I CRIO-VULCANI DI PLUTONE. by JHUAPL & SwRI - per INSA.

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Aggiornato il 30/03/2022

I CRIO-VULCANI DI PLUTONE

I giganteschi vulcani di ghiaccio di Plutone potrebbero essersi formati da molteplici eventi di eruzione.

Gli scienziati del team della missione New Horizons della NASA hanno determinato che più episodi di criovulcanismo potrebbero aver creato alcuni tipi di strutture di superficie su Plutone, dissimili da quelle che si vedono da altre parti nel sistema solare. 

Il materiale espulso da sotto la superficie di questo pianeta distante e ghiacciato potrebbe aver creato una regione di grandi cupole e alture fiancheggiate da colline, tumuli e depressioni. 

( La superficie e le foschie atmosferiche di Plutone sono mostrate qui in scala di grigi, con un'interpretazione artistica di come i processi vulcanici passati potrebbero aver operato sovrapposta in blu. Credito: NASA/Laboratorio di fisica applicata della Johns Hopkins University/SwRI/Isaac Herrera/Kelsi Singer ).

"Le particolari strutture che abbiamo studiato sono uniche per Plutone, almeno finora", ha affermato Kelsi Singer, vice scienziato del progetto New Horizons del Southwest Research Institute, Boulder, Colorado, e autore principale dell'articolo pubblicato su Nature Communications. "Invece dell'erosione o di altri processi geologici, l'attività criovulcanica sembra aver estruso grandi quantità di materiale sull'esterno di Plutone e fatto riemergere un'intera regione nell'emisfero che New Horizons ha visto da vicino".

Il team di Singer ha analizzato la geomorfologia e la composizione di un'area situata a sud-ovest del luminoso e ghiacciato "cuore" di Plutone, lo Sputnik Planitia. La regione criovulcanica contiene più grandi cupole, che vanno da 1 a 7 chilometri di altezza e da 30 a 100 o più chilometri di larghezza, che a volte si fondono per formare strutture più complesse (vedi sotto). Colline, tumuli e depressioni interconnessi irregolari, chiamati terreno collinare, coprono i lati e le sommità di molte delle strutture più grandi. Pochi o nessun cratere esistono in quest'area, indicando che è geologicamente giovane. 

Le strutture più grandi della regione rivaleggiano con il vulcano Mauna Loa alle Hawaii.

Anche con l'aggiunta di ammoniaca e altri componenti antigelo per abbassare la temperatura di fusione dei ghiacci d'acqua le temperature estremamente basse e le pressioni atmosferiche su Plutone congelano rapidamente l'acqua liquida sulla sua superficie.

Poiché si tratta di terreni geologici giovani, e per crearli erano necessarie grandi quantità di materiale, è possibile che la struttura interna di Plutone abbia mantenuto il suo calore in un passato relativamente recente, consentendo il deposito sulla superficie di materiali ricchi di acqua e ghiaccio. 

Flussi criovulcanici in grado di creare le grandi strutture potrebbero essersi verificati se il materiale avesse una consistenza simile a un dentifricio, si fosse comportato in qualche modo come i ghiacciai di ghiaccio solido scorrono sulla Terra o avesse un guscio o una calotta congelata con materiale che era ancora in grado di scorrere al di sotto.

Secondo il team, sono improbabili altri processi geologici considerati per creare le caratteristiche. 

Ad esempio, l'area presenta variazioni significative negli alti e bassi del terreno che non potrebbero essere state create dall'erosione. 

Il team di Singer, inoltre, non ha visto prove di un'estesa erosione glaciale o di sublimazione nel terreno collinare che circonda le strutture più grandi.

"Uno dei vantaggi dell'esplorazione di nuovi posti nel sistema solare è che troviamo cose che non ci aspettavamo", ha affermato Singer. "Questi giganteschi criovulcani dall'aspetto strano osservati da New Horizons sono un ottimo esempio di come stiamo ampliando la nostra conoscenza dei processi vulcanici e dell'attività geologica sui mondi ghiacciati".

( Coleman Mons è stata la chiave per comprendere questa regione perché potrebbe essere una delle cupole vulcaniche formate più di recente. Ride Rupes è una delle scogliere più alte e lunghe di Plutone e indica che potrebbero esserci profonde faglie nell'area che potrebbero consentire alla criolava di risalire dal sottosuolo ).

Le immagini ottenute nel 2015 dalla navicella spaziale New Horizons hanno rivelato diverse caratteristiche geologiche che popolano Plutone, comprese montagne, valli, pianure e ghiacciai. 

Erano particolarmente intriganti perché ci si aspettava che le temperature gelide alla distanza di Plutone avrebbero prodotto un mondo ghiacciato e geologicamente inattivo.

"Questo lavoro appena pubblicato è davvero una pietra miliare, mostrando ancora una volta quanta personalità geologica abbia Plutone per un pianeta così piccolo e come sia stato incredibilmente attivo per lunghi periodi", ha affermato il ricercatore principale di New Horizons Alan Stern, del Southwest Research Institute. "Anche anni dopo il sorvolo, questi nuovi risultati di Singer e colleghi mostrano che c'è molto di più da imparare sulle meraviglie di Plutone di quanto immaginassimo prima che fosse esplorato da vicino".

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A cura di Andreotti Roberto.

Zone cartografiche di Plutone nominate come le pioniere dell'aviazione Sally Ride e Bessie Coleman.

Più di 60 anni dopo che Bessie Coleman ha rotto i legami della terraferma per diventare la prima donna afroamericana e nativa americana a ottenere il brevetto di pilota, Sally Ride è partita a bordo dello shuttle Challenger per diventare la prima donna americana nello spazio.

Le vite e le realizzazioni di entrambe le donne pioniere dell'aviazione sono state ora onorate con la nomina di punti di riferimento su Plutone. L'Unione Astronomica Internazionale ha recentemente approvato i nomi "Coleman Mons" e "Ride Rupes" per due grandi caratteristiche geologiche dell'emisfero sud di Plutone, che a sua volta è stato esplorato per la prima volta dalla sonda spaziale New Horizons della NASA nel 2015.

Durante il volo che l'ha resa la prima donna americana nello spazio, Sally Ride galleggia nella microgravità dell'orbita terrestre bassa sull'orbiter Challenger nel 1983. (Credit: NASA)

Nella foto nel 1922, Bessie Coleman è stata la prima donna afroamericana e nativa americana a ottenere il brevetto di pilota. (Credito: dominio pubblico, tramite Wikimedia Commons) 

I membri del team della missione New Horizons hanno proposto i nomi all'IAU, in linea con una convenzione secondo cui le caratteristiche di Plutone includono quelli che sono chiamati "pionieri storici che hanno attraversato nuovi orizzonti nell'esplorazione della Terra, del mare e del cielo".

"Sally Ride e Bessie Coleman sono state separate da generazioni, ma sono legate per sempre dai loro grandi successi, che hanno aperto le porte a donne e ragazze di tutto il mondo", ha affermato l'amministratore della NASA Bill Nelson. "Nel rompere le barriere hanno motivato così tante donne a perseguire sogni – e carriere – che non pensavano fossero possibili, e la loro assoluta perseveranza e ricerca dell'uguaglianza ispirano le persone fino ad oggi”.

Il volo spaziale di Ride a bordo del Challenger nel giugno 1983 l'ha resa non solo la prima donna americana a raggiungere lo spazio, ma a 32 anni, la più giovane americana a farlo. Ha volato di nuovo sul Challenger nel 1984. Ride è stata ampiamente lodata non solo per il suo lavoro esemplare alla NASA, ma per la sua attenzione nell'educare e incoraggiare la prossima generazione di scienziati e astronauti. Ha co-fondato Sally Ride Science nel 2001 per ispirare i giovani a perseguire carriere STEM e promuovere l'alfabetizzazione STEM. È morta di cancro nel 2012 all'età di 61 anni e alla sua morte è diventata la prima astronauta ad essere riconosciuta pubblicamente come LGBTQ+.

Ride Rupes è un'enorme scogliera situata vicino alla punta meridionale della regione a forma di cuore di Plutone nota come Tombaugh Regio; è una delle più grandi e alte scarpate tettoniche su Plutone, alta tra 2-3 chilometri e lunga 250 km. A ovest c'è un gigantesco altopiano punteggiato da caratteristici pozzi; a est, una vasta e ghiacciata distesa vulcanica diversa da tutte le altre del sistema solare.

