua luminosità ha raggiunto i +2 mag e la coda era ancora lunga 5-6°.
Per tutto il tempo la cometa poteva essere vista solo appena sopra l'orizzonte all'alba.
Dopo che la cometa, il 3 ottobre, ha toccato la minima elongazione solare con soli 16°, ha iniziato ad allontanatosi nuovamente da esso, e la si poté poi osservare nuovamente nel cielo mattutino dall'inizio di novembre , ma solo con strumenti ottici a causa della sua scarsa luminosità.
Complessivamente, le osservazioni della cometa si estendono per oltre un anno; l'ultima posizione è stata determinata il 27 giugno 1908.
Valutazioni scientifiche:
Lo sviluppo dell'astrofotografia intorno all'inizio del XX secolo ha permesso per la prima volta di studiare in dettaglio le strutture della coda di plasma delle comete. Come con altre comete, anche con la cometa Daniel è stato possibile osservare strutture variabili.
Edward Barnard è stato in grado di ottenere informazioni sullo sviluppo dinamico della coda di polvere confrontando le sue immagini della cometa all'Osservatorio di Yerkes con le immagini spostate nel tempo in altri osservatori.
La luce della cometa è stata esaminata in modo intensivo spettroscopicamente, da Hans Rosenberg a Gottinga.
Gli spettrogrammi hanno mostrato righe di emissione tipiche delle comete, tra le altre di C2 e CN.
Il 10 agosto, Vesto Slipher è stato in grado di osservare le linee del carbonio e il continuum, nonché le linee D del sodio presso l'Osservatorio Lowell.
Diversi ricercatori, tra cui Henri-Alexandre Deslandres e A. Bernard dell'Osservatorio di Parigi, hanno ottenuto per la prima volta ad agosto immagini nitide dello spettro della coda della cometa.
Sono stati in grado di identificare tre fasce precedentemente inosservate nella gamma in viola e blu dei colori, che John Evershed aveva anche lui osservato all'osservatorio Kodai-kanal.
Solo due anni dopo Alfred Fowler fu in grado di identificare queste righe spettrali come emissioni di monossido di carbonio semplicemente ionizzato (CO+).
Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica allungata è stata determinata da 143 dati di osservazione per un periodo di circa un anno da Marsden, risulta che è inclinata di circa 9° soltanto rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 294,47046°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 144,26713°. L'orbita della cometa è quindi grosso modo sullo stesso piano di quella dei pianeti.
Nel punto dell'orbita più vicino al Sole ( perielio ), che la cometa percorse il 4,4621 settembre 1907, si trovava a 0,512178 UA / 76,6 milioni di km dal Sole nell'area compresa tra le orbite di Mercurio e Venere.
Evoluzione dell'orbita:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al Sole, e secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1907 aveva un'eccentricità di circa 0,9986 e un semiasse maggiore di circa 377 UA, per cui il suo periodo orbitale era circa 7330 anni.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa dei passaggi relativamente ravvicinati di Urano il 13 agosto 1902 e a Saturno il 1 febbraio 1904, ciascuno a circa 6 ⅔ AU di distanza, così come Giove il 1 ottobre 1907 a una distanza di circa 4½ UA, la sua eccentricità orbitale fu ridotta a circa 0,9983 e il suo semiasse maggiore a circa 301 AU, così che il suo periodo orbitale fu ridotto a circa 5220 anni.
Quando intorno all'anno 4520, sarà all'afelio della sua orbita, sarà a circa 90 miliardi di km dal Sole cioè circa 600 volte la Terra e 20 volte più lontano di Nettuno .
La sua velocità orbitale nell'afelio sarà di solo di circa 0,06 km/s.
Il prossimo passaggio al perielio della cometa avverrà probabilmente intorno all'anno 7130.
Passaggi ravvicinati:
Il 21 luglio, si trovava a passare a circa 166,3 milioni di km da Marte, il 2 agosto aveva raggiunto il massimo avvicinamento alla Terra con circa 0,76 AU / 113,3 milioni di km e il 15 agosto aveva superato Mercurio ad una distanza di circa 59,5 milioni di km.
Il 24 settembre la cometa ha superato Venere a una distanza di circa 85,3 milioni di km.
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LA COMETA del 1908
C/1908 R1 (MOREHOUSE)
La C/1908 R1 (Morehouse) è una cometa che è stata osservata nel 1908 e nel 1909, ed era appena visibile ad occhio nudo, ma è stata una delle comete più fotografate dell'inizio del XX secolo e di conseguenza ha guadagnato una certa notorietà.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 2 settembre 1908 da Daniel Walter Morehouse al Yerkes Observatory su una fotografia del cielo settentrionale . La notte seguente, un'altra scoperta indipendente è stata fatta da Alphonse Louis Nicolas Borrelly a Marsiglia .
Osservazioni:
Al momento della scoperta, la cometa aveva una luminosità di +9 magnitudini, ed era ancora a una distanza di circa 2 AU dal Sole . Nessuna coda poteva essere vista visivamente , ma la lastra fotografica della scoperta mostrava che la cometa era molto attiva e mostrava una coda lunga e cospicua.
Nelle settimane successive, la cometa è stata quindi intensamente fotografata da molti astronomi, tra cui Max Wolf a Heidelberg , nonché Edward Barnard e lo stesso Morehouse.
La cometa si è spostata verso ovest attraverso il cielo fino a metà dicembre e poi è scomparsa al tramonto quando aveva raggiunto una luminosità appena visibile ad occhio nudo.
Durante il periodo del suo massimo avvicinamento al Sole, la cometa era vicino alla orbita della Terra, ma ad un certo punto, è andata nella posizione quasi diametralmente opposta, riducendo la sua luminosità apparente che era non molto pronunciata dalla grande distanza .
Se la cometa fosse apparsa sei mesi prima o dopo, avrebbe potuto trasformarsi in una Grande Cometa straordinariamente spettacolare per gli osservatori sulla Terra .
Il 2 gennaio 1909, la cometa è passata al perielio ad una distanza angolare di soli 0,67° vista dalla Terra e di nuovo poteva essere osservata dal sud del mondo al all'alba da metà gennaio .
Nei mesi successivi ha vagato in alto nel cielo meridionale, dove la sua luminosità è diminuita di nuovo. Le ultime osservazioni sono state fatte a metà maggio 1909.
Valutazioni scientifiche:
Lo sviluppo dell'astrofotografia intorno all'inizio del XX secolo, insieme alla posizione favorevole della cometa Morehouse nel cielo settentrionale, ha permesso di fornire ampio materiale per lo sviluppo di teorie fisiche sulle comete attraverso numerose fotografie della cometa a brevi intervalli . Solo Barnard è stato in grado di acquisire 350 immagini con gli strumenti dell'Osservatorio Yerkes, che documentano le straordinarie apparizioni della cometa durante il suo periodo di visibilità da settembre a dicembre.
La cometa Morehouse è stata caratterizzata in particolare dallo sviluppo di una coda che era molto pronunciato rispetto al coma . La coda era caratterizzata dallo sviluppo dinamico di condensazioni nuvolose, raggi di coda, onde e torsioni a spirale che cambiavano nel giro di una notte o addirittura ogni ora. Più volte si poteva addirittura osservare che la coda veniva "strappata" dalla testa e poi si formava nuovamente una nuova coda partendo da essa. Le dinamiche di questi fenomeni furono successivamente esaminate da Nicholas Theodore Bobrovnikoff .
Inviluppi parabolici sorprendenti sono stati osservati intorno al vero e proprio coma cometario, che Arthur Stanley Eddington ha studiato in dettaglio.
Riuscì a far risalire la sua origine al materiale del nucleo della cometa , che veniva espulso come una fontana nella direzione della radiazione solare ("teoria della fontana") e poi deviato in un arco in direzione della coda da la pressione di radiazione del sole. Ciò ha portato alla comparsa di un guscio parabolico, che poi si è fuso nei confini esterni della coda di polvere.
La luce della cometa è stata esaminata in modo intensivo spettroscopicamente , tra le altre cose. da William Wallace Campbell e Sebastian Albrecht al Lick Observatory , Johannes Franz Hartmann presso l' Osservatorio Astrofisico di Potsdam , Aymar de La Baume Pluvinel e Fernand Baldet al osservatorio a Juvisy-sur-Orge , Henri- Alexandre Deslandres e A. Bernard all'Osservatorio di Parigi , Edwin Brant Frost e John Adelbert Parkhurst aOsservatorio Yerkes e Hans Rosenberg a Gottinga.
Gli spettrogrammi hanno mostrato righe di emissione tipiche , tra cui di C2 e CN alla luce del coma cometario. Come per la prima volta con la cometa C/1907 L2 (Daniel) nell'anno precedente, nella coda della cometa sono state nuovamente trovate bande nella gamma dei colori viola e blu, la cui causa inizialmente era sconosciuta.
Nel 1909, Alfred Fowler fu in grado di identificare queste righe spettrali come emissioni di monossido di carbonio semplicemente ionizzato (CO+) in un esperimento di laboratorio .
Un'altra forte linea spettrale nella gamma dei colori viola è stata suggerita da de La Baume Pluvinel e Baldet, è stata riconosciuta come emissione di azoto ionizzato (N2+).
Parametri orbitali:
Per la cometa nel 1978 a cura di Brian Marsden, è stata determinata un'orbita iperbolica da 141 osservazioni per un periodo di 250 giorni.
Più recentemente, nuovi valori per gli elementi orbitali sono stati calcolati da 54 dati di osservazione per un periodo di 88 giorni (solo dal momento dell'avvicinamento al sole) , ma questi differiscono solo in modo insignificante dai valori di Marsden.
L'orbita della cometa è di conseguenza inclinata di circa 140° rispetto all'eclittica , quindi corre nella direzione opposta (retrograda) rispetto i pianeti attraverso la sua orbita.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole (perielio), che la cometa ha attraversato il 26 dicembre 1908, si trovava a circa 141,4 milioni di km dal Sole appena entro il raggio dell'orbita terrestre.
Già il 16 ottobre era arrivata nel punto più vicino alla Terra a circa 1,03 AU / 154,7 milioni di km. Il 24 gennaio 1909 la cometa passò su Venere a una distanza di circa 73,0 milioni di km e il 15 febbraio su Marte a una distanza di circa 121,9 milioni di km . Il 27 marzo c'è stata un secondo avvicinamento alla Terra a circa 1,26 AU / 188,8 milioni di km.
Gli elementi orbitali della cometa C/1908 R1 sono stati usati insieme a quelli di altre 18 comete di periodo estremamente lungo da Jan Hendrik Oort per formulare la sua ipotesi riguardo alla nuvola di comete che circonda il sistema solare, che oggi prende il nome di Nube di Oort.
Evoluzione dell'orbita:
Per le seguenti informazioni vengono utilizzati i calcoli di Marsden, basati su osservazioni su un periodo di tempo più lungo. Da questi elementi orbitali , che sono afflitti da un certo grado di incertezza, sappiamo che la cometa si è mossa in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al Sole prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1908 e nel 1909 .
Aveva un'eccentricità di circa 0,99984 e un semiasse maggiore di circa 5750 UA, quindi il suo periodo orbitale era di circa 435.000 anni. Era forse una nuova cometa dinamica, dalla nuvola di Oort si crede che si è avvicinata al Sole solo poche volte prima di questo passaggio.
Durante il suo passaggio attraverso il sistema solare interno, la cometa ha visto un numero di passaggi relativamente ravvicinati dei grandi pianeti Giove , Saturno e Nettuno:
| Data | pianeta | Min. Distanza (in UA) |
|---|---|---|
| 15 febbraio 1896 | Giove | 25.6 |
| 10 agosto 1898 | Nettuno | 7.9 |
| 29 gennaio 1907 | Giove | 4.1 |
| 7 agosto 1908 | Saturno | 8.2 |
| 22 settembre 1909 | Giove | 3.4 |
| 27 giugno 1915 | Saturno | 13.1 |
| 15 novembre 1918 | Giove | 21.1 |
| 16 giugno 1920 | Nettuno | 9.8 |
La sua eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 1.00038 dalle loro forze di attrazione, così che la cometa ora sta partendo su un'orbita iperbolica. Non tornerà più quindi nel sistema solare interno.
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LA GRANDE COMETA DIURNA
del 1910 (C/1910 A1)
La C/1910 A1 (Grande cometa diurna) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo durante il giorno del 1910 . Per la sua straordinaria luminosità è annoverata tra le "Grandi Comete".
Al suo massimo splendore, ha superato anche il pianeta Venere ed è stata forse la cometa più brillante del XX° secolo.
Scoperta:
Era già visibile ad occhio nudo quando fu notata per la prima volta, e quindi sono molte le persone che hanno "scoperto" la cometa in modo indipendente.
I primi che hanno visto questa cometa erano tre lavoratori in una miniera di diamanti nel Transvaal all'alba del 12 gennaio 1910, quando aveva già una luminosità di -1.
Osservazioni:
La prima persona a studiare adeguatamente la cometa è stata l' astronomo scozzese Robert Innes al Transvaal Observatory di Johannesburg il 17 gennaio, dopo essere stato allertato due giorni prima dall'editore di un quotidiano di Johannesburg.
La cometa ha raggiunto il perielio il 17 gennaio ed era in quel momento visibile alla luce del giorno ad occhio nudo, con una magnitudine di –5. Dopo il perielio, diminuì di luminosità ma divenne uno spettacolo impressionante dall'emisfero settentrionale al crepuscolo serale, con la sua coda notevolmente ricurva che raggiungeva i 50 gradi all'inizio di febbraio.
A mezzogiorno del 17 gennaio, Innes poté osservare la cometa nel cielo luminoso del giorno ad occhio nudo 4,5° vicino al sole , all'epoca aveva una luminosità di −4 mag. Lo descrisse come un oggetto bianco come la neve lungo circa 1° e più luminoso di Venere nel suo massimo splendore.
Il giorno seguente ci sono state ulteriori osservazioni diurne della cometa a Vienna , Algeri e Roma , e il 19 gennaio gli astronomi dell'osservatorio di Santiago del Cile hanno osservato la cometa per sette ore dalla mattina alla sera quando era a circa 8° dal Sole. Anche a Milano la cometa è stata osservata durante il giorno.
(a lato una fotografia di Percival Lowell).
Il 22 gennaio, la cometa è apparsa a un osservatore in Svezia con una coda curva di 25° di longitudine e 5° di latitudine al crepuscolo, e una lunghezza della coda da 30 a 50° è stata stimata entro la fine del mese.
La cometa svanì gradualmente man mano che si allontanava dal sole e dalla terra , +6 mag è stata raggiunta il 12 febbraio, +8 mag all'inizio di marzo e +11 mag all'inizio di aprile.
L'ultima osservazione è stata il 9 luglio, quando probabilmente ha raggiunto solo +14 mag.
Valutazioni scientifiche:
La cometa di gennaio del 1910 era estremamente polverosa. Gli spettrogrammi hanno mostrato uno spettro continuo attraverso la luce solare diffusa non solo intorno al nucleo , ma anche in fondo alla coda. Nessuna delle righe di emissione altrimenti usuali potrebbe essere determinata. Tuttavia, sulla cometa sono state probabilmente osservate per la prima volta forti righe di emissione di sodio .
Questo fenomeno di una coda di sodio neutro potrebbe essere analizzato solo molto più tardi sulla cometa C / 1995 O1 (Hale-Bopp) . La presenza di sodio insieme alla forte luce solare diffusa spiega anche la descrizione del colore della cometa come giallo o addirittura rosso, come riportato da diversi osservatori.
L'alto contenuto di polvere della coda della cometa ha portato anche a strisce nella coda, che aveva la forma di un corno ricurvo. Il 27 gennaio, accanto alla coda curva, si poteva vedere una coda più corta e dritta, ma probabilmente era anche quella una coda di polvere. Una coda di plasma non si è sviluppata fino a quando le righe di emissione di sodio non sono scomparse, e dopo il 26 gennaio è stato possibile vedere nello spettro anche le solite bande cometarie. All'inizio di febbraio c'era anche una piccola contro-coda su una fotografia.
Orbita:
Nel 1982 Manoel Soares de Mello e Simas è stato il primo in grado di determinare un'orbita ellittica estremamente allungata che risulta inclinata di circa 139° rispetto all'eclittica, da circa 400 dati di osservazione su un periodo di 180 giorni .
La cometa corre quindi nella direzione opposta ai pianeti (retrograda).
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha superato il 17 gennaio, si trovava a una distanza di 19,3 milioni di km dal Sole, ben all'interno dell'orbita di Mercurio .
Il giorno successivo, il 18 gennaio, ha raggiunto a 0,86 UA/ 128,4 milioni di km l'approccio più vicino alla Terra . Un altro giorno dopo, il 19 gennaio, ha prima superato Venere a una distanza di 86,5 milioni di km e poi ha superato Mercurio a una distanza di 22,5 milioni di km.
L'apparizione della cometa nel 1910 fu forse la prima visita di questa "nuova cometa" dalla Nube di Oort al sistema solare interno. Gli elementi orbitali precedenti a questo passaggio, erano afflitti da una certa incertezza, poi la forza di attrazione dei pianeti ha modificato la sua eccentricità orbitale a circa 0,9999959 e il suo semiasse maggiore a circa 31.577 UA, così che il suo periodo orbitale ci indica che forse tornerà tra 5.611.316 anni.
( Diagramma dell'orbita al 17 gennaio 1910 - JPL ).