"Sally amava l'esplorazione dello spazio", ha detto Tam O'Shaughnessy, compagna di vita di Ride. “Anche dopo i suoi anni alla NASA, sognava di unirsi a una missione sulla Luna, su Marte o su Plutone. Sally amava anche il dibattito sul fatto che Plutone fosse o meno un vero pianeta. E ha apprezzato i nuovi criteri di classificazione di un pianeta. Dopotutto, in quale altro modo può decidere uno scienziato planetario? Sally sarebbe sulla Luna, o Plutone, con l'onore di avere Ride Rupes che porta il suo nome".

Pioniere nei primi giorni del volo americano, Coleman ha aperto la strada a donne e persone di colore per diventare aviatori. Dopo aver viaggiato in Francia nel 1923 per ottenere la sua licenza - le scuole di volo statunitensi all'epoca non ammettevano né donne né persone di colore - divenne famosa per le sue acrobazie audaci nei cieli di Europa e Stati Uniti. trucchi per guadagnare soldi, ma si rifiutava di parlare ovunque fossero stati segregati o discriminati gli afroamericani. Ha girato il paese dando lezioni di volo e esibendosi in spettacoli di volo, e ha incoraggiato gli afroamericani e le donne a imparare a volare. Morì nel marzo 1926, all'età di 32 anni, quando il suo copilota perse il controllo del suo aereo durante un volo di prova e si schiantò.

Coleman Mons, o montagna, è una caratteristica unica nella regione dei criovulcani o vulcani di ghiaccio. Il suo colore più scuro e il fatto che sembri scorrere su un terreno più antico, portano gli scienziati a credere che potrebbe essere una delle cupole vulcaniche create più di recente nell'area. Il fatto che i crateri da impatto siano stati per lo più cancellati nell'area intorno a Ride Rupes e Coleman Mons indica un'attività geologica relativamente recente - e tale attività è stata una delle scoperte più importanti provenienti dallo storico sorvolo di Plutone di New Horizons.

"È emozionante onorare queste straordinarie donne che erano in prima linea nell'esplorazione con caratteristiche geologiche nominate ai margini del sistema solare classico", ha affermato Kelsi Singer, vice scienziata del progetto di New Horizons del Southwest Research Institute (SwRI), che ha proposto entrambi i nomi delle funzioni. “Queste affascinanti caratteristiche geologiche sono importanti per comprendere la gelida storia vulcanica e tettonica di Plutone, che a sua volta è la porta d'accesso alla regione in gran parte inesplorata chiamata Cintura di Kuiper. Coleman Mons e Ride Rupes saranno studiati a lungo».

"La missione New Horizons è incentrata sull'esplorazione alla frontiera del nostro sistema solare", ha affermato Alan Stern, investigatore principale di New Horizons di SwRI. "È stimolante per me e penso a tutti noi della missione che potremmo onorare queste due storiche esploratrici di altre importanti frontiere”.

Il laboratorio di fisica applicata della Johns Hopkins University di Laurel, nel Maryland, ha progettato, costruito e gestito la navicella spaziale New Horizons e gestisce la missione per la direzione della missione scientifica della NASA. L'ufficio di gestione planetaria di MSFC fornisce la supervisione della NASA per i nuovi orizzonti. Il Southwest Research Institute, con sede a San Antonio, dirige la missione tramite l'investigatore principale Stern e guida il team scientifico, le operazioni di carico utile e la pianificazione scientifica degli incontri. New Horizons fa parte del programma New Frontiers gestito dal Marshall Space Flight Center della NASA a Huntsville, in Alabama.

( Primo piano, contorni di Ride Rupes (a sinistra) e Coleman Mons sulla superficie di Plutone; gli inserti mostrano le posizioni di ogni caratteristica, vicino alla punta inferiore della caratteristica a forma di cuore di Plutone, Tombaugh Regio. (Credit: NASA/Johns Hopkins APL/Southwest Research Institute/SETI Institute/Ross Beyer ).

2018 AG37 ''Farfarout'' attualmente il più lontano oggetto individuato. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 08/12/2022

2018 AG37

'' Farfarout ''

Si tratta di un oggetto del Disco Diffuso (SDO).

Con l'aiuto dell'Osservatorio Gemini internazionale, un programma del NOIRLab della NSF e altri telescopi terrestri, gli astronomi hanno confermato che un debole oggetto scoperto nel 2018 e soprannominato "Farfarout" è effettivamente l'oggetto più distante mai trovato nel nostro Sistema Solare. L'oggetto ha appena ricevuto la sua designazione dall'Unione Astronomica Internazionale.

Scoperta:

Farfarout è stato avvistato per la prima volta nel gennaio 2018 dal Subaru Telescope da Sheppard, Tholen e Trujillo , presso Mauna-kea nelle Hawaii. I suoi scopritori potevano dire che era molto lontano, ma non erano sicuri di quanto lontano. Avevano bisogno di più osservazioni.

" A quel tempo non conoscevamo l'orbita dell'oggetto perché avevamo solo le osservazioni della scoperta di Subaru nell'arco di 24 ore, ma ci vogliono anni di osservazioni per ottenere l'orbita di un oggetto attorno al Sole ", ha spiegato il co-scopritore Scott Sheppard della Carnegie Institution for Science. “ Tutto quello che sapevamo era che l'oggetto sembrava essere molto distante al momento della scoperta ".

( FOTO SOPRA del 15 gennaio 2018 - FOTO SOTTO del 16 gennaio 2018 ).

Determinazione dell'orbita:

Sheppard e i suoi colleghi, David Tholen della University of Hawaii e Chad Trujillo della Northern Arizona University, trascorsero gli anni successivi a seguire l'oggetto con il telescopio Gemini North (anche su Maunakea alle Hawaii) e la Carnegie Institution for Science's Telescopi Magellan in Cile per determinarne l'orbita. 

Hanno ora confermato che ''Farfarout'' si trova attualmente (febbraio 2021) a 132 UA dal Sole, cioè 132 volte più lontano dal Sole rispetto alla Terra. 

(Per fare un confronto, Plutone è 39 UA dal Sole, in media.) 

Tuttavia, l'orbita di ''Farfarout'' è piuttosto allungata, portandola ad un afelio di 133 UA dal Sole nel suo punto più lontano e circa 27 UA nel punto più vicino (perielio), che si trova all'interno dell'orbita di Nettuno. Poiché la sua orbita attraversa quella di Nettuno, Farfarout potrebbe fornire approfondimenti sulla storia del sistema solare esterno.

Ma comunque le incertezze sui suoi parametri orbitali sono ancora molto elevate.

" Farfarout è stato probabilmente lanciato nel Sistema Solare esterno avvicinandosi troppo a Nettuno in un lontano passato ", ha detto Trujillo.  " Farfarout probabilmente interagirà di nuovo con Nettuno in futuro poiché le loro orbite si intersecano ancora " .

" Farfarout impiega un po' meno di un millennio per girare intorno al Sole " , ha detto Tholen. “ Per questo motivo, si muove molto lentamente nel cielo, richiedendo diversi anni di osservazioni per determinare con precisione la sua traiettoria ".

Parametri orbitali
(all'epoca 26 febbraio 2019) ultima osservazione 25/01/2020
Semiasse maggiore	80.1675 ±4.494 UA
Perielio	27,625± 0,173 UA
Afelio	132.71± 7.439 UA
Periodo orbitale	717.80± 60,35 anni
Eccentricità Inclinazione del piano orbitale	0.655±0,021 18,77° ± 0,12°
Longitudine del nodo ascendente	68,36°± 0,53°
Argomento del perielio	231,86°± 59,97°
Anomalia media	186,94°± 219,3°

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:

Farfarout è molto debole. In base alla sua luminosità e alla distanza dal Sole, il team stima che sia di circa 400 chilometri di diametro, ponendolo oltre l'estremità inferiore della possibile designazione di un pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale (IAU).

Dati fisici
Diametro medio	~400 km
Albedo stimato	0,10
Dati osservativi
Magnitudine apparente	+25,3
Magnitudine assoluta (H)	+4,185±0,103 +4,22 +4,1847 (JPL)

Designazione:

Il Minor Planet Center dell'IAU nel Massachusetts ha annunciato di aver assegnato a ''Farfarout'' la designazione provvisoria 2018 AG37 . 

Il membro più distante conosciuto del Sistema Solare riceverà un nome ufficiale dopo che saranno state raccolte più osservazioni e la sua orbita diventerà ancora più raffinata nei prossimi anni.

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A cura di Andreotti Roberto.

LA GRANDE COMETA HALE-BOPP DEL 1997. by Andreotti Roberto - INSA.

 

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Aggiornato il 07/02/2021

LA GRANDE COMETA

HALE-BOPP

C/1995 O1

La cometa Hale-Bopp (formalmente designata C / 1995 O1 ) è una cometa che è stata forse la più ampiamente osservata del XX° secolo ed una delle più luminose osservate per molti decenni.

( Aprile 1997 ).

Scoperta:

La cometa fu scoperta indipendentemente il 23 luglio 1995 da due osservatori, Alan Hale e Thomas Bopp , mentre sin trovava ancora a 7,2 UA dal sole, fatto che fece subito ipotizzare che sarebbe diventata spettacolare.

Hale aveva trascorso molte centinaia di ore alla ricerca di comete senza successo e stava seguendo le comete conosciute dal suo vialetto di casa nel New Mexico quando si imbatté in una cometa subito dopo mezzanotte. La cometa aveva una magnitudine apparente di +10,5 e giaceva vicino all'ammasso globulare M70 nella costellazione del Sagittario . Hale stabilì dapprima che non c'erano altri oggetti del cielo profondo vicino a M70, e poi consultò un elenco di comete conosciute, scoprendo che nessuna era nota per essere in quest'area del cielo. Una volta stabilito che l'oggetto si muoveva rispetto alle stelle sullo sfondo, ha inviato una e-mail all'Ufficio centrale per i telegrammi astronomici.

Bopp non possedeva un telescopio . Era fuori con degli amici vicino a Stanfield, in Arizona , ad osservare ammassi stellari e galassie quando si è imbattuto per caso nella cometa mentre era sotto l'oculare del telescopio del suo amico. Si rese conto che avrebbe potuto individuare qualcosa di nuovo quando, come Hale, controllò le sue mappe stellari per determinare se si conoscevano altri oggetti del cielo profondo vicini a M70 e scoprì che non ce n'erano. Ha allertato l'Ufficio centrale per i telegrammi astronomici tramite un telegramma della Western Union . 

Brian G. Marsden , che dirigeva l'ufficio dal 1968, rise: " Nessuno invia più telegrammi. Voglio dire, quando quel telegramma è arrivato qui, Alan Hale ci aveva già inviato tre e-mail con le coordinate aggiornate ".

La mattina seguente, è stato confermato che si trattava di una nuova cometa e le è stata assegnata la designazione C/1995 O1. La scoperta è stata annunciata nella circolare 6187 dell'Unione Astronomica Internazionale .

Si è poi trovato un'immagine precedente alla scoperta scattata all'Anglo-Australian Telescope nel 1993 che mostrava la cometa allora inosservata a circa 13 UA dal Sole, una distanza alla quale la maggior parte delle comete sono essenzialmente inosservabili, e che indicava che si trattava di un grosso oggetto.

Dati fisici:

Le analisi in seguito alla scoperta indicarono che il nucleo della cometa aveva un diametro di 60±20 chilometri, circa sei volte la dimensione della cometa di Halley.

Dati fisici
Dimensioni medie	60,0 km
Massa stimata	1,3x1016 kg
Densità media	0,6 kg/dm3

Il tasso di produzione di polvere della cometa era molto alto (fino a 2,0 ×10E6 kg/s), il che potrebbe aver reso la chioma interna otticamente spessa . Sulla base delle proprietà dei suoi grani di polvere, cioè alta temperatura, alta albedo e forte caratteristica di emissione di silicato di 10 μm, gli astronomi hanno concluso che tali grani di polvere sono più piccoli di quanto osservato in qualsiasi altra cometa, ed è confermato dal fatto che la Hale-Bopp ha mostrato la più alta polarizzazione lineare mai rilevata per qualsiasi cometa. Tale polarizzazione è il risultato della radiazione solare che viene dispersa dalle particelle di polvere nella chioma della cometa e dipende dalla natura dei grani.

L'attività e il degassamento osservati della cometa Hale-Bopp non erano distribuiti uniformemente sul suo nucleo, ma provenivano invece da diversi getti specifici. Le osservazioni del materiale che scorre via da questi getti hanno permesso agli astronomi di misurare il periodo di rotazione della cometa, che è risultato essere di circa 11 ore e 46 minuti. Oltre a questa rotazione sono state riscontrate delle variazioni periodiche per diversi giorni; questo potrebbe implicare che la cometa ruoti su più di un asse, oppure che sia un oggetto binario.

Il Nucleo è molto scuro con stime di albedo che vanno da 0,01 a 0,07.

Ipotesi satellite:

Nel 1997 è stato pubblicato un articolo che ipotizzava l'esistenza di un nucleo binario per spiegare completamente il modello osservato dell'emissione di polvere della cometa Hale-Bopp osservato nell'ottobre 1995. 

L'articolo era basato su un'analisi teorica e non rivendicava una rilevazione osservativa della proposta di nucleo satellite, ma si stima che avrebbe un diametro di circa 30 km, con il nucleo principale di circa 70 km di diametro, e orbiterebbe in circa tre giorni a una distanza di circa 180 km. 

Questa analisi è stata confermata dalle osservazioni nel 1996 utilizzando la Wide-Field Planetary Camera 2 del telescopio spaziale Hubble che aveva ripreso le immagini della cometa che ha rivelato il satellite. 

( Immagini HUBBLE del 5 ottobre 1995 ).

Sebbene le osservazioni che utilizzano l'ottica adattativa alla fine del 1997 e all'inizio del 1998 abbiano mostrato un doppio picco nella luminosità del nucleo, esiste ancora una controversia sul fatto che tali osservazioni possano essere spiegate solo da un nucleo binario. 

La scoperta del satellite non è stata confermata da altre osservazioni. 

Composizione:

DEUTERIO:

Si è scoperto che l'abbondanza di deuterio nella cometa Hale-Bopp sotto forma di acqua pesante era circa il doppio di quella degli oceani terrestri. 

Il deuterio è stato rilevato anche in molti altri composti dell'idrogeno nella cometa. È stato scoperto che il rapporto tra deuterio e idrogeno normale varia da composto a composto, cosa che gli astronomi ritengono suggerisca che i ghiacci cometari si siano formati nelle nuvole interstellari , piuttosto che nella nebulosa solare . La modellizzazione teorica della formazione di ghiaccio nelle nubi interstellari suggerisce che la cometa Hale-Bopp si sia formata a temperature di circa 25-45 kelvin.

COMPOSTI ORGANICI:

Le osservazioni spettroscopiche di Hale-Bopp hanno rivelato la presenza di molte sostanze chimiche organiche , molte delle quali non erano mai state rilevate prima nelle comete. Queste molecole complesse possono esistere all'interno del nucleo della cometa o potrebbero essere sintetizzate dalle reazioni nella cometa.

ARGON E KRYPTON:

Hale-Bopp è stata la prima cometa in cui è stato rilevato il gas nobile argon . I gas nobili sono chimicamente inerti e variano da bassa ad alta volatilità . Poiché diversi elementi nobili hanno temperature di sublimazione diverse e non interagiscono con altri elementi, possono essere utilizzati per sondare le storie di temperatura dei ghiacci cometari. Il krypton ha una temperatura di sublimazione di 16-20 K e si è scoperto che si è esaurito più di 25 volte rispetto all'abbondanza solare, mentre l'argon con la sua temperatura di sublimazione più alta è stato arricchito rispetto all'abbondanza solare. Insieme, queste osservazioni indicano che l'interno di Hale-Bopp è sempre stato più freddo di 35-40 K, ma a un certo punto è stato più caldo di 20 K. A meno che la nebulosa solare non fosse molto più fredda e più ricca di argon di quanto si creda generalmente, ciò suggerisce che la cometa si è formata oltre Nettuno nella regione della fascia di Kuiper e poi è migrata verso l'esterno verso la nube di Oort .

( Grafico dello spettro della Hale-Bopp ).