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LA SECONDA GRANDE COMETA del 1910
1P/1909 R1 (HALLEY)
Perielio il 20 aprile - XXIX passaggio noto. La cometa era stata localizzata telescopicamente sin dall'11 settembre 1909, per questo è classificata con diversi anni.
Evento (1P/1909 R1, 1910 II, 1909c).
Dall'osservatorio dell'Harvard College ).
L'attesa del pubblico della ricomparsa della cometa di Halley nel 1910 fu immensa. Armonisti componevano canzoni per fare una serenata al visitatore celeste, ed i poeti scoppiarono in versi. Prodotti come Bird's Custard e Pears Soap, negli USA, presentavano la cometa nella loro pubblicità: il sapone "Pears è visibile giorno e notte in tutto il mondo" era uno slogan. Anche prima che la cometa fosse visibile ad occhio nudo, le persone scrissero al Royal Observatory per riferire i loro avvistamenti, che si rivelarono essere un'identificazione errata dei pianeti luminosi Venere e Giove e in un caso la Galassia di Andromeda.
Giovanni Pascoli pubblica sulla rivista Marzocco l'inno Alla cometa di Halley, dedicato a Dante Alighieri che la vide nel 1301, otto passaggi prima.
LEGGI QUI :
http://astrocultura.uai.it/astroarte/astroletteratura/cognizioni/pascoli.htm#cometa
L'arrivo del 1910 è stato particolarmente rilevante per molte ragioni: non solo è la prima orbita della cometa per cui esistono fotografie, ma è stato anche un passaggio relativamente ravvicinato alla Terra (0,15 au il 20 maggio del 1910), ha creato spettacolari vedute, e la Terra è passata attraverso la sua coda. Il 13 gennaio di quell'anno, Tolstoj scrisse in merito nel Diario:
«La cometa sta per catturare la Terra, annientare il mondo, e distruggere tutte le conseguenze materiali della mia attività e delle attività di tutti. Ciò prova che tutte le attività materiali, e le loro presunte conseguenze materiali, sono prive di senso. Solo ha un senso l'attività spirituale...».
L'approccio del 1910, che apparve a occhio nudo intorno al 10 aprile e giunse al perielio il 20 aprile, fu notevole per diversi motivi: fu il primo approccio di cui esistono le fotografie e il primo per il quale sono stati ottenuti dati spettroscopici.
Inoltre, la cometa ha fatto un approccio relativamente vicino di 0,15 UA, rendendolo uno spettacolo incredibile. In effetti, il 19 maggio, la Terra attraversò effettivamente la coda della cometa.
L'arrivo del 1910 è stato particolarmente rilevante per molte ragioni: non solo è la prima orbita della cometa per cui esistono fotografie, ma è stato anche un passaggio relativamente ravvicinato alla Terra (0,15 au il 20 maggio del 1910), ha creato spettacolari vedute, e la Terra è passata attraverso la sua coda. Il 13 gennaio di quell'anno, Tolstoj scrisse in merito nel Diario:
«La cometa sta per catturare la Terra, annientare il mondo, e distruggere tutte le conseguenze materiali della mia attività e delle attività di tutti. Ciò prova che tutte le attività materiali, e le loro presunte conseguenze materiali, sono prive di senso. Solo ha un senso l'attività spirituale...».
L'approccio del 1910, che apparve a occhio nudo intorno al 10 aprile e giunse al perielio il 20 aprile, fu notevole per diversi motivi: fu il primo approccio di cui esistono le fotografie e il primo per il quale sono stati ottenuti dati spettroscopici.
Inoltre, la cometa ha fatto un approccio relativamente vicino di 0,15 UA, rendendolo uno spettacolo incredibile. In effetti, il 19 maggio, la Terra attraversò effettivamente la coda della cometa.
Verso le 3 del mattino GMT del 19 maggio 1910, la cometa di Halley passò direttamente tra il Sole e la Terra. Questo evento era invisibile da Greenwich, il Sole era al di sotto dell'orizzonte in quel momento, ma gli osservatori dall'altra parte del mondo, alle Hawaii, hanno addestrato i loro telescopi sul Sole per individuare i segni della testa della cometa che si stagliano sul suo disco brillante. Non hanno visto niente. Se ci fosse stato un nucleo solido di appena 100 chilometri di diametro, gli astronomi lo avrebbero visto come un punto scuro che attraversa il Sole.
Una delle sostanze scoperte nella coda dall'analisi spettroscopica era il cianogeno gassoso tossico, che ha portato l'astronomo Camille Flammarion ad affermare che, quando la Terra passasse attraverso la coda, il gas "avrebbe impregnato l'atmosfera e probabilmente avrebbe espulso tutta la vita sul pianeta". La sua dichiarazione ha portato all'acquisto in preda al panico di maschere antigas e ciarlatane "pillole anti-cometa" e "ombrelli anti-cometa" da parte del pubblico.
In realtà, come altri astronomi hanno sottolineato rapidamente, il gas è così diffuso che il mondo non ha avuto effetti negativi dal passaggio attraverso la coda.
Una delle sostanze scoperte nella coda dall'analisi spettroscopica era il cianogeno gassoso tossico, che ha portato l'astronomo Camille Flammarion ad affermare che, quando la Terra passasse attraverso la coda, il gas "avrebbe impregnato l'atmosfera e probabilmente avrebbe espulso tutta la vita sul pianeta". La sua dichiarazione ha portato all'acquisto in preda al panico di maschere antigas e ciarlatane "pillole anti-cometa" e "ombrelli anti-cometa" da parte del pubblico.
In realtà, come altri astronomi hanno sottolineato rapidamente, il gas è così diffuso che il mondo non ha avuto effetti negativi dal passaggio attraverso la coda.
Un cittadino con un gusto per la prosa apocalittica ha confidato all'Osservatorio il suo sospetto che la coda della cometa, a contatto con l'atmosfera, avrebbe portato il Pacifico a cambiare bacino con l'Atlantico e le foreste primordiali del Nord e del Sud America sarebbero state spazzate via. la valanga salmastra sulle pianure sabbiose del grande Sahara, rotolando continuamente con case, navi, squali, balene e ogni sorta di esseri viventi in una massa eterogenea di caotica confusione ”.
L'Osservatorio ha contrassegnato in modo conciso la lettera "Nessuna risposta".
( Flammarion descrive il passaggio della Terra attraverso la coda della cometa ).
Altre reazioni variavano da quelle spensierate a quelle grottesche. Da Parigi è stato riferito che i ristoratori stavano preparando le cene delle comete per la grande occasione e che le cartoline ei souvenir delle comete stavano vendendo bene. Negli USA le chiese erano gremite di persone che temevano che l'incontro con la cometa segnasse la fine del mondo. Si dice che un pastore nello Stato di Washington sia impazzito per la preoccupazione per la cometa, mentre in California un cercatore d'acqua inchiodò i suoi piedi e una mano a una croce e, nonostante la sua agonia, supplicò i soccorritori di lasciarlo lì.
Il gas cianogeno, un veleno, era stato rilevato spettroscopicamente nella coda della cometa Morehouse nel 1908, quindi la gente temeva, comprensibilmente, che potessero essere avvelenati dai gas della coda della cometa di Halley. Da Chicago è stato riferito che le donne chiudevano porte e finestre per tenere fuori i vapori tossici. Ad Haiti un medico vudù vendeva pillole di cometa per scongiurare l'influenza malvagia della cometa, così come due truffatori in Texas che facevano anche un buon commercio di maschere antigas di cuoio. Agli acquirenti è stato detto che le pillole (in realtà costituite da una combinazione innocua di zucchero e chinino) li avrebbero aiutati a resistere ai gas della coda della cometa. La polizia ha arrestato gli uomini ma è stata costretta a lasciarli andare di nuovo quando le vittime credulone hanno fatto una campagna per il loro rilascio.
A un osservatore ad Accra in Ghana, nell'Africa occidentale, la cometa di Halley apparve "come una spada fiammeggiante con l'elsa ingioiellata".
Nelle settimane successive la sua coda si allungò verso l'alto come un raggio di luce che illumina la volta dei cieli. All'inizio di maggio, la cometa di Halley giaceva vicino al brillante pianeta Venere, e gli inglesi superstiziosi notarono che ciò coincise con la morte di re Edoardo VII.
( El Paso - USA - 16/05/1910 ).
( New York - Queensboro Bridge ).
( Parigi Francia ).
Dopo il suo passaggio davanti al Sole del 19 maggio, la cometa di Halley è riapparsa nel cielo serale, ancora impressionante ma svanendo lentamente mentre si allontanava.
A luglio è stata persa ad occhio nudo. I telescopi però seguirono la cometa per un anno ancora fino a quando non fu più distante di Giove. Poi scomparve dalla vista. La cometa di Halley non fu più vista per altri 71 anni, fino al 1982.
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LA PRIMA COMETA
del 1911 di KIESS
La Cometa Kiess, formalmente indicata C/1911 N1 (Kiess), è una cometa a lunghissimo periodo, classificata di conseguenza come non periodica.
La cometa è nota soprattutto per essere il corpo progenitore dello sciame meteorico delle Alfa Aurigidi. Ha una MOID con l'orbita della Terra di sole 0,002766 UA. Già pochi mesi dopo la sua scoperta fu visto che i suoi parametri orbitali erano simili a quelli di un'altra cometa passata circa 221 anni prima, la C/1790 A1 (Herschel), che era stata scoperta da Caroline Lucretia Herschel, ma l'idea che le due comete fossero in realtà uno stesso oggetto è rimasta a livello di ipotesi non confermata.
Scoperta:
Fu scoperta il 6 luglio 1911 da Carl Clarence Kiess all'Osservatorio Lick, negli Stati Uniti.
La massima luminosità la mostrò mentre passava nel punto più vicino alla Terra:
- Il 22 agosto fu stimata come di 4a magnitudine con cattive condizioni atmosferiche.
- Il 24 agosto con un seeing non molto buono, la cometa, mentre si muoveva verso sud, fu giudicata di magnitudine +4,5, con una chioma di 15' ed un nucleo stimato intorno alla decima magnitudine.
- Il 25 agosto la stima della sua luminosità era già scesa tra 5,5 e 6 magnitudini.
- Il 27 agosto era già molto debole e fu stimata tra la 9a e la 10a magnitudine.
[Astronomical Journal, vol.28, n.665, p.142-143 (1914)].
Parametri orbitali:
| DATI | |
|---|---|
| (all'epoca 30 luglio 1911) | |
| Semiasse maggiore | 184,068 UA |
| Perielio | 0,684 UA |
| Afelio | 367,453 UA |
| Periodo orbitale | 2497 anni |
| Inclinazione orbitale | 148,420° |
| Eccentricità | 0,99628 |
| Longitudine del nodo ascendente | 158,665° |
| Argomento del perielio | 110,370° |
| Par. Tisserand (TJ) | -0,844 (calcolato) |
| Ultimo perielio | 30 giugno 1911 |
| MOID da Terra | 0,00276599 UA |
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA SECONDA COMETA
del 1911 di BROOKS
La C/1911 O1 (Brooks) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1911.
Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +2 mag.
Scoperta:
William Robert Brooks fu uno dei cercatori di comete di maggior successo del suo tempo.
Dal 1883 aveva già scoperto visivamente 20 comete, 17 delle quali come unico scopritore.
Quando scrutò il cielo con il suo telescopio a Ginevra (New York) la mattina del 20 luglio 1911 (ora locale) , ha potuto scoprire la sua 21a e ultima cometa, che sarebbe diventata la più impressionante di tutte "le sue" comete.
Osservazioni:
Dopo la sua scoperta, la cometa si spostò verso nord e ovest nel cielo e presto divenne visibile nel cielo serale. Verso la fine di agosto la cometa si è potuta osservare per la prima volta anche ad occhio nudo e a settembre è rimasta visibile tutta la notte con una luminosità di +4 mag come oggetto circumpolare.
A fine settembre la cometa si sta allontanando nuovamente dalla Terra , ma allo stesso tempo si stava ancora avvicinando al Sole, per cui la sua luminosità ha continuato ad aumentare rapidamente e ha raggiunto un valore di +2 mag al tramonto, verso la metà di ottobre, mentre la sua stretta coda bianco-azzurra si muoveva di 30° allungata nel cielo e offriva uno spettacolo di poco inferiore a quello della cometa di Halley di un anno prima.
A metà ottobre, la cometa è passata a nord del Sole e per qualche tempo è stata osservata sia nel cielo serale che mattutino . In questo momento, insieme alla cometa Brooks, c'era la cometa C/1911 S3 (Beljawsky), scoperta 2 mesi dopo, poteva essere vista bassa nel cielo occidentale.
Al crepuscolo dell'11 Ottobre 1911, le due comete sono avvicinate l'una all'altra ad una distanza di circa 20°.
All'inizio di novembre, la cometa Brooks è apparsa nel cielo mattutino con una luminosità di +3 mag e da fine mese non era più visibile ad occhio nudo.
L'osservazione finale si ebbe il 28 febbraio 1912.
Parametri orbitali:
Per la cometa, un'orbita ellittica allungata è stata determinata da 619 dati di osservazione su un periodo di 221 giorni, risulta che è inclinata di circa 34° rispetto al piano dell'eclittica.
Nel punto dell'orbita più vicina al sole ( perielio ), che la cometa passò il 28 ottobre 1911, si trovava ad una distanza di circa 73,2 milioni di km dal sole nell'area compresa tra le orbite di Mercurio e Venere. Il 18 settembre ha raggiunto il massimo avvicinamento alla terra ad una distanza di 0,51 AU / 77,0 milioni di km . Il 21 ottobre la cometa si trovava a 59,0 milioni di km da Venere.
| tipo di orbita | lungo periodo |
| Eccentricità | 0,9970 |
| Perielio | 0,489429 AU 28 ottobre 1911 |
| Afelio | 326,341 UA in entrata ~307 UA in uscita |
| Semiasse maggiore | 163,41 UA entrata 159 UA uscita |
| Periodo orbitale | ~2090 anni in entrata ~1900 anni in uscita |
| Inclinazione del piano orbitale | 33,8095° |
| Argomento del perielio Long. nodo ascendente | 153,0045° 294,2071° |
| Velocità orbitale al perielio | 60,2 km/sec |
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole.
Secondo gli elementi orbitali, afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1911 aveva ancora un'eccentricità di circa 0,9969 e un semiasse maggiore di circa 159 UA, per cui il suo periodo orbitale era di circa 2000 anni .
Potrebbe essere apparso nell'antichità intorno all'anno -100.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, specialmente passando Urano il 27 febbraio 1906 a una distanza di circa 4½ AU e da Giove il 22 agosto 1911 a una distanza di quasi 6 AU, ma in particolare a causa di un altro passaggio ravvicinato di Giove il 30 luglio 1912 a una distanza di 3 AU, la sua eccentricità orbitale rimase pressoché invariata, ma il suo semiasse maggiore fu accorciato a circa 154 UA, e il suo periodo orbitale è stato ridotto a circa 1900 anni.
Quando intorno all'anno 2860 raggiungerà il punto di afelio, si troverà a circa 45,9 miliardi di chilometri di distanza dal sole, quasi 307 volte più della Terra e 10 volte più di Nettuno .
La sua velocità orbitale nell'afelio è solo di circa 0,10 km/s.
Il prossimo perielio della cometa avverrà probabilmente intorno al 3800.
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LA TERZA COMETA
del 1911 di BELJAWSKY
La C/1911 S3 (Beljawsky) era una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1911.
Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +1 mag.
Scoperta:
La cometa fu scoperta all'alba del 29 settembre 1911 da Sergei Ivanovich Beliawsky al Osservatorio del Simeiz sulla penisola di Crimea, quando aveva già una luminosità di +2.5 e una coda di 1°.
Poco dopo ci furono altre scoperte indipendenti.
La cometa fu osservata da vicino nei giorni successivi, tra gli altri da Alexandre Schaumasse a Nizza , Svante Elis Strömgren e Carl Frederick Pechüle a Copenaghen , Michel Giacobini a Parigi , Alphonse Louis Nicolas Borrelly a Marsiglia e George Van Biesbroeck a Uccle .
Dopo la sua scoperta, la cometa si è spostata verso est nel cielo ed è stata osservata ad occhio nudo dalla fine di settembre.
Osservazioni:
Intorno al 10 ottobre, la cometa ha superato il sole a nord ed è stata visibile sia nel cielo mattutino che serale per un po' di tempo. A quel tempo poteva essere vista nel cielo occidentale insieme alla cometa C/1911 O1 (Brooks), che era stata scoperta 2 mesi prima .
Al crepuscolo dell'11 Ottobre 1911, le due comete si sono avvicinate l'una all'altra ad una distanza di circa 20°. Da metà ottobre la cometa Beljawsky è apparsa bassa all'orizzonte occidentale al crepuscolo con una luminosità di 1 magnitudine, con una testa giallo oro e una coda lunga oltre 15° .
Alla fine di ottobre, la cometa Beljawsky è stata osservata per l'ultima volta ad occhio nudo mentre si spostava a sud-est. Fu solo alla fine di gennaio 1912 che la cometa fu riscoperta dall'emisfero australe dopo essere passata di nuovo a sud del Sole , ma fu osservata solo poche volte dall'osservatorio di Córdoba (Argentina) e l'ultima posizione fu determinata il 17 febbraio 1912.
Valutazioni scientifiche:
Nel 1951 furono determinati per la prima volta elementi orbitali incerti che erroneamente indicavano che la cometa si stava muovendo su un'orbita iperbolica . Così, la cometa ha attirato l'interesse degli astronomi che hanno studiato la possibile origine interstellare delle comete.