La coda di sodio:
Una delle scoperte più importanti è che essa possiede tre code. Inoltre, oltre alle solite emissioni gassose e alle polveri stellari, Hale-Bopp esibisce una debole coda al sodio, visibile solo con particolari strumenti dotati di speciali filtri. Le emissioni di sodio sono state precedentemente osservate anche in altre comete, ma nessuna dalla coda. La coda al sodio consiste in atomi neutri e si estende per 50 milioni di km in lunghezza.
La sorgente del sodio sembra nascosta nella chioma interna, anche se qualcosa potrebbe trovarsi nel nucleo. Vi sono diversi possibili meccanismi per generare atomi di sodio, compresa la collisione tra grani di polvere che si trovano attorno al nucleo, e mediante "sputtering", ossia emissione di sodio ad intermittenza a causa dell'interazione dei grani di polvere con luce ultravioletta. Tuttavia non si è ancora definito un meccanismo principale responsabile.
Mentre la coda formata da polveri segue la traiettoria dell'orbita della cometa, la coda di gas punta direttamente lontano dal sole, mentre la coda di sodio si situa fra queste due. Questo implica che gli atomi di sodio sono allontanati dalla testa della cometa a causa della pressione di radiazione.

(Nell'immagine si nota una coda blu, composta di sodio, allontanata dalla pressione di radiazione).

Osservazione:

Questa cometa pur essendo stata spettacolare, non passò molto vicino alla Terra, difatti se il nostro pianeta si fosse trovato in una posizione più favorevole, la sua coda avrebbe coperto gran parte della volta celeste.

All'inizio di agosto del 1995, vari osservatori indicavano che la cometa era di magnitudine +10.5, di circa 2-3 arcmin di diametro e debolmente condensata. C'era una traccia di una coda, o un leggero allungamento della chioma, verso nord. 

Un'altra indicazione che questa cometa era più grande del normale è arrivata il 18 agosto quando lo Schmidt di 1 m a La Silla ha rivelato una coma che misura 9,2x6,0 arcmin . Alla distanza della cometa di 6,2 UA dalla Terra, ciò indicava una dimensione della chioma di 2,5x1,6 milioni di chilometri. 

La cometa si era illuminata a magnitudine +10 quando si era persa nel crepuscolo alla fine di novembre.

Dopo essere passata a circa 2° di elongazione dal Sole durante i primi giorni del gennaio 1996, la cometa è stata avvistata durante i primi giorni di febbraio a circa magnitudine +9. 

Terry Lovejoy (Australia) ha descritto la cometa come " ben condensata con una coma notevolmente a forma di ventaglio e è notevolmente più luminoso rispetto allo scorso anno ". 

La cometa è passata nel massimo della cometa C/1996 B2 (Hyakutake) nei mesi di marzo e aprile e sono state ottenute poche osservazioni. 

Tuttavia, la cometa sembra essersi illuminata a magnitudo +8.5 intorno a metà marzo ed era vicina a +8.0 verso la fine di aprile.

La cometa è finalmente diventata un oggetto a occhio nudo il 20 maggio, quando Lovejoy ne ha intravisto diversi momenti in cieli limpidi. Con un binocolo 10x50 ha determinato la magnitudine come +6,7 e ha detto che la coma era di 15 minuti d'arco . Entro la fine di maggio alcuni altri osservatori stavano segnalando la cometa visibile ad occhio nudo. Le stime di magnitudo erano quindi tipicamente vicine a +6,5, mentre il diametro della chioma era ancora nell'intervallo 10-15 arcmin.

La cometa ha continuato a brillare lentamente per tutto giugno e all'inizio di luglio aveva raggiunto una magnitudine di 5,5. Ma poi è successo qualcosa di inaspettato. Con l'avanzare di luglio, la cometa non è riuscita a diventare più luminosa. Ciò ha indotto alcuni astronomi dilettanti e professionisti a preoccuparsi che la cometa avesse iniziato a svanire. 

La situazione non è migliorata nel mese di agosto e, in effetti, le stime di magnitudo media hanno indicato che alla fine di quel mese e fino a settembre si era verificato un leggero calo di magnitudo forse 0,3. Poco dopo che la cometa si era spostata entro 3 UA dal sole, il 21 settembre, ha mostrato segni di luminosità e alla fine del mese la magnitudine era aumentata a circa 5,3. 

Nonostante il comportamento apparentemente strano della cometa durante questo periodo di tre mesi, Gli osservatori di tutto il mondo stavano raccogliendo una quantità di informazioni senza precedenti per una cometa così lontana. 

Analisi successive portarono diversi astronomi a concludere che le fluttuazioni di luminosità erano probabilmente normali per le comete così lontane dal sole, poiché diverse molecole di diversa riflettività si riscaldavano e vaporizzavano al diminuire della distanza solare. Le prove a sostegno di ciò includevano la prima rilevazione di emissioni di silicato l'8 luglio, la prima rilevazione di metil cianuro (CH3CN) durante il periodo dal 14 al 17 agosto e la prima rilevazione di cianogeno (CN) ad agosto.

Lo schiarimento è continuato in seguito. Entro la fine di ottobre gli osservatori fornivano stime di luminosità vicino a 5 e la cometa ha finalmente superato la magnitudine 4 il 12 dicembre, che ha anche segnato la data in cui la cometa si era spostata entro 2 UA dal sole. 

Le osservazioni sono diventate più difficili da allora in poi poiché il normale movimento orbitale del nostro pianeta lo ha portato sul lato del sole opposto a quello della cometa. 

Ciò porterebbe alla fine alla visibilità della cometa solo al crepuscolo per la maggior parte dell'emisfero settentrionale, ad eccezione di quelli in Canada e nel nord Europa, durante la fine di dicembre e l'inizio di gennaio, con l'elongazione solare che raggiunge un minimo di 27° il 21 dicembre.

Era troppo allineata al Sole con una bassa elongazione per essere osservabile nel dicembre 1996, ma quando è riapparsa nel gennaio 1997 era già abbastanza luminosa da essere visto da chiunque la cercasse, anche da grandi città con cieli inquinati dalla luce.

Internet era un fenomeno in crescita all'epoca e numerosi siti web che seguivano i progressi della cometa e fornivano immagini quotidiane da tutto il mondo divennero estremamente popolari. 

Internet ha svolto un ruolo importante nell'incoraggiare l'interesse pubblico senza precedenti per la cometa Hale-Bopp.

Raggiunse una magnitudine di +2 all'inizio di febbraio, +1 intorno al 20 febbraio, +0,5 all'inizio di marzo e 0,0 entro il 7 marzo. La coda aumentò costantemente di dimensioni da 2° a oltre 10° durante lo stesso periodo. 

Man mano che la cometa saliva più in alto nel cielo serale, le osservazioni della cometa aumentavano, così come la copertura dei media. Sia i notiziari locali che quelli nazionali hanno fatto brevi notizie sulla cometa e diversi programmi televisivi hanno intervistato Alan Hale e Thomas Bopp.

Quando la cometa si è avvicinata al Sole, ha continuato a illuminarsi, e mostrando un paio di code in crescita , la coda blu del gas che puntava direttamente dal Sole e la coda di polvere giallastra che si curvava lungo la sua orbita. 

Il 9 marzo, un'eclissi solare in Cina, Mongolia e Siberia orientale ha permesso agli osservatori di vedere la cometa durante il giorno. 

Il vero spettacolo della cometa è iniziato intorno al 15 o 16 marzo, quando le stime di luminosità di oltre 50 singoli osservatori hanno indicato che la cometa aveva raggiunto la magnitudine -0,5. 

Ciò indicava che la cometa stava improvvisamente superando le previsioni. Dopo aver continuato un costante aumento della luminosità fino al 20, la cometa si è stabilizzata a circa -0,7 o -0,8. 

Al termine di marzo, la cometa si è mantenuta abbastanza vicina alla sua magnitudine massima di -0,7 o -0,8. Le fotografie mostravano la coda del gas ancora prominente, ma più ventilata rispetto a febbraio e all'inizio di marzo.

Hale-Bopp ha avuto il suo approccio più vicino alla Terra il 22 marzo 1997, a una distanza di 1.315  UA .

Quando ha superato il perielio il 1 aprile 1997, la cometa si è sviluppata in modo spettacolare. 

Brillava più luminosa di qualsiasi stella del cielo eccetto Sirio, e la sua coda di polvere si estendeva per 40–45 gradi nel cielo. 