In uno studio del 1978, Marsden , Sekanina ed Everhart hanno trovato 66 osservazioni in un periodo di 140 giorni per l'orbita originale prima che passasse attraverso il sistema solare interno ed aveva ancora una forma iperbolica, ma l'eccentricità orbitale era molto vicina a 1 e l'orbita ellittica in origine, è stata considerata possibile se si fosse tenuto conto anche delle influenze non gravitazionali. Per la futura orbita della cometa, invece, è già stata determinata una forma ellittica chiusa con un periodo orbitale di circa 430.000 anni.
Sebbene alcuni astronomi sospettassero un'origine interstellare di questa cometa, Kresák arrivò alla conclusione nella sua valutazione nel 1992 che una possibile forma orbitale iperbolica per la cometa Beljawsky era basata esclusivamente sull'incertezza della determinazione dell'orbita e che non si poteva presumere un'origine interstellare.
In uno studio più recente del 2014, Królikowska e altri hanno dimostrato che le affermazioni significative sull'orbita originale e futura della cometa possono essere fatte solo se, oltre alle perturbazioni gravitazionali di tutti i pianeti , si devono prendere in considerazione influenze non gravitazionali sul calcolo. Gli elementi orbitali da essi determinati da 162 osservazioni su un periodo di 141 giorni contengono quindi anche un parametro non gravitazionale, ed i calcoli non solo confermano l'ipotesi che l'orbita della cometa fosse originariamente ellittica, ma determinano anche una caratteristica ellittica per l'orbita futura della cometa con un periodo orbitale di poche decine di migliaia di anni.
Parametri orbitali:
E' stata determinata un'orbita per la cometa che risulta essere inclinata di circa 96° rispetto al piano dell'eclittica . L'orbita della cometa è quindi quasi perpendicolare al piano dell'orbita dei pianeti.
Nel punto dell'orbita più vicina al sole ( perielio ), che la cometa passò il 10 ottobre 1911 con una velocità di 76,5 km/s, mentre si trovava ad una distanza di circa 45,4 milioni di km dal Sole nell'area all'interno dell'orbita di Mercurio, a cui già il 30 settembre si era avvicinata fino a 23,2 milioni di km. Il 6 ottobre ha superato Venere a una distanza di 100,4 milioni di km e il giorno successivo ha fatto il passaggio il più vicino alla Terra con 0,97 AU / 145,0 milioni di km.
Le seguenti affermazioni si basano sugli elementi orbitali non gravitazionali di Królikowska et al. di conseguenza, e secondo loro la cometa non si è mai mossa su un'iperbolica, ma molto prima che si avvicinasse al sistema solare interno nel 1911 aveva un'orbita ellittica estremamente allungata con un'eccentricità orbitale di circa 0,99976 e un semiasse maggiore di circa 1250 AU. Aveva quindi un periodo orbitale dell'ordine di 45.000 anni.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, specialmente durante un passaggio relativamente vicino a Giove il 12 maggio 1912 a circa 3½ UA di distanza, l'eccentricità è stata ridotta ad un valore di circa 0,99969 e il semiasse maggiore a circa 960 AU. È probabile che la cometa ritorni nel sistema solare interno tra circa 30.000 anni.
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LA PRIMA COMETA del 1914
C/1914 J1 (ZLATINSKY)
La C/1914 J1 (Zlatinsky) è una cometa osservata anche ad occhio nudo per pochi giorni durante la primavera del 1914 che raggiunse una luminosità massima di circa +4 mag.
Scoperta:
La cometa fu scoperta da Zlatinsky il 16 maggio 1914, mentre era un oggetto di quarta magnitudine, poi nei giorni seguenti questa è rapidamente diminuita.
Era situata nella costellazione dei Gemelli, non lontano da Castore e Polluce.
Osservazioni:
Analisi spettrale:
Cometa 1914b (Zlatinsky) - 20 maggio 1914. Il nucleo della cometa era molto brillante, tanto che l'osservatore ha trovato le righe di Fraunhofer nel suo spettro continuo. Lo spettro continuo esteso da
da 606 micron a 460 micron; era attraversato da cinque inconfondibili bande di idrocarburi. La più brillante di queste bande era quella osservata vicino a 516 micron.
L'intensità delle bande dall'estremità rossa dello spettro, è espressa come 0,5 - 0,2 - 1,0 - 0,4 e 0,3.
Prima di iniziare l'osservazione, ho controllato lo spettro di Venere per alcune linee principali come valori medi, le letture hanno trovato quanto segue:
C= 656 - b = 517 - D = 589 - F= 486 - E = 527 - G = 433.
La larghezza del gap è sempre stata di 0,4 micron. Le osservazioni sono state fatte quando la cometa era molto bassa. Alla fine, la cometa si è fermata 17" sopra l'orizzonte.
L'osservazione ripetuta il 22 maggio dello spettro continuo era notevolmente debole, ed il flusso luminoso doveva corrispondere a quello attaccato al telescopio, e i reostati sono particolarmente evaporati, quindi fuori scala le bande potevano essere viste chiaramente.
Maggio 20 Maggio 22 Media
I 559.98 559.8 559.9
II 543.60 543.4 543.5
III 516.40 516.4 516.4
IV 488.49 488.2 488.3
V 472.40 472.2 472,3
Parametri orbitali:
I calcoli fatti, usando 25 dati di osservazione nell'arco di 25 giorni ci forniscono un'orbita iperbolica retrograda ma l'errore presente nei calcoli, usando una soluzione baricentrica potrebbe fornici anche una traiettoria ellittica fortemente allungata, quindi non sappiame se o quando tornerà nel sistema solare interno, ma se lo farà potrebbe essere tra migliaia o milioni di anni nel futuro.
L'orbita risulta molto inclinata di circa 112,98° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di circa 116,42°, con una Longitudine del nodo ascendente di circa 33,85°.
Il passaggio al perielio è avvenuto l'8,88 maggio 1914, mentre si trovava ad una distanza di 0,54319 UA dal Sole.
Il 24 maggio 1914 è passata nel punto più vicino alla Terra ad una distanza di 0.529 UA.
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LA SECONDA COMETA del 1914
C/1913 Y1 (DELAVAN)
La C/1913 Y1 (Delavan) è una cometa che è stata osservata anche ad occhio nudo nel corso del 1914, e per questo detta: ''La Cometa della Grande Guerra''.
Ha raggiunto la luminosità massima di +3 mag.
Intrinsecamente, la cometa Delavan è stata la seconda cometa più grande in magnitudine assoluta, ad apparire durante il 20° secolo, solo la cometa Hale-Bopp C/1995 O1 era più grossa, e se si fosse maggiormente avvicinata al Sole e alla Terra indubbiamente sarebbe stata una "Grande" cometa .
Scoperta:
Fu scoperta il 18 dicembre 1913 da Pablo Delavan, uno degli astronomi dello staff dell'Osservatorio nazionale argentino a La Plata (fuori Buenos Aires).
Al momento della sua scoperta, la cometa Delavan era di circa 11a magnitudine, situata vicino alla stella Eta Eridani alta nel cielo serale, e si muoveva lentamente verso nord-ovest. I calcoli orbitali iniziali si sono rivelati alquanto problematici, ma alla fine è stato determinato che la cometa si trovava a una distanza eliocentrica di 4,2 UA - insolitamente grande per le comete conosciute a quel tempo - ed era ancora a più di dieci mesi dal passaggio del perielio.
Osservazioni:
La cometa inizialmente si illuminò piuttosto lentamente, raggiungendo la 9a magnitudine verso la fine di marzo 1914, poco prima di scomparire nel crepuscolo serale.
Dopo la congiunzione con il Sole, è emersa nell'emisfero settentrionale nel cielo del mattino verso la fine del mese di giugno, essendo vicino a magnitudo +7 al momento, e poi dopo si illuminò più rapidamente.
E' diventata ampiamente visibile ad occhio nudo come un oggetto di 5a magnitudine nel mese di agosto ed è stato più brillante nei mesi di settembre e ottobre, quando era leggermente più brillante della magnitudine +3. E' passata nel punto più vicino alla Terra, relativamente distante a 1,58 AU, il 4 ottobre 1914, e sebbene era principalmente un oggetto del cielo mattutino, era abbastanza lontana a nord del Sole e abbastanza vicino alla congiunzione da poter essere rilevata anche bassa nel cielo nord-occidentale dopo il tramonto.
Dopo il suo picco di prestazioni, la cometa Delavan ha iniziato a viaggiare lentamente verso sud e ha iniziato a svanire, raggiungendo la 5a magnitudine a metà dicembre.
A quel punto si stava avvicinando al crepuscolo mattutino e, sebbene non fosse mai del tutto in congiunzione con il Sole, la sua elongazione rimase abbastanza bassa da rendere difficili le osservazioni per i due mesi successivi.
Era ancora di 6a magnitudine nel gennaio 1915, ma era scesa all'8a magnitudine a metà marzo, momento in cui stava cominciando a viaggiare profondamente nei cieli meridionali.
Gli osservatori dell'emisfero australe l'hanno seguita costantemente per diversi mesi, con le osservazioni finali ottenute all'inizio di settembre 1915, quando era intorno alla 12a magnitudine.
Considerazioni:
La cometa Delavan mostrava due code, una dritta di ioni lunga circa dieci gradi e una larga e ricurva di polvere lunga da sei a otto gradi nel punto più lungo. Sebbene numerose altre comete, passate e presenti, abbiano anche esibito due di queste code, la cometa Delavan era in qualche modo insolita in quanto entrambe le code erano di circa uguale luminosità.
Uno dei più attivi osservatori di comete di quell'epoca, l'astronomo americano Edward Barnard, ha commentato che la coda dritta era più prominente fotograficamente che visivamente, mentre la coda curva era l'esatto opposto.
Questa differenza ha rafforzato le idee che aveva precedentemente espresso secondo cui diversi meccanismi erano quasi certamente responsabili dello sviluppo delle varie code; qualcosa che ora sappiamo essere vero, anche se sarebbero trascorsi alcuni decenni prima che fossero avanzate spiegazioni soddisfacenti per questi diversi meccanismi.
Parametri orbitali:
I calcoli ci confermano che la cometa si trova su una traiettoria iperbolica in espulsione dal sistema solare, con un eccentricità di 1,0001404667, l'orbita risulta inclinata di ben 68,0427099° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 97,46910833°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 60,3974068° (Epoca 2420215.5 / 1914-Mar-24.0).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 26,7691 ottobre 1914, mentre si trovava alla distanza di 1,104414044 UA dal Sole.
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA TERZA COMETA del 1914
C/1914 S1 (CAMPBELL)
La C/1914 S1 (Campbell) è una cometa che è stata vista ad occhio nudo tra fine estate ed inizio autunno dell'anno 1914.
Scoperta:
Fu scoperta per primo da Leon Campbell della Harvard University il 17,7 settembre 1914 ad Arequipa in Perù, a cui seguirono le scoperte indipendenti di Charles James Westland a Cheviot in Aotearoa (Nuova Zelanda) 7h dopo, e di Joseph Lunt dal Capo di Buona Speranza in Sud Africa 8,5h dopo.
Visto la vicinanza delle scoperte il nome più giusto sarebbe C/1914 S1 (Campbell-Westland-Lunt).
Osservazioni:
Questa cometa fa parte di un selezionato gruppo di comete, note per esibire anti-code rivolte verso il Sole. C.J. Westland difatti osservò e riferì di questa particolare configurazione della coda e ne ottenne una registrazione fotografica in due notti differenti.
Il 18 settembre la cometa era visibile ad occhio nudo tra Alfa Doradus ed Epsilon Reticuli ed una esposizione fotografica di 18 minuti ha rivelato una cospicua coda, il giorno successivo un'altra fotografia ha rivelato una coda di 6 o 7 gradi.
Tra settembre ed ottobre la cometa era ben visibile arrivando ad avere una luminosità massima di +3,8 mag il 21 settembre secondo Merfield.
Nella foto di Westland del 24 settembre ebbe la sorpresa di vedere 2 code a 180° l'una dall'altra, angolo che poi il 29 settembre si era ridotto a 130°, mentre il 7 ottobre era visibile solo una piccola coda lunga circa un grado.
Lunt la osservò fino al 5 novembre, rilevandone ben 50 posizioni.
Considerazioni:
La presenza di un'anticoda verso il Sole spesso indica fenomeni di frammentazione del nucleo, come peraltro si è registrato in altri eventi simili, però in questo caso va detto che Westland non riferisce di aver notato nessuna frammentazione in atto dalle sue esposizioni fotografiche.
Parametri orbitali:
Sul sito del Minor Planet Center si trova un'orbita calcolata da Sekanina, che ha usato 59 posizioni nell'arco di 62 giorni, ne risulta un'orbita ellittica molto allungata con un'eccentricità di 0,998666 con un periodo di rivoluzione di circa 12.344 anni.
La cometa si trova su una traiettoria molto inclinata di ben 77,83597° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 270,34671°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 1,58289°.
Il passaggio al perielio è stato effettuato il 5,47082 agosto 1914, mentre si trovava ad una distanza di 0,7127565 UA dal Sole.
( Diagramma orbitale - MPC ).
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LA COMETA del 1917
P/1917 F1 (MELLISH)
La C/1917 F1 (Mellish) è una cometa periodica appartenente al gruppo delle comete di tipo Halley, ed anche un oggetto NEO, osservabile ad occhio nudo nella primavera dell'anno 1917.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di circa +3,8 mag.
Scoperta:
Questa cometa fu scoperta da John E. Mellish il 20 marzo 1917, all'Osservatorio Yerkes a Williams Bay in Wisconsin (USA).
Piogge di meteore:
I Monocerotidi di dicembre e gli Orionidi di novembre sono deboli piogge meteoriche ma annualmente stabili, attive per tutto novembre e dicembre. L'analisi ad alta qualità del database video meteor SonotaCo mostra che la distribuzione degli elementi orbitali, velocità geocentrica e anche l'evoluzione orbitale delle meteore e il potenziale corpo genitore potrebbe implicare un'origine comune per l'arrivo di queste meteore dalla cometa madre C/1917 F1 Mellish. Lo conferma anche le proprietà fisiche e le attività di questi meteoriti. Un presunto rilascio di meteoroidi al perielio della cometa in passato e alla distribuzione radiante del piano celeste rivelano che il flusso Monocerotide di dicembre potrebbe essere più giovane di quello di novembre delle Orionidi. Un meteoroide componente trasversale della velocità di espulsione al perielio deve essere maggiore di 100 m/s.
Altri studi:
LINK : '' A study to improve the past orbit of comet C/1917 F1 (Mellish) on the basis of its observed meteor showers ''.
Dati:
Parametri fisici:
| Parameter | Symbol | Value | Units | Sigma | Reference | Notes |
| comet total magnitude | M1 | 11.0 | 0.7 | 2 | 2 parameter fit from 4 observations | |
| comet total magnitude slope | K1 | 16. | n/a | 2 | autocmod 2.9c |
Osservazioni:
| Date (UT) | J2000 AR | J2000 Dec | Magn | Località | Ref |
|---|---|---|---|---|---|
| 1917 03 24.79777 | 02 12 05.76 | +16 06 20.3 | 7 T | 020 – Nice | JO 02 |
| 1917 03 25.78222 | 02 11 16.99 | +16 26 58.0 | 531 – Collegio Romano, Rome | JO 02 | |
| 1917 03 27.76007 | 02 09 10.51 | +17 07 56.5 | 531 – Collegio Romano, Rome | JO 02 | |
| 1917 03 27.82724 | 02 09 05.38 | +17 09 26.7 | 008 – Algiers-Bouzareah | JO 01 | |
| 1917 03 28.79318 | 02 07 45.11 | +17 28 21.9 | 008 – Algiers-Bouzareah | JO 01 | |
| 1917 03 29.75623 | 02 06 12.78 | +17 47 05.7 | 531 – Collegio Romano, Rome | JO 02 | |
| 1917 03 30.76326 | 02 04 17.90 | +18 05 17.9 | 531 – Collegio Romano, Rome | JO 02 | |
| 1917 03 30.80789 | 02 04 12.24 | +18 06 01.7 | 008 – Algiers-Bouzareah | JO 01 | |
| 1917 03 31.80857 | 02 01 56.02 | +18 22 17.8 | 008 – Algiers-Bouzareah | JO 01 | |
| 1917 04 02.76765 | 01 56 12.59 | +18 46 26.6 | 4 T | 531 – Collegio Romano, Rome | JO 02 |
| 1917 04 19.17344 | 00 45 27.6 | -00 13 48 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 04 19.82270 | 00 46 25.26 | -00 52 32.7 | 3 N | 907 – Melbourne | JO 02 |
| 1917 04 21.17450 | 00 48 45.9 | -02 03 42 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 04 23.17186 | 00 52 47.8 | -03 30 38 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 04 23.82506 | 00 54 11.39 | -03 55 19.0 | 6.1 T | 907 – Melbourne | JO 02 |
| 1917 04 25.17403 | 00 57 10.1 | -04 41 26 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 04 26.17302 | 00 59 25.3 | -05 11 57 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 04 28.17587 | 01 03 58.1 | -06 05 40 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 04 29.17383 | 01 06 14.7 | -06 29 17 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 01.17703 | 01 10 44.8 | -07 11 49 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 01.81984 | 01 12 10.87 | -07 24 14.8 | 9.5 T | 907 – Melbourne | JO 02 |
| 1917 05 02.17707 | 01 12 57.9 | -07 30 54 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 06.17585 | 01 21 36.9 | -08 36 44 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 08.17141 | 01 25 45.1 | -09 04 47 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 09.16869 | 01 27 46.9 | -09 17 51 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 11.14836 | 01 31 42.2 | -09 42 28 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 11.16688 | 01 31 44.3 | -09 42 15 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 14.16579 | 01 37 28.1 | -10 16 47 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 14.17740 | 01 37 28.8 | -10 16 52 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 15.17102 | 01 39 18.9 | -10 27 38 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 16.17058 | 01 41 08.0 | -10 38 07 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 16.18307 | 01 41 08.2 | -10 38 02 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 17.17235 | 01 42 55.1 | -10 48 25 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 18.17170 | 01 44 40.7 | -10 58 35 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 28.12845 | 02 00 38.3 | -12 33 40 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 28.18524 | 02 00 43.3 | -12 34 26 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 29.17979 | 02 02 10.3 | -12 43 47 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 05 30.18258 | 02 03 31.5 | -12 52 43 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 06 03.17848 | 02 09 02.9 | -13 31 11 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 06 04.18434 | 02 10 21.1 | -13 41 04 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 06 17.14884 | 02 25 00.9 | -15 54 51 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 | |
| 1917 06 20.13232 | 02 27 49.1 | -16 28 15 | 051 – Royal Observatory, Cape of Good Hope | JO 02 |
Parametri orbitali:
L'orbita della cometa C/1917 F1 (Mellish) ha la forma di un'ellisse molto allungata con un'eccentricità di 0,993. Il suo perielio è a soli 0,19 UA, e l'afelio e 55,1 UA dal Sole .