La cometa era visibile molto prima che il cielo diventasse completamente buio ogni notte, e mentre molte grandi comete sono molto vicine al Sole mentre passano per il perielio, la cometa Hale-Bopp era visibile tutta la notte agli osservatori dell'emisfero settentrionale.

La cometa ha superato il perielio il 1 aprile, momento in cui osservatori esperti hanno stimato la magnitudine totale tra -1,4 e -0,3, con una media intorno a -0,7. La coda si estendeva quindi di 15-20 gradi per gli osservatori nei cieli bui. A seconda delle condizioni di osservazione, alcuni osservatori hanno visto la coda del gas come la più lunga, mentre altri hanno visto la coda della polvere come la più lunga. La cometa ha mantenuto la sua massima luminosità per alcuni giorni prima di iniziare una lenta dissolvenza. Per la maggior parte gli osservatori hanno continuato a riportare la cometa in magnitudini negative fino al 24 circa. La coda del gas divenne meno prominente con il passare del mese, mentre la coda della polvere sembrava diventare ancora più distinta. 

Il problema della coda del gas non era che stava scomparendo, ma che si stava aprendo a ventaglio. 

A metà mese si potevano vedere due stelle filanti distinte su fotografie a breve esposizione, mentre esposizioni più lunghe rivelavano che la coda del gas a forma di ventaglio era piena di stelle filanti. 

La coda di polvere sembrava aver mantenuto la sua lunghezza massima quasi fino al 15, quando la luce della luna ha iniziato a interferire.

Dopo il suo passaggio perielio, la cometa si è spostata nell'emisfero celeste meridionale. 

La cometa era molto meno impressionante per gli osservatori dell'emisfero meridionale di quanto non fosse nell'emisfero settentrionale, ma i meridionali sono stati in grado di vedere la cometa svanire gradualmente dalla vista durante la seconda metà del 1997. 

All'inizio di maggio era di magnitudo 0,3, ma è scesa a 1,0 a metà mese e 2,0 a fine mese. 

Il crepuscolo ha interferito con le osservazioni durante gran parte di giugno e la cometa si è persa persino nel crepuscolo dal 24 giugno al 9 luglio. 

La cometa è stata costantemente descritta come un oggetto di 4a magnitudine durante l'ultima metà di luglio e la prima metà di agosto. Forse il momento clou di agosto è stato che gli astronauti a bordo dello space shuttle Discovery hanno osservato la cometa poco prima di metà mese. Gli astronauti hanno visto la cometa di 4a magnitudine sia ad occhio nudo che con un telescopio ultravioletto da 7 pollici montato su una finestra.

La magnitudine della cometa è diminuita a 4,3-4,4 alla fine di agosto, 4,9-5,3 alla fine di settembre, 5,9-6,4 alla fine di ottobre, 6,9 alla fine di novembre e 7,6 alla fine di dicembre. 

Nonostante il continuo movimento della cometa verso sud, gli osservatori dell'emisfero settentrionale hanno ottenuto ulteriori scorci della cometa durante la tarda estate e l'inizio dell'autunno. 

Alan Hale è stato il primo di questo gruppo a osservare nuovamente la cometa quando l'ha rilevata in un forte crepuscolo il 31 agosto. 

Le osservazioni sono continuate per tutto settembre e ottobre per quelle persone con un chiaro orizzonte sud-orientale. Le stime di magnitudo degli osservatori settentrionali erano tipicamente 0,2-0,3 inferiori a quelle degli osservatori meridionali a causa dell'altitudine molto bassa della cometa. 

È interessante notare che Richard Keen ha individuato la cometa il 6 e 7 ottobre dall'Alaska, che era l'osservazione più a nord fatta. 

La cometa è stata vista l'ultima volta nell'emisfero settentrionale il 1° novembre da H. Dahle (Hawaii). Ha intravisto la cometa con un binocolo 9x63 e ha riportato la magnitudine totale come 5.8.

Le ultime osservazioni a occhio nudo sono state riportate nel dicembre 1997, il che significava che la cometa era rimasta visibile senza aiuto per 569 giorni, ovvero circa 18 mesi e mezzo. 

Il record precedente era stato stabilito dalla Grande Cometa Flaugergues del 1811 , visibile ad occhio nudo per circa 9 mesi.

( Percorso in cielo ).

La cometa ha continuato a svanire mentre si allontanava, ma è stata monitorata dagli astronomi. Nell'ottobre 2007, 10 anni dopo il perielio ad una distanza di 25,7 UA dal Sole, la cometa era ancora attiva come indicato dalla rilevazione del coma CO-driven. 

Le immagini dell'Herschel Space Observatory scattate nel 2010 suggeriscono che la cometa Hale-Bopp è ricoperta da un nuovo strato di brina. 

Hale-Bopp è stato nuovamente rilevato nel dicembre 2010 quando era a 30,7 UA di distanza dal Sole, e il 7 agosto 2012, a 33,2 UA. dopo il 2020 è diventato molto difficile distinguere la cometa dal gran numero di galassie lontane di simile luminosità.

( Immagine della cometa mentre era a 2 miliardi di km dal Sole ).

Parametri orbitali:

La cometa corre su un'orbita estremamente allungata con un'eccentricità numerica di 0,995 attorno al sole, il suo piano orbitale è quasi esattamente perpendicolare all'eclittica con un'inclinazione di 89,4°. Il perielio , il punto della sua orbita più vicino al sole, è a 0,914 UA, appena dentro l'orbita terrestre, il suo punto più lontano dal sole, l'afelio, è a 370,8 UA.

Il 14 maggio 1997 ha avuto un passaggio ravvicinato con Venere a circa 0,3 UA.

Poiché la sua orbita è quasi perpendicolare all'eclittica, è generalmente molto improbabile che si avvicini ai pianeti. Tuttavia, nel marzo 1996 ha superato Giove a una distanza di 0,77 UA, ed era abbastanza vicino da cambiare significativamente l'orbita della cometa a causa dell'influenza gravitazionale di Giove, che ne ha accorciato il periodo orbitale da circa 4284 anni a 2388 anni (soluzione baricentrica), in modo che tornerà nel sistema solare interno intorno all'anno 4385 ± 2,0 . Prima dell'incontro con Giove, il suo afelio con 525 UA era di conseguenza più lontano.

( Passaggio al perielio - 31 marzo 1997 ).

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A cura di Andreotti Roberto.

55P/TEMPEL-TUTTLE Una Cometa periodica con molti passaggi storici che genera il flusso meteorico delle Leonidi. by INSA.

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Aggiornato il 10/07/2021

55P/TEMPEL-TUTTLE

La cometa Tempel-Tuttle, formalmente designata come 55P/Tempel-Tuttle, è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente alla famiglia cometaria della cometa di Halley.

Scoperta:

Nel 1699 fu osservata da Gottfried Kirch ma si capì che era una cometa periodica solo successivamente grazie a Tempel e Tuttle durante il passaggio al perielio del 1866, dove è stata riscoperta indipendentemente da Ernst Wilhelm Tempel il 19 dicembre 1865 e da Horace Parnell Tuttle il 6 gennaio 1866.

Il nome più corretto sarebbe Kirch-Tempel, ma ormai è storicamente accettato quello in uso.

Meteore:

È il corpo progenitore dello sciame meteorico delle Leonidi. L'orbita della Tempel-Tuttle interseca quasi esattamente quella della Terra: pertanto i materiali emessi dalla cometa durante i suoi passaggi al perielio non necessitano di essere sparpagliati più di tanto per dar vita alla pioggia di meteore che ogni anno si verifica intorno al 17 novembre. 

Questo fatto comporta che, quando la Terra incrocia la sua orbita, subito dopo il suo passaggio, la scia risulti molto densa e ciò spiega il motivo delle intense piogge di meteore delle Leonidi che si verificano circa ogni 33 anni, periodo sempre coincidente appunto con il passaggio al perielio della cometa Tempel-Tuttle.

Ad esempio, nel novembre 2009, la Terra è passata attraverso meteore lasciate principalmente dalle orbite del 1466 e del 1533.

Nel febbraio 2016, due bolidi rilevati dal NASA All-Sky Fireball Network sono stati calcolati per avere orbite coerenti con quelle della 55P, sebbene con un nodo di 100 gradi inferiore a essa, e la ragione di ciò deve ancora essere determinata.