Il suo periodo orbitale attorno alla nostra stella è di 145,0 anni, la sua inclinazione rispetto all'eclittica è di 32,68˚.
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LA COMETA del 1919
23P/1919 Q1 (BRORSEN-METCALF)
Passaggio al perielio il 17 ottobre 1919.
(evento 23P/1919 Q1).
La cometa Brorsen-Metcalf, formalmente 23P/Brorsen-Metcalf, è una cometa periodica del Sistema solare, appartiene dinamicamente al gruppo cometario della cometa di Halley, che in questo passaggio si è resa visibile ad occhio nudo.
Ri-scoperta:
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.
Osservazioni:
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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LA COMETA del 1924
C/1924 R1 (FINSLER)
La C/1924 R1 (Finsler) è una cometa che fu vista anche ad occhio nudo, seppur per soli 2 giorni, durante il settembre del 1924, raggiungendo la luminosità massima di +4 mag.
Scoperta:
Fu scoperta a Bonn nel 1924. Ciò non è accaduto, come si potrebbe supporre, al famoso osservatorio Argelander su Poppelsdorfer Allee, ma dall'astronomo dilettante Paul Finsler (1894-1970) che è stato anche un noto e controverso matematico. Dopo aver studiato all'Università di Göttingen, ha completato la sua abilitazione nel 1922 all'Università di Colonia, dove ha insegnato fino al 1927, prima di accettare un incarico all'Università di Zurigo. Nel suo tempo libero, Finsler si dedicò all'astronomia, e non del tutto senza successo.
La sera del 15 settembre 1924, trovò una cometa a Bonn (dove pare abitasse temporaneamente) con un binocolo non lontano dalla stella 42 Comae Berenicis, che aveva almeno una magnitudine di +4 mag.
Osservazioni:
Dopo che il giorno seguente era nuvoloso, Finsler è stato in grado di poter trovare l'oggetto il 17/09/1924. La luminosità nel frattempo era diminuita di un'intera classe di dimensioni, ed era vicina alla stella υ Bootis. Tuttavia, ora si poteva osservare una coda lunga circa 4 gradi.
Il giorno seguente il professore riportò la sua scoperta (oggi nota come C/1924 R1) all'ufficio centrale dell'Unione Astronomica Internazionale, che allora aveva sede a Copenaghen.
All'imbrunire del 19 settembre, l'oggetto è stato visto in diversi osservatori, compreso quello di Bonn. Apparentemente le osservazioni sistematiche iniziarono il giorno dopo. Il 22 settembre 1924 fu scattata una fotografia all'Osservatorio Yerkes, che mostra una tipica "cometa gassosa".
In questo momento la sua luminosità era già scesa fino a circa +7 mag, e alla fine del mese era ormai inferiore a +8 mag.
Parametri orbitali:
Utilizzando 8 dati osservativi nell'arco di 13 giorni, è stata calcolata un'orbita ellittica retrograda che presenta qualche incertezza, con un'eccentricità di 0,998530, e che risulta inclinata di circa 120,113818° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di circa 66,501892°, ed una Longitudine del nodo ascendente di circa 81,148388°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 4,8234 settembre 1924, mentre si trovava ad una distanza di 0,405911 UA dal Sole.
Il calcolo del periodo orbitale risulta avere incertezza molto alte, quindi possiamo dire solo che tornerà tra qualche migliaio di anni.
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LA PRIMA COMETA del 1927
7P/PONS-WINNECKE
La 7P/Pons-Winnecke ( Indicata anche come 1927c ), è una cometa periodica che nel ritorno del 1927 è stata visibile ad occhio nudo raggiungendo la luminosità di +3,5 mag.
Scoperta:
Jean Louis Pons (Osservatorio di Marsiglia, Francia) ha scoperto questa cometa il 12 giugno 1819.
La cometa si trovava allora in Leone ed è stata descritta come piccola, con una condensazione centrale.
Friedrich August Theodor Winnecke (Bonn, Germania) riscoprì casualmente questa cometa il 9 marzo 1858. Era localizzata in Ofiuco e fu descritta come una nebulosità pallida e diffusa, di circa 3 minuti d'arco di diametro.
Osservazioni del 1927:
L'apparizione del 1927 fu la migliore dalla prima scoperta della cometa. Passò solo 0,0404 UA / 6,044 milioni di km dalla Terra il 26 giugno 1927 e raggiunse una luminosità massima di +3,5 mag.
Fu accompagnata da un flusso di meteoriti noto come Boötidi di giugno, ma occasionalmente era anche conosciuto come Pons-Winneckidi, in questo anno il flusso ha raggiunto i 500 all'ora al suo massimo, sono stati appena percettibili negli ultimi anni, se non in rare occasioni.
Fu fatto il tentativo di misurare otticamente le dimensioni del raggio del nucleo, ma fallì perché il dato fu risolto, ma risultò in un limite superiore di 5 km (che oggi sappiamo essere di 2,24 ± 0,02 km di raggio).
Altre osservazioni:
LINK : ''Observations by Bernhard H. Dawson''.
Orbita:
In questo passaggio l'orbita, che subisce forti perturbazioni da Giove, si trovava vicino ad intersecare la traiettoria della Terra, rendendo possibili passaggi molto ravvicinati, successivi incontri con il pianeta gigante hanno spostato il perielio ben oltre l'orbita terrestre.
Nel 1927 l'orbita prograda calcolata da Marsden usando 170 osservazioni, aveva un'inclinazione di 18,9397° rispetto all'eclittica e un'eccentricità di 0,685685, con un Argomento del perielio di 170,3974°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 99,1422°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 21,0654 giugno 1927, mentre si trovava ad una distanza di 1,039235 UA dal Sole.
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LA GRANDE COMETA del 1927
C/1927 X1 (SKJELLERUP-MARISTANI)
La cometa C/1927 X1 (Skjellerup-Maristany), nota anche come Cometa Skjellerup-Maristany e la Grande Cometa del 1927, è una cometa di lungo periodo, che è stata osservata tra la fine del novembre del 1927 e il 28 aprile 1928.
La particolare configurazione geometrica tra la Terra, la cometa e il Sole che si realizzò tra il 15 ed il 16 dicembre 1927, rese la cometa particolarmente spettacolare: più brillante di Venere, si avvicinò ad una magnitudine compresa tra -8 e -9 e gli osservatori che schermavano il Sole riuscivano ad osservarla facilmente anche durante il giorno.
Scoperta:
La cometa si manifestò nel cielo australe verso la fine del novembre del 1927. Sembrerebbe che sia stata osservata indipendentemente da una decina di osservatori, tra il 28 novembre e il 4 dicembre.
C. O'Connell l'osservò la sera del 28 novembre da Marton, in Nuova Zelanda, ma la sua comunicazione non venne notata se non successivamente.
Due giorni dopo fu osservata ad occhio nudo dall'astrofilo Thomas Knox da Melbourne, che tenne la notizia per sé per alcuni giorni, pensando che una cometa così luminosa dovesse essere già stata scoperta da altri.
Con l'annuncio della scoperta il 5 dicembre emerse che la notte precedente la cometa era stata osservata da numerosi osservatori in Australia e Nuova Zelanda. Tra questi, l'esperto cercatore di comete Frank Skjellerup, che contava la scoperta di 6 comete. Svegliato in piena notte dal proprio gatto, decise di sfruttare l'occasione per eseguire delle osservazioni non programmate con il proprio telescopio rifrattore da 7,6 cm di diametro. Individuò così la cometa come un oggetto della terza magnitudine, né calcolò la posizione e la comunicò all'osservatorio di Melbourne.
A Skjellerup andò il riconoscimento ufficiale della scoperta, perché fu apparentemente il primo a determinare una posizione abbastanza accurata della cometa e a comunicarla al principale osservatorio del proprio distretto, utilizzando le parole dell'astronomo britannico Andrew Crommelin. Ciononostante, la questione della paternità della scoperta fu molto dibattuta sui giornali locali, perché furono in molti ad individuare la cometa la sera del 4 dicembre. Quando la Donovan Astronomical Trust di Sydney assegnò la medaglia Donovan per tale risultato, furono premiati sia Frank Skjellerup, sia Thomas Knox.
Le scoperte indipendenti continuarono nei giorni seguenti: il 5 dicembre fu scoperta da Rhind da New Plymouth, in Nuova Zelanda, e il 6 dicembre ad occhio nudo dall'Osservatorio di La Plata, in Argentina, da Edmundo Maristany, il cui nome è stato successivamente aggiunto a quello di Skjellerup nella denominazione ufficiale.
Andrew Crommelin ha successivamente criticato questa scelta, ritenendo la comunicazione di Maristany tardiva perché meritasse un simile riconoscimento.
Il 6 dicembre la cometa aveva raggiunto la seconda magnitudine.
La cometa si presentava molto vicina al Sole e risultava difficile registrarne la posizione al crepuscolo.
La luminosità della cometa, di colore dorato, continuò ad aumentare, mentre essa raggiungeva declinazioni più settentrionali.
Il 15 dicembre, Frank Skjellerup l'osservò a meno di due gradi dal Sole, tra le 12:55 e le 13:15, in pieno giorno, schermando la vista diretta del Sole con un comignolo. Incredulo lui stesso, pensò addirittura che non sarebbe stato creduto se l'avesse raccontato.
Tuttavia, quel giorno Chidambara Ayyar eseguiva osservazioni solari presso l'osservatorio solare di Kodaikanal. Vide quella che credette essere una nuvola molto luminosa in prossimità del Sole, che tuttavia conservò posizione e luminosità più di quanto avrebbe fatto una semplice nuvola.
Individuò così anche lui la cometa e la seguì per tre giorni, descrivendola come «una massa nebulosa con un nucleo estremamente brillante da cui partivano due braccia curve e luminose». In quei giorni ci furono nuove scoperte dall'emisfero boreale, anche diurne.
Sebbene le misure della luminosità raggiunta dalla cometa tra il 15 e il 16 dicembre non siano state accuratissime, David Seargent ritiene che possa aver raggiunto una magnitudine compresa tra -8 e -9. Andrew Crommelin la stimò addirittura in -10 mag.
La spiegazione di questo fenomeno è stata fornita da Joseph N. Marcus nel 2007: la particolare configurazione geometrica delle posizioni della Terra, del Sole e della cometa, fece sì che questa dirigesse parte della luce incidente sulla sua chioma direttamente verso la Terra. Il fenomeno si è poi ripetuto con la cometa C/2006 P1 (McNaught).
Già il 17 dicembre la cometa era molto meno luminosa, il 18 dicembre transitò per il perielio e il 20 fu registrata l'ultima osservazione diurna da Vienna.
Il 3 gennaio 1928 fu registrata l'ultima osservazione ad occhio nudo; ad inizio febbraio la cometa aveva perso tre magnitudini - risultando della nona magnitudine - ed un'altra la perse entro la fine del mese. Il giorno della sua ultima osservazione fu il 28 aprile 1928.
Osservazioni ad infrarossi e spettrali:
Rimarchevolmente va precisato che, Carl O. Lampland osservò la cometa nell'infrarosso dall'Osservatorio Lowell dal 16 al 19 dicembre, rilevando la presenza di sodio, ma questo primato è stato a lungo dimenticato.
A causa della forte dispersione in avanti della luce solare nella polvere dell'involucro della cometa durante il tempo in cui la cometa è passata tra il sole e la terra, il continuum nello spettro della cometa copriva tutte le linee di emissione che avrebbero potuto essere viste.
Questo comportamento spettroscopico era simile a quello della cometa C / 1910 A1 di gennaio, e come in questo caso, alcuni giorni dopo si potevano vedere forti linee di sodio.
Orbita:
Una delle prime orbite calcolate, suggerì che potesse trattarsi del ritorno della cometa 122P/de Vico; l'associazione tuttavia risultò errata.
Brian Marsden fu in grado di determinare un'orbita ellittica estremamente allungata, dai dati di 34 osservazioni in un periodo di 115 giorni , risulta che è inclinata di circa 85° rispetto al piano dell'eclittica .
La cometa corre quindi in un'orbita che è quasi perpendicolare al piano dei pianeti.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che è stato attraversato dalla cometa il 18 dicembre, si trovava a una distanza di circa 26,4 milioni di km dal sole, ben all'interno dell'orbita di Mercurio . Già il 12 dicembre, effettuò l'approccio più vicino alla Terra a 0,75 UA/ 112,1 milioni di km di distanza e il 14 dicembre aveva raggiunto la minima distanza da Venere con 97,5 milioni di km .
Il 31 dicembre, la cometa ha poi superato Mercurio a una distanza di 38,6 milioni di km e il 6 febbraio 1928 ha avvicinato Marte in modo straordinariamente vicino a una distanza di soli 28,6 milioni di km.
Secondo gli elementi orbitali affetti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio attraverso il sistema solare interno nel 1927 aveva ancora un'eccentricità di circa 0,99970 e un semiasse maggiore di circa 600 UA, così che il suo periodo orbitale era di circa 15.000 anni.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei vari pianeti durante l'ultimo passaggio, la sua eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 0,99984 e il suo semiasse maggiore a oltre 1100 UA, in modo che il suo tempo orbitale sia più che raddoppiato. Di conseguenza, potrebbe non tornare nel sistema solare interno se non tra 36.500 anni.
| Parametri orbitali | |
|---|---|
| (all'epoca 26 dicembre 1927) | |
| Semiasse maggiore | 1100,981 UA 164.704.413.271 km |
| Perielio | 0,176 UA 26.329.225 km |
| Afelio | 2201,786 UA 329.382.497.317 km |
| Periodo orbitale | circa 36.600 anni |
| Inclinazione orbitale | 85,1126° |
| Eccentricità | 0,999840 |
| Longitudine del nodo ascendente | 78,2436° |
| Argomento del perielio | 47,1588° |
( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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LA COMETA del 1931
C/1931 P1 (RYVES)
La C/1931 P1 (Ryves) è una cometa che è stata osservata anche ad occhio nudo durante la stagione estiva dell'anno 1931, ed ha raggiunto una luminosità massima di circa +4 mag.
Era mal posizionata rispetto alla Terra, e di sicuro se l'incontro fosse stato ravvicinato di certo si sarebbe sicuramente parlato di una ''Grande Cometa''.
Scoperta:
Nelle Comet Notes di George Van Biesbroeck, pubblicate su Popular Astronomy (vol.38 p.488), troviamo scritto:
'' Ad agosto (1931) è stata trovata un'altra nuova cometa, si trattava di un oggetto mattutino, abbastanza luminoso ma visibile solo per poco tempo prima dell'alba. È stata scoperta da P. M. Ryves, noto per i suoi studi sulle stelle variabili osservate a Saragozza (Spagna), che l'ha vista per la prima volta il 10 agosto. Si trovava quindi a un paio di gradi dalla variabile U Geminorum e molto probabilmente il signor Ryves ha notato la cometa mentre cercava questa variabile, alla quale ha prestato per molti anni molta attenzione ''.
E ne ha riportato le sue misurazioni:
10,146 agosto 1931: AR= 7h 42' 06'' - DEC= +23° 48' - Mag. +5.
12,167 agosto 1931: AR= 7h 52' 00'' - DEC= +23° 19'
13,160 agosto 1931: AR= 7h 55' 18'' - DEC= +23° 08'
Osservazioni:
La conferma della scoperta, dopo che fu comunicata all'ufficio centrale di Copenhagen il 13 agosto, arrivo la mattina seguente con un riflettore da 24 pollici, ne riportarono la posizione e valutarono la luminosità in circa +4 mag.
14,39519 agosto 1931: AR= 8h 04' 32,52'' - DEC= +22° 45' 46''
Il 14 agosto Van Biesbroeck riferisce che poteva vedere la cometa stabilmente ad occhio nudo nonostante il cielo fosse già fortemente illuminato dall'alba, e c'era un nucleo stellare appuntito circondato da una chioma luminosa di 30'' di diametro da cui emanava un'ampia coda debolmente visibile a più di mezzo grado, in PA 290°.
È stata vista di nuovo nelle mattine successive, ma la cometa si stava muovendo rapidamente verso il Sole e nessuna stella di confronto adatta è stata trovata né sulle fotografie né visivamente.
Altri osservatori, specialmente a Mt. Hamilton, ebbero comunque più successo ed abbiamo disponibili le seguenti osservazioni:
K. Nakamura, dall'Osservatorio di Kyoto, riporta per il 17 agosto una coda dritta lunga due gradi e inoltre a dei rami ricurvi su entrambi i lati.
Sebbene la cometa debba aver guadagnato luminosità dopo il 20 agosto, si è persa nelle vicinanze del Sole, poiché la sua distanza perielio è diventata piuttosto piccola, e nessuno è riuscito a rilevarla al momento o dopo il suo massimo avvicinamento al Sole del 25 agosto.
Sul numero del New York Times del 28 agosto 1931, a pagina 13, si leggeva questa nota:
'' Appariva come una palla di gas caldo che viaggiava a cento miglia al secondo (circa 160 km/s) dal Naval Observatory. La cometa è passata entro 7.000.000 miglia (circa 11,2 milioni di km) dal Sole il 26 agosto. Un vagabondo nel Sistema Solare, si ritiene improbabile che ritorni dallo spazio ''.
Sul numero del New York Times del 9 ottobre 1931, a pagina 2, si leggeva questa nota:
'' La cometa Ryves aveva una luminosità intorno alla nona magnitudine il 9 ottobre 1931 e non era osservabile ad occhio nudo. Gli astronomi dell'Osservatorio Yerkes hanno aspettato fino a poco prima dell'alba per osservarla e fotografarla. La cometa è apparsa poco prima del Sole. Il direttore dell'Osservatorio Yerkes, Edwin B. Frost, ha stabilito che la cometa Ryves si trovava a due ore a est del Sole e a sette gradi di distanza da esso. In ottobre era cento volte più debole di quando è stata osservata per la prima volta in agosto ''.
Parametri orbitali:
Il sito del JPL pubblica i calcoli di Sitarski, ottenuti da 25 osservazioni nell'arco di 96 giorni, ne risulta un'orbita fortemente ellittica con un'eccentricità di 0,999326 e con un semiasse maggiore di 111,1632047 UA dal quale risulta un periodo di circa 1172 anni, che la spinge fino ad un afelio che si trova a ben 222,25149 UA dal Sole.
Corre su una traiettoria retrograda inclinata di 169,2881° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 168,1455°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 102,2776°.
[Epoch 2426560.5 (1931-Aug-07.0)].
Il passaggio al perielio è avvenuto il 25,9125 agosto 1931, mentre passava molto vicino al Sole ad una distanza di soli 0,074924 UA.
( Diagramma orbitale al momento del perielio - JPL ).
Il passaggio ravvicinato a Giove intorno al 1 novembre del 1930, a soli 0,15 UA, ha influito e modificato molto l'orbita precedente della cometa, che i primi calcoli del 1931 davano pure iperbolica, poi il 13 settembre ha fatto un passaggio radente a Venere, infine i primi di giugno del 1932 si è trovata di nuovo entro circa 1,5 UA da Giove.
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LA COMETA del 1936
La C/1936 K1 (Peltier) è una cometa non periodica a lungo periodo in quanto il suo periodo di rivoluzione è di circa 1600 anni.
Scoperta:
La cometa è stata scoperta il 15 maggio 1936 dall'astrofilo statunitense Leslie Copus Peltier, in Ohio-USA, mentre aveva una magnitudine di +9,5, mentre era nei pressi del polo nord celeste.
Osservazioni:
La cometa si è poi rapidamente spostata verso sud, divenendo visibile solo nell'emisfero meridionale.
La cometa ha raggiunto la magnitudine massima di +3,0 divenendo visibile ad occhio nudo a partire dal 31 luglio 1936 come riferito da Huoghton ed Ensor a Pretoria in Sud Africa, e mostrando una chioma fino a 20' di diametro.
Una buona osservazione fu possibile il 7 ed 8 agosto, Una foto con un esposizione di 35 minuti fu fatta il 7 agosto da E.L. Johnson, presso l'Union Observstory di Johannesburg - SA, mentre si trovava circa un grado a nord di Epsilon Microscopii (vedi sotto).
La magnitudine fu stimata in +3,5 , e la coda era di circa 3 o 4 gradi.
Nei giorni seguenti la cometa ha continuato ad affievolirsi, il 9 agosto era di +4 mag, il 12 è stata stimata in +5 ed il 13 a +5,5 e dal 15 agosto non è stato più possibile seguirla ad occhio nudo, le successive osservazioni sono state fatte telescopicamente.
[da: The Journal of the Astronomical Society of South Africa (1936) vol.IV n.2].
Dati fisici:
| Parametri | Simbolo | Valore | Sigma | Ref. | Note | |
| comet total magnitude | M1 | 6.6 | 0.3 | 2 | 21 osservazioni, autocmod 2.9c | |
| comet total magnitude slope | K1 | 19.25 | n/a | 2 | autocmod 2.9c |
Parametri orbitali:
A partire da 55 osservazioni nell'arco di 78 giorni è stato possibile determinare un'orbita ellittica prograda di lungo periodo, e risulta che è fortemente inclinata di 78,5502° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 148,4802°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 134,9408°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 8,9614 luglio 1936, mentre si trovava ad una distanza di 1,09989 UA dal Sole.
Mentre si avvicinava al Sole la cometa aveva un periodo obitale di circa 1654 anni, cioè doveva essere passata in precedenza intorno al 282 dC, ma a causa delle perturbazioni dei paneti il suo periodo di rivoluzione ad oggi si è ridotto a 1546 anni, in modo che possa tornare nel sistema solare interno solo intorno all'anno 3482.
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LA COMETA del 1937
La C/1937 N1 (Finsler) è una cometa di lungo periodo, osservata anche ad occhio nudo durante l'estate del 1937, che ha raggiunto la luminosità massima di +3,6 mag.
Scoperta:
La cometa, all'epoca designata 1927f, fu scoperta dal professor Paul Finsler la lattina del 4 luglio 1937 presso l'università di Zurigo in Svizzera, e comunicata il giorno seguente all'ufficio centrale dei telegrammi a Copenaghen, con il seguente testo:
'' 4,0026 luglio 1937 UT. AR = 3h 06' 06'' - Dec = +38° 37'. Magnitudine +7. Diffusa senza incicazione di coda. Moto giornaliero 48'' est 36' nord ''.
Osservazioni:
Dalle note di George Van Biesbroeck (Popular Astronomy, Vol. 45, p.379):
'' La nuova cometa era nella costellazione di Perseo, vicino alla stella Algol, quando è stata vista per la prima volta. Numerose osservazioni nei giorni seguenti hanno poi permesso di calcolare una preliminare orbita parabolica in modo da predire il suo percorso sulla volta celeste.
Il previsto aumento di luminosità è stato confermato, la magnitudine stimata in +7,3 il 6 luglio, mentre è diventata visibile ad occhio nudo dal 15 al 19 luglio con una luminosità, rispettivamente di +5,9 e +5,6 mag ''.
Intorno al passaggio al perielio, verso la metà di agosto, la cometa aveva una chioma ampia ed una coda ben sviluppata.
TABELLA OSSERVAZIONI:
Parametri orbitali:
L'orbita della cometa C/1937 N1 (Finsler) ha la forma di un'ellisse molto allungata con un'eccentricità di 0,9999854, che percorre in modo retrogrado.
I calcoli di Brian Marsden si basano su 212 osservazioni nell'arco di circa 6 mesi, e risulta che è inclinata di 146,41558° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 114,83658°, ed una longitudine del nodo ascendente di 59,42073° (2000.0).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 15,66577 agosto 1937, mentre si trovava ad una distanza di 0,8627435 UA dal Sole, mentre, sempre dai calcoli, il suo afelio di troverebbe alla distanza di ben 117932,774 UA (quasi 2 anni luce), ben oltre l'ipotetica Nube di Oort, in cui trascorrerebbe gran parte dei 26,5 milioni di anni del suo periodo di rivoluzione.
Naturalmente a quella distanza subisce anche altre influenze, come stelle di passaggio o maree galattiche, e quindi non si può affermare con certezza se mai potrà rientrare nel sistema solare interno.
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LA COMETA del 1939
La C/1939 H1 (Jurlof-Achmarof-Hassel) è una cometa di lungo periodo, che è stata osservata ad occhio nudo durante l'anno 1939.
Ha raggiunto la luminosità massima di +3 mag.
Scoperta e denominazione:
La cometa porta tre nomi, ma solo perché le convenzioni astronomiche internazionali impongono questo limite, in effetti sono conosciuti nove coscopritori, tra i quali si possono citare Clarence Lewis Friend, Shigeki Okabayashi e Roger Rigollet, ne esistono sicuramente altri, questo fatto succede spesso quando una cometa è scoperta come in questo caso quando è già visibile ad occhio nudo.
Gli scopritori ufficiali sono tre astrofili, due russi, Semën Nikolaevič Jurlov e Ibragim Valiullovič Achmarov, e un norvegese, Olaf Hassel.
Resoconti:
Suul rivista NATURE (vol.143 a p.758 del 6 maggio 1939), si riporta la seguente annotazione riguardo a questo evento:
'' Molto interesse è stato mostrato per questa cometa, che era facilmente visibile in binocoli, ed è stata sotto osservazione dal 15 aprile, quando fu scoperta, fino al tempo presente (6 maggio - ndr). Aveva una coda di circa 4° in lunghezza, ma il 22 aprile questa scomparve improvvisamente.
Gli osservatori sono certi che la coda non stava diminuendo di luminosità fino ad un'ora prima della sua scomparsa, ed è notevole che sia svanito così all'improvviso. Si sta allontanando sia dalla Terra che dal Sole e così sta diminuendo di luminosità; ma potrebbe essere possibile trovarla con un piccolo telescopio fino alla metà di maggio ''.
Ipotesi meteore:
La sua orbita è retrograda e ha una MOID con la Terra di sole 0,013 UA per cui già all'epoca della scoperta e anche successivamente si è ritenuto possibile l'esistenza di uno sciame meteorico originato dalle polveri lasciate dalla cometa lungo la sua orbita, tuttavia fino ad oggi nessuno ha potuto dimostrarne con certezza l'esistenza.
I dati teorici del possibile sciame meteorico sono i seguenti:
Data del massimo 4,7 agosto, radiante durante il massimo alle coordinate celesti 01h 17' di (Ascensione retta) e -12,0° di (Declinazione), corrispondenti ad un punto nella costellazione della Balena (Cetus in latino), situato a circa 3° dalla stella Deneb Algenubi (Eta Ceti), velocità geocentrica 62,36 km/s.
Parametri orbitali:
Da 14 osservazioni nell'arco di 28 giorni, si è calcolata un'orbita retrograda di lungo periodo con un'eccentricità di 0,9915031, e risulta che è inclinata di 138,16785° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 89,15172°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 312,34899°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 10,1139 aprile 1939, ad una distanza di 0,528255 UA dal Sole.
Con un semiasse maggiore di 62,1708 UA il periodo di rivoluzione risulta essere di 490,22 anni.
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LA COMETA del 1940-41
La C/1940 R2 (Cunningham) è una cometa visibile ad occhio nudo ed osservata telescopicamente fino al 17 giugno 1941. Ha raggiunto una luminosità massima di +3,5 mag.
Scoperta:
La cometa C/1940 R2 è stata scoperta il 5 settembre 1940 da Leland Erskin Cunningham, presso Oak Ridge station of the Harvard College Observatory, su una lastra fotografica quando era di 13esima magnitudine, circa 4,3 mesi prima del suo passaggio al perielio.
Poco dopo sono state trovate immagini di pre-scoperta su lastre fotografiche esposte il 25 agosto.
Osservazioni:
La cometa è stata visibile ad occhio nudo dal 23 dicembre 1940 al 4 gennaio 1941.
Parametri orbitali:
I calcoli di Brian Marsden da 189 osservazioni, nell'arco di 271 giorni, ci forniscono un'orbita iperbolica in fuga dal sistema solare, come confermato dagli studi di Królikowska, con un'eccentricità di 1,000485 ed una inclinazione di 48,8942°, con un Argomento del perielio di 199,5690°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 296,5905°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 16,234 gennaio 1941, ad una distanza di 0,367751 UA dal Sole.
Questa cometa ha fatto il suo passaggio più vicino alla Terra il 10 gennaio 1941 a 0,595 UA, cioè 6 giorni prima del passaggio del perielio.
La cometa ha subito grandi perturbazioni planetarie durante il suo passaggio attraverso il sistema planetario, che hanno portato a far fuggire alla cometa dalla zona planetaria su un'orbita iperbolica, confermato anche dalle soluzioni baricentriche.
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LA COMETA del 1941
La C/1941 B2 (de Kock-Paraskevopoulos) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1941, soprattutto nell'emisfero australe , ed è considerata da alcuni una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di 2 mag.
Scoperta:
L'astronomo dilettante Reginald Purdon de Kock voleva osservare una stella variabile a Paarl (Sudafrica) la mattina del 15 gennaio 1941 , quando scoprì questa cometa. La testa della cometa era cospicua e la coda già sviluppata ad una lunghezza di ½° . La luminosità era di circa +6 mag. de Kock informò l'Osservatorio Reale al Capo di Buona Speranza , dove la scoperta potè essere confermata nei giorni successivi.
A causa della sua luminosità, ci sono state scoperte indipendenti anche in Australia il 20 e 21 gennaio , tra cui di John Francis Skjellerup , tanto che la cometa era già lì conosciuta con il nome di "Barnes-Skjellerup". Anche John Stefanos Paraskevopoulos, un astronomo di Bloemfontein, scoprì indipendentemente la cometa il 23 gennaio con una coda lunga 5° e riportò la sua scoperta all'Harvard College Observatory negli Stati Uniti, e così che li la cometa era conosciuta sotto il nome di "Comet Paraskevopoulos". A causa delle turbolenze della guerra, la notizia della prima scoperta di de Kock inizialmente non aveva raggiunto nessun paese al di fuori dell'Europa.
Altre scoperte indipendenti sono state fatte in Sud America e Nuova Zelanda il 23 e 24 gennaio.
Osservazioni:
La cometa si avvicinò rapidamente al sole e alla terra , così che la sua luminosità continuò ad aumentare. Il 27 gennaio la cometa ha raggiunto la sua massima declinazione meridionale .
Due giorni dopo la cometa ha raggiunto il suo massimo avvicinamento alla terra ed è apparsa nei giorni successivi con una luminosità fino a +2 mag con una lunghezza della coda di ancora 5°.
All'inizio di febbraio la cometa si è di nuovo allontanata dal sole e dalla terra, ma la luminosità è diminuita solo lentamente, a metà del mese era ancora di +5 mag. Quando la cometa non poteva più essere vista ad occhio nudo verso la fine del mese, la lunghezza della coda era ancora di 1-2°.
La cometa ha continuato ad essere osservata telescopicamente e fotograficamente mentre si avvicinava al Sole. La sera del 29 marzo, George Van Biesbroeck ha effettuato l'ultima osservazione allo Yerkes Observatory a bassa quota sopra l'orizzonte.
Dopo che la cometa ha superato il Sole la mattina del 28 aprile a una distanza di soli 0,6°, è stata osservata solo in quattro occasioni in luglio e settembre. L'ultima osservazione al Lick Observatory è avvenuta il 17 settembre con una luminosità di +17 mag
Parametri orbitali:
Per la cometa, Brian Marsden è stato in grado di determinare un'orbita ellittica allungata con una precisione limitata da 130 dati di osservazione su un periodo di 241 giorni, risulta che è inclinata di circa 168° rispetto all'eclittica .
La cometa quindi corre nella direzione opposta (retrograda) rispetto ai pianeti attraverso la sua orbita.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha passato il 27 gennaio 1941, si trovava a una distanza di 118,2 milioni di km dal Sole nell'area dell'orbita di Venere .
Il 7 dicembre 1940 era da una distanza di circa 63,7 milioni di km da Marte e ha superato Venere il 21 dicembre a una distanza di circa 55,0 milioni di km.
Due giorni dopo il perielio, il 29 gennaio 1941 fu raggiunto il massimo avvicinamento alla Terra con solo circa 0,27 AU / 39,7 milioni di km . Questo passaggio relativamente vicino era la ragione della sua luminosità osservata.
Evoluzione orbitale:
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Dopo un precedente tentativo di George Van Biesbroeck di determinare l'orbita futura della cometa, Marsden, Sekanina ed Everhart hanno esaminato la situazione passata e lo sviluppo futuro dell'orbita della cometa.
Secondo gli elementi orbitali, afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1941 aveva un'eccentricità di circa 0,9984 e un semiasse maggiore di circa 495 UA, per cui il suo periodo orbitaleera circa 11.000 anni fa.
Ma a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto a causa del passaggio relativamente vicino di Giove il 17 maggio 1941 a una distanza di circa 3 AU, l'eccentricità orbitale è stata aumentata a circa 0,9991 e il semiasse maggiore a circa 890 AU , in modo che il suo periodo orbitale risulti aumentato a circa 26.500 anni.
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LA COMETA del 1943
C/1942 X1 (WHIPPLE-FEDTKE-TEVZADZE)
La C/1942 X1 (Whipple-Fedtke-Tevzadze) è una cometa osservata ad occhio nudo durante i primi 2 mesi del 1943. Raggiunse una magnitudine massima di +3,5.
Scoperta e denominazione:
Fred Whipple scoprì la cometa su una fotografia scattata l'8 dicembre 1942, e in seguito fu in grado di identificarla su fotografie precedenti risalenti al 5 novembre.