L'astronomo italiano Giovanni Schiaparelli riuscì a identificare come la cometa 55P/Tempel-Tuttle fosse il corpo madre delle Leonidi nell'anno 1867, Schiaparelli scrisse una lettera all'Astronomische Nachrichten il 2 febbraio 1867 in cui ha dimostrato che questa cometa era probabilmente correlata alla tempesta meteorica delle Leonidi osservata nel novembre del 1833 e del 1866. Un confronto dell'orbita della cometa con quella delle Leonidi del novembre 1866 mostrava una corrispondenza quasi perfetta.

( Collage fotografico dello sciame meteorico delle Leonidi del 1966 ).

Nei prossimi anni (ad eccezione del 2022 con ZHR = 250), si vedranno relativamente pochi meteoroidi delle Leonidi. Tuttavia, quando la cometa madre attraverserà di nuovo il sistema solare nel 2031, un'attività meteoroide significativamente maggiore sarà visibile sulla Terra negli anni seguenti 2033, 2034, 2035 e 2037 (ZHR: 300–500). Inoltre, in questi anni anche l'attività di base regolare sarà maggiore (ZHR: 30–50).

Dati fisici:

Dall'analisi del flusso termico, fatta quando il nucleo della cometa era ancora inattivo ci danno una stima dimensionale di circa 3,6 km in media con un rapporto tra asse minore e maggiore di 1,5.

Si stima che 55P/Tempel–Tuttle abbia un nucleo con una massa di circa 1,2×10E13 kg, ed un flusso di massa di circa 5×10E12 kg.

Dai calcoli risulta un albedo di 0,06.

La cometa è stata osservata tra 3 e 14 µm utilizzando il Broadband Array Spectrograph System (BASS) sul 3-m Infrared Telescope Facility (IRTF) della NASA a Mauna Kea. Le osservazioni sono state effettuate l'8,25 febbraio e il 9,25 UT 1998 quando la distanza eliocentrica della cometa era 1,03 UA e diminuiva mentre si è avvicinava al perielio (28 febbraio 1998). Gli spettri di entrambe le notti non hanno mostrato caratteristiche di emissione indicative di silicati o altre sostanze solide e non hanno mostrato differenze tra le due notti. 

Erano ben adattati con un corpo nero da 330 K tra 3 e 13 µm. La temperatura di 330 K era di 60 K superiore alla temperatura di equilibrio del corpo nero di 274 K. 

Questi risultati sono alquanto insoliti per una cometa, perché la maggior parte delle comete mostra emissioni di silicati, indicative di piccole particelle a base di olivina e/o pirosseno.

( In grafica i risultato dell'osservazione del flusso termico negli infrarossi ).

Parametri orbitali:

In circa 33 anni la cometa orbita attorno al Sole con un percorso ellittico compreso tra 0,98 UA (perielio) e 19,70 UA (afelio), l'eccentricità orbitale è 0,906. L'orbita è inclinata di circa 18° rispetto all'eclittica , ma poiché la cometa si muove retrograda attorno al Sole, la sua inclinazione dell'orbita è di 162°. Tempel-Tuttle orbita attorno al Sole in una risonanza orbitale 5:14 con il pianeta Giove, e di conseguenza, è influenzata solo leggermente dalla gravita del pianeta gigante.

( Evoluzione del semiasse maggiore negli ultimi 1500 anni ).

Parametri orbitali
(all'epoca 8 marzo 1998 (JD 2450880,5))
Semiasse maggiore	10,3345 UA
Perielio	0,97665 UA
Afelio	19,6924 UA
Periodo orbitale	33,2226 anni
Inclinazione orbitale	162,486°
Eccentricità	0,9055
Par. Tisserand (TJ)	-0,637 (calcolato)

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

Passaggi storici:

Non ci sono osservazioni della cometa nei suoi ritorni del 1899 e del 1932, quindi non fu ritrovata fino al 1965 dopo la sua scoperta nel 1865/66. 

L'ultimo passaggio del perielio fino ad ora è avvenuto il 28 febbraio 1998.

I calcoli orbitali hanno mostrato che l'avvistamento di una cometa nel 1366 era un ritorno della Tempel-Tuttle, che a quel tempo si era avvicinata alla terra entro 0,023 UA. 

La cometa è stata osservata anche a un ulteriore avvicinamento nel 1699 (0,064 UA). 

Poi possiamo studiarne anche altri passaggi correlandola ai picchi anomali e delle Tempeste di Leonidi, con i passaggi al perielio degli anni 1833, 1800, 1767, 1533, 1466, 1333, 1234, 1035, 901 per alcuni di questi ci sono resoconti di comete avvistate, ma la mancanza di riferimenti non permette conferma, per altri sono in corso approfonditi studi che oltretutto, andranno indietro di altri 1500 anni nel passato.

Dalle cronache storiche ci giungono resoconti di Grandi Tempeste Meteoriche per gli anni 801, 902, 934, 1238, 1566 oltre alle recenti del 1833 e 1966.

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PASSAGGI STORICI:

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867/8

C/867 Y1 = 55P/867 Y1

Dai calcoli di Nakano pubblicati qui di seguito e ricostruiti indietro fino al 901 d.C. si evince che per il passaggio del 901 la cometa risulterebbe avere un periodo di rivoluzione in entrata di 33,732 anni che in linea di massima fanno ipotizzare che il precedente passaggio al perielio sia avvenuto tra la fine del 867 e l'inizio del 868, una ricerca storica tra le varie cronache dell'estremo oriente ci riportano i racconti di una cometa plausibile con la 55P/Tempel-Tuttle.

[INSA - Istituto Nazionale Studi Astronomici].

Le annotazioni di questo evento ci giungono da Giappone, Corea e Cina.

GIAPPONE:

Dal testo Dai-Nihon-Shi (1715, cap.359), si riporta quanto segue:

'' Nel 23° giorno dell'undicesimo mese lunare (22 dicembre), del nono anno del regno di Jokwan (867), fu osservata una cometa (Hui-Hsing) ''.

COREA:

Nelle Cronache di Silla, contenute nel testo coreano Samguk-Sagi (1145, 11/5), si scrive:

'' Durante il dodicesimo mese lunare del settimo anno di Kyongum-Wang (dal 30 dicembre 867 al 28 gennaio 868) una nuova stella ha sorpassato Venere ''.

CINA:

Nei testi Hsin-T'ang-Shu (1060, 32/7b) e dal Wen-Hsien T'ung-K'ao (1308, 286/25a), similarmente si riporta la seguente nota:

'' Durante il primo mese lunare, del nono anno del regno di Hsien-Thung (dal 29 gennaio al 26 febbraio 868), una cometa (Hui-Hsing) è apparsa in Lou e in Wei (sedicesima e diciassettesima dimora lunare) ''.

[Ho Peng Yoke (1962) n.301-2-3 p.176]

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Dati delle previsioni dei passaggi dal 901 al 1300, dal sito di Nakano, circolare NK 722:

[ T = 901 Sept.29.14295 TT Epoch = 901 Sept.10.0 TT Peri. = 160.49121 e = 0.9083332 Node = 219.88192 (2000.0) a = 10.4398449 AU Inc. = 162.39515 n'= 0.02921884 q = 0.9569870 AU P = 33.732 years ] [ T = 935 Jan. 25.85505 TT Epoch = 935 Feb. 4.0 TT Peri. = 160.51778 e = 0.9070591 Node = 220.01729 (2000.0) a = 10.3666356 AU Inc. = 162.37762 n'= 0.02952890 q = 0.9634847 AU P = 33.378 years ] [ T = 968 Mar. 16.32110 TT Epoch = 968 Mar. 2.0 TT Peri. = 160.36363 e = 0.9066939 Node = 220.09241 (2000.0) a = 10.3455834 AU Inc. = 162.38923 n'= 0.02961908 q = 0.9653055 AU P = 33.276 years ] [ T = 1001 June 9.91439 TT Epoch = 1001 June 17.0 TT Peri. = 160.34926 e = 0.9078829 Node = 220.26758 (2000.0) a = 10.4157751 AU Inc. = 162.31425 n'= 0.02932018 q = 0.9594705 AU P = 33.615 years ] [ T = 1035 Jan. 7.95906 TT Epoch = 1034 Dec. 21.0 TT Peri. = 160.50030 e = 0.9099972 Node = 220.40840 (2000.0) a = 10.5419697 AU Inc. = 162.30155 n'= 0.02879529 q = 0.9488064 AU P = 34.228 years ] [ T = 1069 Mar. 5.53737 TT Epoch = 1069 Feb. 20.0 TT Peri. = 161.72952 e = 0.9085341 Node = 221.82459 (2000.0) a = 10.4548512 AU Inc. = 162.46751 n'= 0.02915596 q = 0.9562625 AU P = 33.805 years ] [ T = 1102 June 26.40694 TT Epoch = 1102 June 7.0 TT Peri. = 162.45357 e = 0.9045205 Node = 222.62956 (2000.0) a = 10.2918823 AU Inc. = 162.55201 n'= 0.02985120 q = 0.9826635 AU P = 33.017 years ] [ T = 1135 Mar. 3.80941 TT Epoch = 1135 Mar. 6.0 TT Peri. = 162.59971 e = 0.9040247 Node = 222.90876 (2000.0) a = 10.2561687 AU Inc. = 162.43907 n'= 0.03000726 q = 0.9843394 AU P = 32.846 years ] [ T = 1167 Nov. 30.26629 TT Epoch = 1167 Dec. 3.0 TT Peri. = 162.59946 e = 0.9052576 Node = 223.09824 (2000.0) a = 10.3164047 AU Inc. = 162.31782 n'= 0.02974483 q = 0.9774007 AU P = 33.135 years ] [ T = 1201 Jan. 15.12763 TT Epoch = 1200 Dec. 29.0 TT Peri. = 162.82604 e = 0.9078140 Node = 223.30052 (2000.0) a = 10.4544362 AU Inc. = 162.30526 n'= 0.02915769 q = 0.9637530 AU P = 33.803 years ] [ T = 1234 Oct. 30.20611 TT Epoch = 1234 Nov. 1.0 TT Peri. = 163.77023 e = 0.9070492 Node = 224.42637 (2000.0) a = 10.4246334 AU Inc. = 162.15622 n'= 0.02928282 q = 0.9689783 AU P = 33.658 years ] [ T = 1268 Jan. 6.70758 TT Epoch = 1268 Jan. 7.0 TT Peri. = 164.02456 e = 0.9052414 Node = 224.72186 (2000.0) a = 10.3290975 AU Inc. = 162.12175 n'= 0.02969002 q = 0.9787713 AU P = 33.197 years ] [ T = 1300 Nov. 16.38165 TT Epoch = 1300 Nov. 14.0 TT Peri. = 163.84761 e = 0.9041913 Node = 224.74287 (2000.0) a = 10.2795491 AU Inc. = 162.15731 n'= 0.02990494 q = 0.9848707 AU P = 32.958 years ]

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Nel 1333 ci fu un passaggio al perielio non visibile ad occhio nudo e quindi non rilevato, dove però la cometa emise del materiale, che le simulazioni orbitali indicano come causa della pioggia meteorica del 17 novembre 1998, dove furono registrati molti bolidi infuocati, quindi si trattava di materiale di pezzatura più grande del normale.

T = 1333 Sept.12.34485 TT Epoch = 1333 Sept.22.0 TT Peri. = 163.83774 e = 0.9048386 Node = 224.90953 (2000.0) a = 10.3269791 AU Inc. = 162.05016 n'= 0.02969916 q = 0.9827301 AU P = 33.186 years

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1366

C/1366 U1 = 55P/1366 U1

La migliore apparizione della cometa fu quella del 1366 quando passò a 0,0229 UA dalla Terra (3,4 milioni di chilometri), segnando il terzo avvicinamento più vicino di qualsiasi cometa al nostro pianeta nella storia registrata. Gli astronomi hanno suggerito che la luminosità totale potrebbe quindi aver raggiunto la magnitudine +3. 

T = 1366 Oct. 18.59509 TT Epoch = 1366 Oct. 19.0 TT Peri. = 164.43481 e = 0.9063664 Node = 225.42514 (2000.0) a = 10.4276288 AU Inc. = 162.22882 n'= 0.02927020 q = 0.9763766 AU P = 33.673 years

Le cronache imperiali cinesi, in Williams (1871), riportano quanto segue:

'' Nel 26° anno dell'epoca Che-Ching [1366], durante il 9° mese lunare, il giorno di Kang Sze [25 ottobre], fu vista una cometa a Tsze Wei Yuen, vicino alla stella Kwan a Pih Tow. Il suo colore somigliava a quello di una manciata di farina. Sembrava grande quasi quanto una misura di Tow. Il suo corso era a sud-est e passava vicino alla stella Teen Keae. Il giorno di Sin Chow [26 ottobre] il posto della cometa era a 18,5° di Wei. Il giorno di Sin Yin [27 ottobre] era al 2,5° di New. Il giorno di Kwei Maou [28 ottobre] la cometa era nel 9,9 ° di New. Il giorno di Kea Shin [29 ottobre] era a 0,8° di Heu. Il giorno di Yih Sze [30 ottobre] la cometa è apparsa a Tsze Wei Yuen, tra le stelle Kwan e Yuh Kang a Pih Tow. Fu allora in Chin. Andò a sud-est e passò sopra Teen Kae. Ha attraversato Tsan Tae, Leen Taou e Heu, fino alla stella occidentale di Luy Peih Chin, quando ha cominciato a scomparire ''.

ASTERISMI CITATI:

- Wei è determinato da Epsilon, Mu, Nu, ecc. in Aquario.

- New è determinato da Epsilon, Mu, Nu, ecc. in Scorpione.

- Heu è determinato da ß Aquarii, e dintorni.

- Chin è determinato da ß Corvi e dintorni.

- Tsze Wei Yuen, è il cerchio delle apparizioni perpetue.

- Kwan, è Delta Ursæ Majoris.

- Yuh Kang è Epsilon Ursæ Majoris.

- Pih Tow, è rappresentato da Alfa, Beta, ecc. in Ursæ Majoris.

- Teen Kae, è rappresentato da Beta, Gamma Draconis.

- Tsan Tae, sono Beta, Delta, ecc. nella Lira.

- Leen Taou, è determinato da Eta, Theta nella Lira.

- Luy Peik Chin, sono delle piccole stelle in Acquario e Pesci.

VALUTAZIONE SCIENTIFICA:

Questa è una traduzione quasi letterale del racconto di questa cometa nel Supplemento a Ma Twan Lin, e non sorprende affatto che Biot faccia la seguente osservazione: 

" La marche indiquée pour cette comète est très singulière "

Come non può essere più incoerente di quella di una cometa, dopo un lungo corso dall'Orsa Maggiore all'Acquario, dove è stata osservata il 29 ottobre, mentre il giorno successivo, 30 ottobre, si ritrova nell'Orsa Maggiore, nello stesso luogo da cui è partito, e riprende il suo corso verso sud, nella stessa direzione di prima. 

Ma se il racconto nell'originale viene esaminato attentamente, si scoprirà che si divide facilmente in due parti distinte; i primo quello che dà il corso della cometa attraverso gli asterismi , e l'altro che attraversa alcuni degli asterismi in quel corso. 

Tutto ciò che è necessario è leggere il racconto secondo questa visione, e il risultato sarà una narrazione coerente. Si leggano quindi le osservazioni conclusive:

'' Il giorno Yih Sze (30 ottobre) la cometa (dopo essere stata vista per la prima volta a Tsze Wei Yuen, tra le stelle Kwan e Yuh Kang a Pih Tow, momento in cui era in Chin, poi andando a est, passando vicino a Teen Kae, e attraversando Tsan Tae, Leen Taou e Heu), arrivò alla stella occidentale di Luy Peih Chin, dove scomparve ''.

A conferma di questa visione si può anche notare che gli asterismi menzionati in questa seconda parte si troveranno tutti nel percorso della cometa attraverso gli asterismi menzionati, supponendo che venissero portati al Polo, e così l'intero racconto diventa perfettamente coerente. 

Va anche notato che in questi resoconti cinesi delle comete ci sono diversi esempi dell'ultima osservazione menzionata per prima. 

Così, nelle comete del 1301, del 16 settembre e del 1315, del 28 novembre, il giorno della scomparsa è posto per primo, come nella seconda parte del racconto precedente.