Le varie nazioni del mondo erano coinvolte nel pieno della seconda guerra mondiale, e quindi le comunicazioni tra le nazioni potrebbero essere piuttosto difficili; mentre la cometa era inizialmente indicata negli Stati Uniti come "Comet Whipple", alla fine è venuta alla luce la notizia di scoperte indipendenti altrove, comprese quelle di Carl Fedtke all'Osservatorio di Konigsberg nella Prussia orientale (ora Kaliningrad in Russia) l'11 dicembre e di G.A. Tevzadze presso l'Osservatorio Abastumani nelle montagne del Caucaso (URSS - in quella che oggi è la Georgia) il 15 dicembre. Anche la designazione preliminare della scoperta ha causato difficoltà: la cometa veniva chiamata "1942f" negli Stati Uniti, mentre era "1942g" in Europa, e sono trascorsi diversi mesi prima che questa confusione potesse essere risolta. (Per quel che vale, la designazione del perielio vecchio stile della cometa è 1943 I e la sua nuova designazione di stile è C/1942 X1).
Osservazioni:
La cometa è rimasta ben posizionata per l'osservazione, specialmente per gli osservatori dell'emisfero settentrionale, per i mesi successivi, ed era nel punto più vicino alla Terra a circa 0,43 UA, alla fine di gennaio. Inizialmente intorno fu stimata a +9 o +10 magnitudini intorno al momento della sua scoperta, ma poi si è illuminata inaspettatamente e rapidamente, essendo già più luminosa della 6a magnitudine a metà gennaio ed essendo vicino alla 4a magnitudine entro la fine di quel mese.
Successivamente ha iniziato a sbiadire, come previsto, ed era scesa a +5 mag entro la seconda settimana di febbraio, tuttavia ha poi subito un inaspettato aumento di luminosità, avvicinandosi a magnitudo +3,5 durante gli ultimi giorni di febbraio. In quel momento stava attraversando il Gran Carro dell'Orsa Maggiore ed era quindi suscettibile di osservazioni casuali; per esempio, nel numero di maggio 1943 di " Sky & Telescope " contiene un drammatico resoconto di prima mano di una scoperta "indipendente" di un quartiermastro della Marina degli Stati Uniti, Francis Wilmot, a bordo di una nave nell'Oceano Atlantico.
In seguito, la cometa ha ricominciato a sbiadire, scendendo al di sotto della visibilità a occhio nudo all'inizio di aprile, sebbene durante quel periodo abbia mostrato occasionali aumenti di luminosità piccoli e di breve durata. Successivamente è sbiadito più "normalmente", con le ultime osservazioni ottenute all'inizio di agosto.
Considerazioni scientifiche:
La cometa Whipple-Fedtke-Tevzadze era una cometa molto povera di polvere e quindi non mostrava una coda di di questo tipo particolarmente evidente, ma mostrava una coda di ioni piuttosto lunga e distinta, che raggiungeva una lunghezza visiva massima di circa sei gradi ma estesa fino a quasi 20 gradi sulle fotografie.
Questa coda ha anche mostrato vari segni di struttura e attività, incluso almeno un evento di disconnessione alla fine di marzo. Allo stesso tempo, le fotografie sembravano indicare un piccolo nucleo secondario, con i migliori calcoli che indicavano una data di scissione intorno al 9 marzo, che curiosamente, è stato poche settimane dopo il maggiore aumento di luminosità che spesso accompagna la frammentazione del nucleo di una cometa.
In ogni caso, l'attività quasi nucleare e l'andamentoon all'interno della coda di ioni sembrano non essere correlati tra loro, il che serve a evidenziare l'ampia gamma di processi fisici e chimici indipendenti che avvengono all'interno delle comete mentre fanno i loro passaggi intorno al Sole.
Parametri orbitali:
Brian Marsden da 166 dati di osservazione, nell'arco di 257 giorni, ha potuto calcolare i parametri orbitali della cometa, che possiede un'orbita ellittica prograda estremamente allungata, con una eccentricità di 0,992196, e risulta che è inclinata di 19,7127° rispetto al piano dell'eclittica, con un Argomento del perielio di 39,8432°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 100,7990°.
Il passaggio al perielio è avvenuto il 6,7211 febbraio 1943, alla distanza di 1,353647 UA, tra le orbite di Terra e Marte, mentre la cometa era quasi in opposizione al Sole rispetto al nostro pianeta.
Da questi calcoli risulta che la cometa ha un semiasse maggiore di 173,45555356 UA da cui ne deriva un periodo di rivoluzione di 2284,45 anni.
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LA COMETA RADENTE del 1945
C/1945 X1 (DU TOIT)
La C/1945 X1 du Toit è una cometa non periodica che appartiene alla famiglia delle comete di Kreutz, i membri di questa famiglia cometaria tra le altre caratteristiche hanno elementi orbitali caratterizzati da una piccola distanza perielica, orbita retrograda e lungo periodo orbitale.
Non è stata visibile ad occhio nudo.
Origine:
La cometa si è probabilmente originata dalla scissione del nucleo di una precedente cometa in più frammenti, ognuno dei quali ha dato origine a una nuova cometa, due di esse sono la C/1882 R1 e la C/1965 S1 (Ikeya-Seki).
Scoperta:
L'astronomo Daniel du Toit (Harvard College Observatory, stazione Boyden, Bloemfontein, Sud Africa) ha scoperto questa cometa l'11,05 dicembre 1945 nella costellazione del Triangolo Australe, e ne ha stimato la magnitudine in +7.
Osservazioni & valutazioni scientifiche:
Du Toit, in seguito, ha ottenuto solo quattro osservazioni aggiuntive, il 12,05 - 13,07 - 14,07 - 15,07 dicembre 1945. La cometa non è stata osservata dopo il passaggio al perielio quando avrebbe dovuto raggiungere una visibilità ad occhio nudo, da questo fatto e dalla mancata osservazione fotografica nelle settimane precedenti e successive al passaggio al perielio è stato ipotizzato che la cometa abbia avuto un notevole aumento di luminosità, dovuto ad uno sfogo (Outburst), nei giorni precedenti alla sua scoperta.
Durante la prima settimana di gennaio del 1946, Leland E. Cunningham (Aberdeen, Maryland) utilizzò le cinque osservazioni ottenute da du Toit e calcolò un'orbita parabolica con una data del perielio del 28.012 dicembre 1945 e una distanza del perielio di appena 0,006305 UA.
Sono state fornite due orbite aggiuntive che rappresentavano i probabili limiti, ma Cunningham ha detto che la cometa potrebbe essere stata "un oggetto brillante a occhio nudo entro un paio di gradi dal Sole" nel giorno del perielio, ma la sua speranza che la cometa possa essere stata rilevata dai coronografi prima o dopo la sua occultazione da parte del Sole, è stata vana.
Inoltre, nel gennaio 1946 non è stato individuato nulla lungo le effemeridi di ricerca di Cunningham, ed in particolare, Enrique Gaviola (Osservatorio di Cordova) ha affermato che il maltempo ha impedito qualsiasi osservazione in Argentina nel gennaio 1946.
Le seguenti informazioni si basano sugli elementi orbitali determinati nel 2004 da Sekanina e Chodas utilizzando moderni metodi matematici e tenendo conto dell'influenza gravitazionale di tutti i pianeti e degli effetti relativistici quando la cometa passa vicino al Sole. La cometa segue quindi un'orbita ellittica allungata inclinata di circa 142° rispetto all'eclittica, e si muove quindi in senso opposto (retrogrado) rispetto ai pianeti. Nel punto più vicino al Sole (perielio), che la cometa ha superato il 27 dicembre 1945, si trovava a circa 1,11 milioni di km dal Sole (circa 0,6 raggi solari sopra la sua superficie). Entro il 20 novembre aveva già superato Marte a circa 147,2 milioni di km e l'11 dicembre si era avvicinato alla Terra a 0,62 UA (92,6 milioni di km). Se la cometa fosse sopravvissuta all'avvicinamento al Sole, un secondo avvicinamento alla Terra sarebbe avvenuto il 16 gennaio 1946, e sarebbe stato un po' più vicino del precedente, a 0,54 UA (80,5 milioni di km).
Parametri orbitali:
Brian G. Marsden ha scritto due articoli che indagano sulle comete che rasentano il Sole, e durante il 1967 ha utilizzato quattro delle posizioni ottenute tra l'11 e il 15 dicembre 1945 ed ha calcolato un'orbita parabolica con una data del perielio del 27,9652 dicembre 1945 e una distanza del perielio di 0,007516 UA. Nel 1989 ha calcolato alcune soluzioni orbitali alternative e ha rimarcato la somiglianza con le orbite delle Sungrazer C/1882 R1 e C/1965 S1, ed ha concluso che è probabile che la cometa du Toit sia stata prodotta, insieme a queste due comete, dalla rottura di una cometa durante il 12° secolo. Questa cometa potrebbe essere stata la cometa X/1106 C1 .
Secondo gli elementi orbitali determinati da Sekanina nell'ipotesi di tale origine, si ricava una "Soluzione ellittica forzata", dove risulta che la sua orbita poteva avere un'eccentricità di circa 0,99989 e un semiasse maggiore di circa 89 UA, qualche tempo prima del passaggio nel sistema solare interno del 1945/46, con il periodo orbitale di circa 840 anni.
( Diagramma orbitale - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 1947
La C/1947 X1 è una cometa osservata ad occhio nudo sul finire del 1947.
E' annoverata tra le ''Grandi Comete'' per la sua eccezionale spettacolarità.
Massima lunghezza della coda, circa 25 gradi.
Relazione:
Vi riportiamo integralmente, il testo tradotto di un articolo di ISABEL M. LEWIS pubblicato su Nature Magazine, nel marzo del 1948:
Nell'ultimo mese del 1947 apparve improvvisamente, vicino al Sole al tramonto, una cometa veramente grande, la più luminosa da osservare da quando la cometa di Halley fece il suo ultimo spettacolare ritorno al perielio nel 1910. Così tante persone videro la nuova cometa allo stesso tempo che nessun osservatore avrebbe potuto accreditare la sua scoperta.
Seguendo la pratica di nominare le comete in ordine alfabetico in ordine di scoperta nell'anno in corso, la nuova cometa ricevette presto il nome di 1947n. Come indicava il nome, era la quattordicesima e, come si è scoperto, l'ultima cometa ad essere scoperta nel 1947. Si ritiene che questo stabilisca un record per il numero di comete scoperte in un anno qualsiasi. Alcune di queste erano comete periodiche che tornavano al perielio nel 1947, tra cui la famosa cometa di breve periodo di Encke (1947i), che raggiunse la massima luminosità alla fine di novembre, quando era solo al limite della visibilità senza ausilio telescopico. La maggior parte delle comete del 1947 erano visibili solo nei più grandi telescopi.
Alla stazione di Boyden dell'Harvard College Observatory a Bloemfontein, in Sud Africa, la cometa 1947n fu vista per la prima volta la sera dell'8 dicembre e fu descritta come avente un nucleo luminoso e una coda che si estendeva a una distanza di 30 o 35 gradi. All'Harvard College Observatory, che è una stanza di compensazione per le notizie astronomiche in questo paese, sono giunti numerosi rapporti di osservazioni della cometa da tutto l'emisfero meridionale.
Gli osservatori in Sud Africa, Sud America e Australia hanno inviato posizioni determinate con precisione. Il 12 dicembre, una nave nel Pacifico, a nord-est della Nuova Guinea, riferì che era stata avvistata una grande cometa, chiaramente visibile ad occhio nudo, a circa 8 gradi sopra l'orizzonte con una coda lunga circa 5 gradi. Era allora nella costellazione del Sagittario.
Tre osservazioni sono tutto ciò che è necessario per ottenere un'orbita approssimativa per l'oggetto appena scoperto. Si presume, in un primo momento, che si stia muovendo in un'orbita parabolica e facendo una sola visita al sole. Solo quando l'oggetto non è stato osservato su un arco della sua orbita di notevole lunghezza è possibile determinare se si sta muovendo in un'orbita parabolica o in un'ellisse allungata. In quest'ultimo caso la cometa tornerà di nuovo al sole, sebbene l'orbita ellittica possa essere talmente allungata che il suo periodo potrebbe essere lungo migliaia di anni.
Entro pochi giorni dalla sua scoperta erano disponibili un certo numero di orbite della cometa calcolate in modo indipendente ei risultati dei calcoli furono pubblicati sulle Harvard Announcement Cards. Questi erano in buon accordo e mostravano che la cometa aveva superato il perielio il 2 dicembre, prima di essere osservata, e la sua distanza approssimativa dal sole in quella data era di circa dieci milioni di miglia. Il suo movimento era retrogrado, quindi si muoveva in direzione da ovest a est, il che è contrario alla normale direzione di movimento dei membri del sistema solare.
Le comete, tuttavia, non si conformano alle abitudini dei membri meglio regolati della famiglia del Sole, e il più delle volte, si muovono in senso contrario alla normale direzione del movimento orbitale. L'orbita può essere sia notevolmente allungata che inclinata con un angolo di oltre 90 gradi rispetto all'eclittica.
In questo momento è troppo presto per dire se la grande cometa del 1947 tornerà al Sole alla fine, o è ora diretta verso lo spazio interstellare. La cometa sarà seguita da grandi telescopi molto tempo dopo che sarà scomparsa dalla vista in piccoli telescopi. Tra il 15 e il 20 dicembre sono state ottenute osservazioni presso il Lowell Observatory a Flagstaff, in Arizona, e il McDonald Observatory, un ramo dell'Osservatorio Yerkes sul Monte Locke, in Texas. A questo punto la cometa aveva perso gran parte del suo primo splendore. Era così a sud, nei giorni immediatamente successivi alla sua scoperta, che gli osservatori alle medie latitudini di questo emisfero aspettavano invano di vederla, nel sud-ovest dopo il tramonto. Quando finalmente apparve sopra l'orizzonte sud-occidentale, era già sbiadito fino alla 4a magnitudine, e prima della fine dell'anno era visibile solo telescopicamente.
Ciò non significa, tuttavia, che non sia possibile ottenere molte informazioni dall'osservazione spettroscopica dei cambiamenti che possono avvenire nel corpo e nella sua composizione fisica.
Gli spettrogrammi presi al McDonald mostrano già bande a causa della presenza di ammoniaca.
Le prime osservazioni hanno mostrato una spaccatura nel nucleo luminoso del corpo, come se si stesse dividendo fisicamente in due parti, o se la testa fosse composta da più di una massa.
Le prime osservazioni furono confermate da osservazioni successive fatte in questo paese e anche negli osservatori dell'emisfero meridionale.
La cometa si è mossa così rapidamente da quando è apparsa per la prima volta in modo spettacolare nelle immediate vicinanze del sole, che entro il 15 gennaio stava passando dal Capricorno all'Acquario e si trovava a più di 130 milioni di miglia dalla terra.
Tra non molto, ci si può aspettare, verranno pubblicate orbite meglio determinate della cometa e un'effemeride, o posizioni giornaliere, dell'oggetto nei cieli a beneficio di coloro che desiderano seguirne il percorso attraverso il cieli mentre si allontana dal Sole e dalla Terra.
Per una grande cometa lo splendore di questa del 1947 è stato di brevissima durata, e la sua posizione sfavorevole rispetto agli osservatori settentrionali quando era al suo massimo è stata per loro eccezionalmente deludente.
Frammentazione:
Inoltre, a partire dal 10 dicembre 1947, fu osservata una divisione del nucleo in due parti. La quantità di polvere rilasciata era molto probabilmente anche responsabile dell'elevata luminosità iniziale dell'oggetto.
Orbita:
I calcoli dell'orbita hanno mostrato che C/1947 X1 aveva superato il suo perielio il 2 dicembre 1947 a una distanza di 0,11 UA dal sole.
Passaggio più vicino alla Terra: 7 dicembre 1947, a 0,85 UA.
DATI del frammento C/1947 X1-A:
Eccentricità orbitale 0,999842.
Semiasse-maggiore 698,2933 UA.
Perielio 0,11 UA.
Afelio 1396,47 UA.
Periodo di rivoluzione 18.452,92 anni.
Inclinazione dell'orbita rispetto all'orbita terrestre di 138,511°.
Argomento del perielio 196,182°
Longitudine del nodo ascendente 337,311°
( Diagramma dell'orbita al momento della scoperta - JPL ).
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LA PRIMA COMETA del 1948
C/1948 L1 (HONDA-BERNASCONI)
La C/1948 L1 (Honda-Bernasconi) è una cometa di lungo periodo, osservata anche ad occhio nudo, verso la fine della primavera del 1948, che ha raggiunto una visibilità massima di +3,5 mag, poi fu seguita telescopicamente per quasi tutta l'estate.
La luminosità della cometa è diminuita molto più velocemente di quanto calcolato nelle effemeridi, indizio di una probabile disgregazione della cometa.
Scoperta:
Fu scoperta da 2 astrofili, il 3 giugno 1948 (mattino del 2 giugno ora locale) da Minoru Honda, dal Giappone mentre si trovava nella parte nord di Perseo, ed indipendentemente il giorno seguente da Giovanni Bernasconi, dall'Italia presso il paese di Cagno (CO).
Al momento della scoperta la cometa era di +3.5 mag.
La cometa, fu scoperta visualmente ad occhio nudo da Honda, e con l'ausilio di un binocolo 15x60 da parte di Bernasconi.
In questo momento la coda era visibile e presentava una struttura complessa.
Osservazioni:
Dalle prime accurate osservazioni, dal 7 al 9 giugno 1948, ottenute sia al Lick Observatory, sia allo Yerkes Observatory, L. E. Cunningham potè calcolare una preliminare traiettoria orbitale al fine di pubblicare delle effemeridi, mentre la cometa si indeboliva con un'inaspettata rapidità, poi con le osservazioni fino al 16 giugno fu possibile affinare meglio i suoi parametri orbitali.
Successivamente la sua luminosità subiva delle fluttuazioni ma in rapido calo, ed il 9 luglio era di circa nona magnitudine.
L'11 agosto era di undicesima magnitudine ed il 3 settembre ha raggiunto la ventesima.
Parametri orbitali:
La soluzione baricentrica, ci fornisce un'orbita prograda, con un'ellisse estremamente allungata con un'eccentricità di 0,9998747 con un periodo di rivoluzione di 67.414 anni.
Il piano della sua orbita, risulta inclinato di 23,14893° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 317,05550°, ed una Longitudine del nodo ascendente di 203,82094° (dati MPC).
Il passaggio al perielio è avvenuto prima della scoperta il 15,90524 maggio 1948, mentre si trovava ad una distanza di 0,2076279 UA dal Sole.
L'afelio si trova ad ina distanza di 3312,59 UA.
( Diagramma orbitale al perielio - JPL ).
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LA GRANDE COMETA del 1948
C/1948 V1 (dell'Eclisse)
C/1948 V1 (Cometa dell'eclisse) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1948 . Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".
Scoperta:
Questa cometa si stava avvicinando da dietro il Sole se vista dalla Terra e quindi non poteva essere vista nella fase del suo avvicinamento. Già il 16 ottobre 1948 aveva passato il Sole inosservata dalla Terra a una distanza inferiore a 1° e il 27 ottobre aveva attraversato il punto della sua orbita più vicino al Sole, prima di essere visto una seconda volta in ottobre 31.
Numerose fotografie dell'evento sono state scattate lì, oltre che da osservatori a Mombasa ed a bordo di un aereo della Royal Air Force sul Kenya. La cometa potrebbe anche essere osservata per un breve periodo durante la successiva fase di eclissi parziale, ma è stata presto persa di nuovo quando il cielo si è schiarito.
Ulteriori osservazioni:
Fu solo il 4 novembre che la cometa fu scoperta di nuovo dal pilota di un aereo commerciale vicino a Kingston (Giamaica) . Nei giorni che seguirono, ci furono scoperte indipendenti in Australia e Sud Africa . La luminosità della cometa è stata data da vari osservatori in questo momento di 1–2 magnitudine con una lunghezza della coda di 15–20°.
Dalla metà del mese la luminosità della cometa ha cominciato a diminuire e anche la lunghezza della coda è diminuita. All'inizio di dicembre sono state descritte luminosità di circa +5 mag e lunghezze della coda di 6°. Il 6 dicembre la cometa ha raggiunto la sua declinazione più meridionale e il 20 dicembre la luminosità era scesa al di sotto della soglia di visibilità ad occhio nudo.
La cometa è stata ancora osservata intensamente telescopicamente e fotograficamente con un'ulteriore diminuzione della luminosità e l'ultima osservazione è stata fatta il 3 aprile 1949 a circa +17 mag.
Fu solo una quarantina di anni dopo che un breve articolo apparve sulla rivista di una società astronomica australiana in cui lo scrittore riferisce che un pomeriggio di fine ottobre 1948 stava guardando il sole al tramonto e scoprì una cometa luminosa con una coda vicino al sole .
Dal momento che pensava che un oggetto così luminoso sarebbe stato certamente noto agli astronomi, all'epoca non ne fece alcun rapporto. Le circostanze esatte di questa osservazione non possono più essere dedotte, ma il rapporto su di esso sembra essere autentico e probabilmente si è verificato già la sera del 31 ottobre.
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di -2 mag.
Per la cometa, un'orbita ellittica precisa e limitata potrebbe essere determinata da 147 dati di osservazione su un periodo di 146 giorni , e risulta che è inclinata di circa 23° rispetto all'eclittica .
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), passato dalla cometa il 27 ottobre 1948 ad una velocità di 114,5 km/s, mentre si trovava a circa 20,3 milioni di km dal sole, ben all'interno dell'orbita di Mercurio .
Il 31 ottobre ha superato Mercurio a una distanza di circa 42,5 milioni di km e il 7 novembre ha superato Venere in circa 98,0 milioni di km . Il 24 novembre, c'è stato l'approccio più vicino alla Terra mentre era a circa 0,56 UA / 83,1 milioni di km.
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima di questo passaggio aveva un'eccentricità di circa 0,99982 e un semiasse maggiore di circa 775 UA , cosicché la sua orbita aveva un periodo di circa 21.500 anni.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, soprattutto a causa dei passaggi relativamente vicini a Saturno il 28 giugno 1947 e a Giove il 22 ottobre 1948 a una distanza di circa 5 UA, l'eccentricità orbitale fu aumentata a circa 0,999913995 e il semiasse maggiore a circa 1574,78 UA, così che il suo periodo orbitale aumentò a circa 62.500 anni.
( Diagramma dell'orbita al passaggio del perielio il 27 ottobre 1948 - JPL ).
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LA COMETA del 1954
12P/1953 M1 (PONS-BROOKS)
la 12P/1953 M1 (Pons-Brooks) è stato un passaggio al perielio di questa cometa periodica al limite della visibilità ad occhio nudo.
Passaggio al perielio il 22 maggio 1954.
Osservazione telescopica confermata.
Riscoperta:
Diverse revisioni dell'orbita furono fatte dopo l'apparizione del 1883-4 e una previsione che la cometa avrebbe raggiunto il perielio il 27 maggio 1954 fu pubblicata da P. Herget e P. Musen nel 1953. Elizabeth Roemer (Lick Observatory) usò le loro effemeridi e recuperò la cometa il 20 giugno 1953 a una magnitudo 17,5 con quasi un anno di anticipo rispetto al perielio.
La cometa si trovava solo a 25 minuti d'arco dalla posizione prevista.
Osservazioni:
Come per l'apparizione del 1883-4, la cometa subì diversi scoppi di luminosità. La prima, il 1 luglio, ha portato la cometa alla magnitudine 13. La cometa era tornata alla luminosità prevista di 18 entro il 16 luglio e un lento rischiaramento si è verificato quando la cometa si avvicinava al perielio.
Entro il 15 settembre la cometa aveva finalmente raggiunto la magnitudine 16, ma un altra esplosione ha preso il via e ha portato la cometa fino alla magnitudine 12 entro il 28.
Un'altra esplosione si è verificata a dicembre e poi la cometa ha continuato come previsto da allora in poi. Ha raggiunto la sua magnitudine massima di 6 durante la fine di aprile.
Un'analisi del famoso osservatore visivo Max Beyer (1958) includeva 76 osservazioni fatte da lui stesso usando l'equatoriale di 26 cm dell'osservatorio di Amburgo-Bergedorf (Germania) e mostra numerose esplosioni; lui osserva che l'ampiezza di queste esplosioni diminuisce al diminuire della distanza dal sole. Almeno cinque esplosioni con ampiezze di almeno una magnitudine possono essere viste nella sua curva di luce combinata delle sue osservazioni visive e di quelle fotografiche di G. van Biesbroeck. Infine fornisce i parametri della curva di luce di H0 = 4,66 mag e n = 4,33.
Questo generalmente concorda con i parametri derivati da Green (2020) dalle osservazioni nel database dell'ICQ (H0 = 4.0 mag, n = 3.2), che concordano anche grosso modo con le informazioni sulla luminosità limitata per le apparizioni del XIX secolo.
Un'analisi delle informazioni storiche sulla luminosità in Kronk (2003) ha confermato solo la tendenza agli scoppi, ma ha anche mostrato che la cometa mostra un calo di luminosità piuttosto ripido dopo il perielio, suggerendo un'asimmetria della curva della luce. Va anche preso in considerazione che la cometa non era mai stata osservata a distanze superiori a 4,5 UA dal pre-perielio solare e 2,2 UA dopo il perielio. Soprattutto per il comportamento pre-perielio, le previsioni sono molto complicate.
Una nuova analisi dell'apparizione del 1954 utilizzando i dati del database ICQ e comprese le osservazioni di Beyer mostrano una netta differenza tra le parti pre- e post- perielio della curva di luce (vedi sotto).
( Curva di luce della 12P/1953 M1 ).
pre-perielio: H0 = 4.5, n = 5.2
post-perielio: H0 = 5.2, n = 5.1
Va notato, tuttavia, che tutte le stime post-perielio provengono da un solo osservatore (A. Jones) ed è possibile che la differenza tra pre e post perielio sia dovuta al bias dell'osservatore. La curva di luce
mostra anche che la tendenza a piccole esplosioni è molto più evidente prima del perielio.
Orbita:
Al momento del passaggio del perielio il 22 maggio 1954, la cometa era a 1,7 UA dalla Terra e a o,774 UA dal Sole, le osservazioni fatte permisero di derminarne meglio il percorso orbitale.
Meteore:
Il successivo 10 dicembre 1954, la Terra passò a 0,12 UA dal centro della scia di gas e polvere della cometa, in modo che le potenziali meteore di questa cometa potessero volare nell'atmosfera terrestre a una velocità relativa di 45 km/s.
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LA COMETA del 1955
C/1955 L1 (MRKOS)
La C/1955 L1 (Mrkos) è una cometa che è stata osservata ad occhio nudo tra la primavera e l'estate dell'anno 1955, che ha raggiunto una luminosità massima di +3,5 mag.
Scoperta:
Fu scoperta da Antonin Mrkos il 12 giugno 1955, mentre dopo aver passato il perielio il 4 giugno dalla parte opposta del Sole, si spostava verso nord, in questo momento si trovava a 1,37 UA dalla Terra e a 0,564 UA dal Sole, con una bassa elongazione.
Aveva una magnitudine di +3,5 con una piccola coda di un grado circa.
Osservazioni:
La cometa Mrkos del 1955 è stata un oggetto visibile ad occhio nudo fino alla fine di giugno, da luglio serviva un binocolo, ma le condizioni osservative erano migliori i quanto era uscita dal crepuscolo serale mentre si allontanava dal Sole.
Relazione di E. M. Lindsay:
'' La cometa Mrkos 1955e è stata scoperta il 12 giugno, ma con il cielo luminoso di Armagh (Irlanda del Nord) e la bassa quota della cometa, che era al culmine più basso quando il crepuscolo era al minimo, non è stato possibile fotografarla fino al 24 giugno. Da allora fino al 10 agosto trentatré lastre fotografiche sono state scattate con la Schmidt Camera (apertura 18/12 pollici, lunghezza focale 145 cm, scala 143''/mm). La foto XVI-A (vedi sotto) è un'esposizione di 2 minuti presa il 26 giugno alle 0h 14' UT. La stella più vicina alla cometa, a sud-sud-est è BD +58°976 (1855 posizione AR= 6h 41' 24,8'' - DEC= +58° 45' 24'' - magnitudine +9,5). Con un cielo così luminoso anche questa breve esposizione ha dato una lastra annerita. Una coda che si estende fino a circa mezzo grado di angolo di posizione nord può tuttavia essere rintracciata sul negativo originale ''.
[Irish Astronomical Journal (1955) vol.3 p.201].
Considerazioni:
La cometa è passata nel punto più vicino alla Terra il 1 luglio 1955, relativamente lontano, alla distanza di 1,229 UA, mentre si stava allontanando dal Sole.
Se la Terra si fosse trovata in una posizione più favorevole questa cometa sarebbe stata uno spettacolo impressionante, dato che al momento del perielio si trovava a soli 0,42 UA dall'orbita Terrestre, ma purtroppo il nostro pianeta era dalla parte opposta rispetto al Sole.
LINK:
- Miller, Freeman D. “THE SPECTRUM OF COMET MRKOS (1955 e).” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 67, no. 399, [University of Chicago Press, Astronomical Society of the Pacific], 1955, pp. 402–06, http://www.jstor.org/stable/40672968.
- A’Hearn, M. F. “C₂ DENSITIES IN COMET MRKOS (1955 III).” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 76, no. 449, [University of Chicago Press, Astronomical Society of the Pacific], 1964, pp. 106–09, http://www.jstor.org/stable/40674097.
- Miller, Freeman D. “THE TYPE I TAIL OF COMET 1955 e.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 74, no. 436, [University of Chicago Press, Astronomical Society of the Pacific], 1962, pp. 60–65, http://www.jstor.org/stable/40673810.
Parametri orbitali:
I calcoli del JPL, sulla base di 21 osservazioni nell'arco di 84 giorni (dal 16 giugno all'8 settembre 1955), ci forniscono un percorso progrado quasi perpendicolare al piano dei pianeti, difatti la lunga orbita ellittica con un'eccentricità di 0,9892134956255171 , risulta inclinata di ben 86,50300987451639° rispetto all'eclittica, con un Argomento del perielio di 32,50623865086751°, e con una Longitudine del nodo ascendente di 48,94154652798637° (2000.0).
Il passaggio al perielio è avvenuto il 4,16468994 giugno 1955 mentre si trovava ad una distanza di 0,5343685807239261 UA dal Sole, cioè tra le orbite di Mercurio e Venere.
L'afelio si trova a 98,54658706011453 UA dal Sole, quindi nella zona del Disco Diffuso.
Il semiasse maggiore dell'orbita è di 49,54047782041923 UA, che implica un periodo di rivoluzione di 348,6972231266888 anni.
Prima di questo passaggio nel sistema solare interno, il suo periodo di rivoluzione era di circa 356 anni, indicando che il precedente passaggio fosse avvenuto intorno al 1599-1600.
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LA PRIMA GRANDE COMETA
del 1957
C/1956 R1 (AREND-ROLAND)
Introduzione:
La cometa Arend-Roland (designata C/1956 R1 - 1956h - 1957 III), è stata una cometa visibile ad occhio nudo nel corso dell'anno 1957, essa non tornerà più nel sistema solare, in quanto si trova su una traiettoria iperbolica di espulsione.
L'abbiamo annoverata tra le ''Grandi Comete'' per la sua luminosità e per l'estensione della sua coda.
Sylvain Arend e Georges Roland (Royal Observatory, Uccle, Belgio) hanno scoperto questa cometa durante un'esposizione di 50 minuti di rilevamento di pianeti minori ottenuta con il doppio astrografo da 40 cm f / 5 il 1956 novembre 8.93. Arend e Roland hanno stimato la magnitudine come 10 e hanno detto che la cometa era diffusa, con una condensazione centrale. La cometa è stata trovata anche su un'esposizione di 61 minuti e 30 secondi ottenuta con lo stesso telescopio l'8,94 novembre.
Il movimento giornaliero è stato dato come -2m 18s in AR e -0° 18' in DEC.
Queste immagini non sono state trovate fino a oltre una settimana dopo che le fotografie erano state esposte e non è stato possibile ottenere la conferma fino al 20.83 novembre, quando Arend ha ottenuto un'esposizione di 10 minuti con il doppio astrografo. Arend ha stimato la magnitudo come 12,0.
In seguito, S. Kaho (Osservatorio di Tokyo, stazione Konko) ha trovato un'immagine precedente alla scoperta della cometa su una lastra che aveva esposto per le stelle variabili il 7 novembre.
In Belgio, il 28 maggio 1966, fu emesso un francobollo speciale da 6 franchi per celebrare il decimo anniversario della scoperta della cometa.
Osservazioni:
Dopo l'annuncio della scoperta della cometa, le osservazioni sono iniziate altrove il 21 novembre.
Le stime di magnitudo per il resto dell'anno sono cambiate lentamente, con stime intorno a 11 durante il resto di novembre e intorno a 10 entro la fine di dicembre. La coda sembra essere stata rilevata per la prima volta il 27 novembre, quando Max Beyer (Amburgo-Bergedorf, Germania) l'ha rilevata visivamente e ha detto che era lunga 4 minuti d'arco, mentre K.Wenske (Amburgo-Rahlstedt, Germania) ha fotografato la cometa con un Schmidt da 190 mm e ha detto che la coda era lunga 2 minuti d'arco. Alla fine di dicembre la coda si estendeva per almeno 8 minuti d'arco. Il 28 novembre, Potter (Goethe Link Observatory, Indiana University, Indiana, USA) ha descritto la cometa come diffusa, con una condensa. Durante il mese di dicembre sono state effettuate numerose determinazioni di magnitudo del nucleo.
( In foto l'evidente Anti-Coda ).
La cometa era di circa magnitudine 10 all'inizio del gennaio 1957. Ha continuato a brillare lentamente con il progredire di questo mese ed era leggermente più luminoso di 9 alla fine del mese.
La maggior parte degli osservatori ha indicato che la lunghezza della coda è rimasta vicino a 10 minuti d'arco per l'intero mese. Il coma è rimasto diffuso e ha un diametro di circa 1 minuto d'arco.
Conteneva un nucleo stellare che si è lentamente illuminato alla magnitudine 12,3 entro la fine del mese. Il 26 gennaio, RL Waterfield ha commentato: "La coda può essere tracciata per almeno mezzo grado in PA 50° ed è leggermente a forma di ventaglio". Ha aggiunto che il coma era fortemente condensato in modo che un coma interno fosse di 30 secondi d'arco e un coma esterno fosse di 1 minuto d'arco.
La cometa si era costantemente allontanata dalla Terra sin dalla sua scoperta e aveva raggiunto la sua massima distanza il 4 febbraio (1,9432 UA). La cometa era ancora di magnitudine 9 quando il mese è iniziato, ma con le distanze dal sole e dalla Terra in diminuzione dopo il 4°, ha iniziato a schiarirsi rapidamente ed era effettivamente di magnitudine 7,5 circa l'ultima volta che è stata vista a bassa quota il 28 febbraio. il diametro della chioma è stato apparentemente realizzato durante il mese, ma il nucleo stellare si è schiarito a 11,5. La lunghezza della coda fotografica era costantemente prossima a 30 minuti d'arco, mentre gli osservatori visivi vedevano ancora una lunghezza di soli 5-10 minuti d'arco.
L'ultima osservazione di febbraio, quando la cometa era a soli 25 gradi dal sole, è stata anche l'ultima osservazione della cometa prima della sua prima congiunzione con il sole. La cometa è passata a soli 13,7 gradi dal sole il 20 marzo. All'inizio di aprile il moto della cometa è passato da un forte movimento verso sud a un forte movimento verso nord in circa 3 giorni. È stato finalmente recuperato il 2,7 aprile, quando John Graham Gow (Nuova Zelanda) ha descritto la cometa come "poco, se non nessuna, più luminosa di Beta Ceti", che secondo Karl August Thernoe indicava una magnitudine di circa 2,0. La cometa era quindi a 18 gradi dal sole.
Gli astronomi dell'emisfero meridionale si affrettarono a osservare la cometa a questo punto, poiché esisteva una finestra molto piccola con cui vedere la cometa prima che si perdesse di nuovo nel bagliore del sole prima della sua seconda congiunzione con il sole.
Una spedizione antartica francese ad Adelie Land ha visto la cometa il 6 aprile e ha detto che la coda si estendeva di 3-5 gradi. È interessante notare che K. Gottlieb e Antoni Przybylski (Osservatorio del Monte Stromlo, Canberra, Australia) hanno ottenuto una fotografia su larga scala il 10 aprile, che suggeriva che il nucleo fosse doppio con una separazione di circa 9 secondi d'arco.
La cometa è stata rilevata l'ultima volta prima della sua seconda congiunzione con il sole il 13 aprile, quando Gottlieb e Przybylski hanno stimato la magnitudine come non più luminosa di 1.
La cometa si trovava quindi a circa 10 gradi dal sole ed è passata a soli 5,2 gradi di distanza il 16 aprile.
La cometa è passata più vicina alla Terra (0,5691 UA) il 20 aprile ed è stata recuperata uscendo dal crepuscolo il 21 aprile, quando era a 21 gradi dal sole. Josef Hopmann e A. Purgathofer (University Observatory, Vienna) hanno quindi stimato la magnitudo come 2, mentre Beyer l'ha determinata come 1.00. Gli osservatori di Vienna hanno aggiunto che il nucleo aveva un diametro di 8 secondi d'arco, mentre il coma era di oltre 3 minuti d'arco. Beyer ha detto che la coda si estendeva di 2,5 gradi.
La cometa è stata ben osservata mentre usciva dal crepuscolo serale e si è spostata verso nord. Le stime di magnitudo sono scese da circa 1,5 il 22 aprile a 2,7 entro il 30. Il nucleo era brillante con stime di magnitudo comprese tra 4,5 e 6. Gli osservatori hanno riferito che la cometa e il nucleo erano nettamente giallastri. Il più notevole era l'aspetto di una brillante anti-coda (coda che punta verso il sole) oltre alla sua coda normale.
Il 22 aprile, R. Fogelquist (Osservatorio di Uppsala, Svezia) ha fotografato una coda principale che si estende per circa 25 gradi e una coda verso il sole che si estende per 13 gradi. Il 23 aprile Beyer ha detto che la coda principale era lunga 15 gradi, mentre l'anti-coda si estendeva di 8 gradi.
Dal 25 Fogelquist disse che la coda verso il sole aveva un aspetto simile a una lancia, ma "era circondata in modo asimmetrico da un involucro ellissoidale di una larghezza massima di quasi 3 gradi". Ad occhio nudo la coda verso il sole era lunga circa 15 gradi, mentre la coda principale era lunga circa 30 gradi. Entro il 26, diversi osservatori hanno osservato lo sbiadimento o addirittura la totale scomparsa dell'anti-coda. Beyer ha detto che l'anti-coda è diventata più debole, mentre Fogelquist ha osservato senza ausilio ottico e ha detto che l'anti-coda non era più visibile.
Alla fine del mese, coloro che ancora osservavano l'anti-coda l'hanno vista estendersi per meno di mezzo grado. È interessante notare che il 27 Dommanget ha detto che il nucleo sembrava una doppia stella molto vicina, allungata verso PA 110 gradi e la "distanza di separazione" di 2,2 secondi d'arco. Beyer ha detto che l'anti-coda è diventata più debole, mentre Fogelquist ha osservato senza ausilio ottico e ha detto che l'anti-coda non era più visibile. Alla fine del mese, coloro che ancora osservavano l'anti-coda l'hanno vista estendersi per meno di mezzo grado.
La cometa è partita vicino alla terza magnitudine all'inizio di maggio, ma è scesa a 7,2 entro la fine del mese. Questa rapida dissolvenza è stata provocata da un movimento costante lontano sia dal sole che dalla Terra. Tracce dell'anti-coda sono state segnalate ancora da Caprioli e Gialanella il 2 maggio, ma a quanto pare non sono state rilevate in seguito. Il nucleo è sbiadito dalla magnitudine 7 a quasi 11 con il progredire del mese. La coda principale si era ridotta a soli 7 gradi dal 3° e ha continuato a diminuire in seguito. A metà mese numerosi osservatori ne stimavano la lunghezza da 2 a 3 gradi, mentre le stime alla fine del mese erano di circa un grado. Inoltre, il 15 maggio il movimento verso nord della cometa ha raggiunto il picco di + 64°, e poi ha iniziato un leggerissimo movimento verso sud.
Partendo vicino alla magnitudine 7.2 all'inizio di giugno, la cometa è svanita a 12 a metà agosto.
La lunghezza della coda era ancora di un grado circa all'inizio di giugno, ma alla fine di agosto era scesa a 4 minuti d'arco. Il nucleo era leggermente più debole dell'11 all'inizio di giugno ed è stato rilevato visivamente l'ultima volta il 20 giugno da Beyer quando era sceso alla magnitudine 12,7. Fotograficamente, il nucleo è stato rilevato a magnitudine 14 da Elizabeth Roemer (US Naval Observatory, stazione di Flagstaff) il 2 luglio. Il lento movimento verso sud della cometa si è concluso il 19 agosto, quando la declinazione ha raggiunto + 57°.
Durante l'ultima metà di settembre, le magnitudini totale e nucleare della cometa sono state stimate rispettivamente in 13 e 18, mentre la coda era inferiore a due minuti d'arco. Il 30 novembre Roemer ha ottenuto due esposizioni di 60 minuti della cometa con il riflettore Ritchey Chrétien da 40 pollici f / 6.8 e ha notato un nucleo fortemente condensato di magnitudine 18,8 situato all'interno di una debole coma circolare di 0,2 minuti d'arco di diametro.
All'inizio del 1958, le stime di magnitudo erano comprese tra 18,5 e 19.
Il coma diffuso era stimato in 8 secondi d'arco e non c'era più traccia di una coda.
La cometa ha raggiunto la sua declinazione più settentrionale di + 89,5° il 12 febbraio.
Roemer ha ottenuto un'esposizione di 70 minuti il 10 marzo.
Ha commentato che in condizioni di scarsa visibilità "l'immagine sospetta della cometa [era] molto debole".
La cometa è stata rilevata l'ultima volta l'11 aprile 20 e l'11 aprile 27, quando Roemer ha ottenuto esposizioni di 90 e 85 minuti, rispettivamente, con il riflettore da 40 pollici.
A quel tempo si trovava a 5,51 UA dalla Terra e 5,36 AU dal sole. Roemer ha detto che le "immagini abbastanza ben condensate ma deboli" erano di magnitudine 21,0 circa.
Curiosità:
In Belgio, a Pasqua 1957, H. de Thier ha utilizzato un Fairchild C-119 della Air Force per osservare la cometa. Solo al di sopra dei 3000 m la copertura nuvolosa poteva essere sfondata e la cometa poteva quindi essere osservata. Nella stessa sera è stato effettuato un secondo volo di 90 minuti, al quale ha preso parte , oltre al re belga Baldovino , anche il co-scopritore Georges Roland.
Max Frisch ha rivisto la versione originale del suo romanzo Homo faber prima che fosse pubblicato nel 1957 per includere l'aspetto della cometa nella trama.
L'astronomo Carl Sagan riporta un aneddoto a pagina 80 del suo libro del 1980 Cosmos, di quando era in servizio in un osservatorio vicino a Chicago nel 1957, dove ricevette una telefonata a tarda notte da un uomo ubriaco che ha chiesto quale fosse la "cosa sfocata" che stavano vedendo nel cielo . Sagan ha detto all'uomo che si trattava di una cometa (Arend-Roland). L'uomo ha chiesto che cosa fosse una cometa, e Sagan ha risposto che era "una palla di neve, larga un miglio". Dopo una lunga pausa, l'uomo ha detto, citando Sagan: "Fammi parlare con un vero 'shtronomer!' ".
La cometa è stata segnalata in molti giornali e riviste in tutto il mondo. Il 4 aprile 1957 il settimanale tedesco “Die Zeit” pubblicò un articolo dettagliato sulla cometa Arend-Roland e sullo stato della ricerca sulle comete in generale. Anche programmi televisivi come la nuova serie della BBC " The Sky at Night " di Patrick Moore, hanno contribuito notevolmente alla popolarità della cometa.
Dati fisici:
Al perielio, la cometa emetteva circa 7,5 × 10E4 kg/s (75 tonnellate/s) di polvere e rilasciava circa 1,5×10E30 molecole di gas al secondo.
Si ritiene che un'esplosione di polvere sia avvenuta il 2 aprile, sei giorni prima del perielio.
L'anticoda è stata formata da particelle rilasciate tra il 6 febbraio e il 1 marzo 1957.
Le stime della quantità totale di polvere che è stata rilasciata nella nuvola zodiacale variano da 3×10E8 a 5x10E10 kg .
Numerosi spettrogrammi sono stati ottenuti dalla cometa ed hanno mostrato un'estrema variabilità dello spettro e un'intensità anormalmente elevata e variabile della doppia linea del sodio.
Dalla forza del continuo diffuso dalla coda, è stato possibile stimare una dimensione media delle particelle di polvere da 0,5 a 4 µm e una massa della coda visibile dell'ordine di 10E11 kg.
Per la prima volta sono stati effettuati tentativi per rilevare la cometa alle frequenze radio, tuttavia, questi sforzi non hanno avuto successo.
Orbita:
Stava viaggiando su un'orbita iperbolica in modo retrogrado , cioè viaggiava abbastanza velocemente da fuggire completamente dal Sistema Solare, quindi implica che non sarà mai più visto dagli osservatori terrestri. Le osservazioni della cometa per un periodo di 520 giorni hanno permesso di calcolare precisi elementi orbitali. Tuttavia, la distribuzione degli elementi orbitali mostrava un andamento ondulato che suggeriva un'influenza non gravitazionale. In alternativa, la cometa potrebbe aver avuto origine dallo spazio interstellare piuttosto che dalla nube di Oort .
Quando viene calcolata una soluzione orbitale che include forze non gravitazionali che variano come il quadrato inverso della distanza eliocentrica, vengono derivati valori leggermente diversi.
(vedere la colonna di Marsden (1970) nella tabella seguente).
( Diagramma dell'orbita iperbolica - JPL ).
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LA SECONDA GRANDE COMETA
del 1957
C/1957 P1 (MRKOS)
La C/1957 P1 (Mrkos) è una cometa che poteva essere vista ad occhio nudo nel 1957.
Alcuni la considerano una delle " grandi comete ".
La cometa ha raggiunto una luminosità massima di +1 mag.
Scoperta:
Antonín Mrkos , un esperto scopritore di asteroidi e comete, trovò questa cometa ad occhio nudo la mattina presto del 2 agosto 1957 da Lomnický štít in Slovacchia .
Egli stimò che la luminosità fosse di +3 mag e osservò una coda lunga 1° .
La scoperta è stata confermata da un osservatore in Danimarca la sera dello stesso giorno .
Ulteriori rapporti di scoperte indipendenti sono stati ricevuti dopo che la scoperta è stata annunciata ufficialmente. La prima osservazione della cometa era però avvenuta la sera del 29 luglio da S. Kuragano a Yokohama, ma il suo rapporto è stato inoltrato solo dopo 2 settimane.
Il 31 luglio la cometa è stata vista anche dal pilota di un aereo di linea sopra il Colorado, ed anche la sua segnalazione è arrivata anche al sito ufficiale con un ritardo di quasi una settimana.
Nei giorni che seguirono vi furono ancora numerose scoperte in Inghilterra , Stati Uniti e Canada .
Osservazioni:
La cometa si era avvicinata dalla direzione del Sole senza essere notata dagli osservatori sulla Terra ed è stata scoperta solo quando si era allontanata sufficientemente dal Sole in prospettiva.
Di conseguenza, a questo punto aveva una luminosità insolitamente elevata e una coda ben sviluppata per una cometa appena scoperta.
L'8 agosto la cometa raggiunse la sua massima declinazione verso nord e la sua luminosità era aumentata a 1-2 magnitudini.
Al momento della sua scoperta, era un oggetto nel cielo mattutino , e successivamente poteva essere osservata nel cielo serale , ma quando era abbastanza buio era sempre e solo vicino all'orizzonte.
La cometa è stata descritta l'11 agosto con un nucleo giallo-arancio molto brillante e una coda lunga 4°. La coda mostrava una struttura straordinariamente complessa e dinamica con numerosi raggi dritti e un'ampia porzione curva.
La coda di ioni diritta mostrava un movimento turbolento che cambiava il suo aspetto di ora in ora, mentre la coda di polvere curva più corta mostrava il fenomeno delle strie parallele, che era stato raramente osservato prima (ad esempio con la cometa C/1743 X1 ) .
Dalla metà del mese, la brillantezza e la lunghezza della coda diminuirono lentamente.
Alla fine di agosto la luminosità era di circa 3-4 mag e la lunghezza della coda era di 2°.
Da circa la metà di settembre la cometa non era più visibile ad occhio nudo, ma è stata inizialmente osservata telescopicamente e fotograficamente fino all'inizio di ottobre.
Il 1° dicembre la cometa ha superato il Sole con un'elongazione di circa 3,5° dalla Terra.
Dalla fine di gennaio 1958 si potevano nuovamente ottenere immagini fotografiche della cometa. L'ultima osservazione fu fatta il 9 luglio 1958 da Elizabeth Roemer a Flagstaff .
Valutazione scientifica:
Nella prima metà di agosto 1957, all'Osservatorio di Palomar e all'Observatoire de Haute-Provence avvennero diverse osservazioni spettrografiche della cometa .
Per la prima volta sono stati registrati spettri ad alta risoluzione di una cometa.
Gli spettrogrammi hanno mostrato righe di emissione tipiche delle comete, tra le altre di NH2 , C2 e CN, ma anche le righe "proibite" dell'ossigeno neutro , nonché le linee D del sodio fortemente pronunciate , che erano la causa della colorazione gialla della testa della cometa.
La luce della cometa è stata esaminata anche per quanto riguarda la sua polarizzazione, sia per la luce totale e solo per determinati intervalli di lunghezze d'onda, sia per quanto riguarda il suo colore.
Parametri orbitali:
Zdenek Sekanina fu in grado di determinare un'orbita ellittica per la cometa, dai dati di 108 osservazioni in un periodo di 338 giorni, risulta che è inclinati di circa 94° rispetto al piano dell'eclittica . L'orbita della cometa è quindi quasi perpendicolare al piano dei pianeti.
Nel punto dell'orbita più vicino al sole ( perielio ), che la cometa ha passato il 1 agosto 1957, si trovava a circa 53,1 milioni di km dal sole nell'area dell'orbita di Mercurio .
Il 13 agosto ha raggiunto il punto più vicino alla Terra con circa 1,06 AU / 159,3 milioni di km, mentre il 17 agosto ha superato Mercurio a una distanza di circa 88,6 milioni di km e il 2 settembre ha passato Venere a una distanza di 81,3 milioni di km .
La cometa si muove in un'orbita ellittica estremamente allungata attorno al sole. Secondo gli elementi orbitali, che sono afflitti da una certa incertezza, la sua orbita prima del suo passaggio nel sistema solare interno nel 1957 aveva ancora un'eccentricità di circa 0,9993 e un semiasse maggiore di circa 500 AU, per cui il suo periodo orbitale era circa 11.200 anni.
A causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti, in particolare a causa di due passaggi relativamente ravvicinati di Giove il 13 giugno 1957 a circa 5 UA e il 2 dicembre 1958 a poco meno di 3 UA, nonché di Saturno il 17 gennaio 1959 ad una distanza di circa 5 AU, l'eccentricità orbitale si ridusse a circa 0,9989 e il semiasse maggiore a circa 325 AU, cosicché il suo periodo orbitale fu accorciato a circa 5845 anni.
Quando intorno all'anno 4880 raggiungerà il punto dell'afelio, disterà dal Sole circa 97 miliardi di km, quasi 650 volte la Terra e quasi 22 volte Nettuno .
La sua velocità orbitale nell'afelio è solo di circa 0,04 km/s.
Il prossimo passaggio al perielio della cometa avverrà probabilmente intorno all'anno 7800.
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A cura di Andreotti Roberto & Giovanni Donati.
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