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Dati delle previsioni dei passaggi dal 1400 al 1499, dal sito di Nakano, circolare NK 722:

[ T = 1400 May 20.14786 TT Epoch = 1400 June 2.0 TT Peri. = 165.73039 e = 0.9060382 Node = 226.78320 (2000.0) a = 10.4184418 AU Inc. = 161.93767 n'= 0.02930893 q = 0.9789354 AU P = 33.628 years ] [ T = 1433 July 30.49940 TT Epoch = 1433 Aug. 8.0 TT Peri. = 165.85430 e = 0.9047464 Node = 226.96082 (2000.0) a = 10.3426812 AU Inc. = 161.88803 n'= 0.02963155 q = 0.9851780 AU P = 33.262 years ] [ T = 1466 July 31.38886 TT Epoch = 1466 July 26.0 TT Peri. = 165.71049 e = 0.9043708 Node = 227.03182 (2000.0) a = 10.3203772 AU Inc. = 161.88798 n'= 0.02972766 q = 0.9869294 AU P = 33.155 years ] [ T = 1499 Sept. 6.27174 TT Epoch = 1499 Aug. 22.0 TT Peri. = 165.74585 e = 0.9055467 Node = 227.25632 (2000.0) a = 10.3905179 AU Inc. = 161.73244 n'= 0.02942716 q = 0.9814189 AU P = 33.493 years ]

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Nel 1533 ci fu un altro passaggio al perielio della Tempel-Tuttle, non osservato in quanto non visibile ad occhio nudo, ma a testimonianza di ciò, varie cronache dell'estremo oriente riportano l'osservazione di un'evidente pioggia di meteore sicuramente associabili alle Leonidi.

T = 1533 Feb. 25.26865 TT Epoch = 1533 Feb. 24.0 TT Peri. = 166.01091 e = 0.9078107 Node = 227.49616 (2000.0) a = 10.5167919 AU Inc. = 161.78485 n'= 0.02889876 q = 0.9695357 AU P = 34.106 years

Corea:

'' Nel 28° anno dell'epoca Chung-Jong, durante il 10° mese lunare, il giorno di Chia-Tsu [24 ottobre 1533 del calendario Giuliano], le stelle volavano come una pioggia in tutte le direzioni ''.

Giappone:

'' Nel secondo anno del periodo di Tenmon, durante il 10° mese lunare, l'ottavo giorno [25 ottobre 1533 del calendario Giuliano], Molte stelle volarono nell'emisfero [volta celeste] e caddero sulla terra e sul mare ''.

Cina:

'' Nel 12° anno dell'epoca Chia-Ching, durante il 10° mese lunare, il giorno di Chia-Tsu [24 ottobre 1533 del calendario Giuliano], Innumerevoli meteore grandi e piccole volarono in tutte le direzioni incrociandosi fino all'alba ''.

( Le tre cronache sono molto simili, non torna la data del testo giapponese, ma può essere un errore di trascrizione, difatti si indica solo 8° giorno senza il suo nome ).

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Nel 1566 le cronache coreane riportano, nel novembre di quell'anno, di una Grande Tempesta Meteorica:

'' Nel 21° anno dell'epoca di Myong-Jong, durante il 10° mese lunare, il giorno di Hsin-Wei [26 ottobre 1566 della data Giuliana], allo stesso modo [riferito alle descrizioni delle cronache precedenti], le meteore volavano come una pioggia in tutte le direzioni ''.

T = 1567 Mar. 13.31590 TT Epoch = 1567 Mar. 18.0 TT Peri. = 167.00521 e = 0.9067532 Node = 228.64688 (2000.0) a = 10.4631218 AU Inc. = 161.87618 n'= 0.02912139 q = 0.9756530 AU P = 33.845 years

Nessuna cronaca del 1567 riporta il passaggio di una cometa compatibile con la 55P che quindi ha effettuato il suo passaggio al perielio senza essere visibile ad occhio nudo.

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Dati delle previsioni dei passaggi dal 1600 al 1666, dal sito di Nakano, circolare NK 722:

[ T = 1600 July 20.30014 TT Epoch = 1600 July 12.0 TT Peri. = 167.36630 e = 0.9044984 Node = 229.01619 (2000.0) a = 10.3558746 AU Inc. = 161.82563 n'= 0.02957494 q = 0.9890026 AU P = 33.326 years ] [ T = 1633 June 21.40102 TT Epoch = 1633 June 29.0 TT Peri. = 168.61916 e = 0.9045613 Node = 230.22112 (2000.0) a = 10.2993583 AU Inc. = 162.86609 n'= 0.02981871 q = 0.9829569 AU P = 33.053 years ] [ T = 1666 June 6.20502 TT Epoch = 1666 June 16.0 TT Peri. = 168.77286 e = 0.9057966 Node = 230.56085 (2000.0) a = 10.3621973 AU Inc. = 162.60499 n'= 0.02954788 q = 0.9761542 AU P = 33.356 years ]

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1699

X/1699 U1 = 55P/1699 U1

La cometa è passata a 0,0644 UA dalla Terra nel 1699, che ha segnato il 18° avvicinamento di una cometa alla Terra. 

La luminosità potrebbe quindi aver raggiunto la 4a magnitudine.

T = 1699 Oct. 11.21118 TT Epoch = 1699 Oct. 1.0 TT Peri. = 168.88696 e = 0.9080517 Node = 230.70334 (2000.0) a = 10.4852752 AU Inc. = 162.55013 n'= 0.02902915 q = 0.9641032 AU P = 33.952 years

Da Pingrè (1783), che scrive:

'' Il 26 ottobre dello stesso anno, a Guben nella bassa Lusazia, Gottfried Kirch osservò alle cinque del mattino una cometa a poppa della nave Argo, con una latitudine meridionale di -40° 38' , era una nebulosità percettibile alla semplice vista, senza alcuna apparenza di nucleo. 

Kirch la seguì per mezz'ora; il suo movimento lo portava verso sud, era molto sensibile: l'alba non gli permetteva più di seguirla quel giorno. Il giorno dopo, a quell'ora, Kirch lo cercò invano (il che è molto probabile) perché era andata troppo a sud per essere visto all'orizzonte di Guben, o perché era immerso in vapori, che non gli permettevano nemmeno di vedere le stelle a cui l'aveva paragonata il giorno prima ''.

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Dati delle previsioni dei passaggi del 1733 e 1767, dal sito di Nakano, circolare NK 722:

[ T = 1733 Oct. 1.79831 TT Epoch = 1733 Sept.13.0 TT Peri. = 170.29927 e = 0.9080187 Node = 232.22684 (2000.0) a = 10.4616130 AU Inc. = 162.95357 n'= 0.02912769 q = 0.9622725 AU P = 33.837 years ] [ T = 1767 Feb. 24.26471 TT Epoch = 1767 Feb. 7.0 TT Peri. = 170.98044 e = 0.9063019 Node = 232.91314 (2000.0) a = 10.3730087 AU Inc. = 162.82478 n'= 0.02950169 q = 0.9719314 AU P = 33.409 years ]

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Nel 1799, il 12 novembre, Andrew Ellicott, uno dei primi astronomi americani, assiste alla pioggia di meteoriti delle Leonidi da una nave al largo delle Florida Keys. 

Ellicott ha scritto nel suo diario che: 

“ l'intero cielo appariva come illuminato da razzi del cielo, che volavano in un'infinità di direzioni, e io ero costantemente in attesa che alcuni di loro cadessero sulla nave. Hanno continuato fino a quando non sono stati spenti dalla luce del sole dopo la pausa del giorno ".

Questa cronaca del diario di Ellicott è la prima registrazione conosciuta di una pioggia di meteoriti in Nord America.

T = 1800 Mar. 3.06714 TT Epoch = 1800 Mar. 6.0 TT Peri. = 170.88583 e = 0.9048423 Node = 232.96369 (2000.0) a = 10.2981758 AU Inc. = 162.86481 n'= 0.02982384 q = 0.9799507 AU P = 33.048 years

La cometa non è stata vista per questo passaggio al perielio avvenuto mesi dopo nell'anno 1800.

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Nel 1833 le cronache non registrano il passaggio della cometa , ma numerose stampe e disegni, riportano un'impressionante pioggia di meteore dello sciame delle Leonidi nel novembre 1833.

T = 1833 Jan. 2.98608 TT Epoch = 1833 Jan. 12.0 TT Peri. = 170.81426 e = 0.9047714 Node = 233.11808 (2000.0) a = 10.3091021 AU Inc. = 162.70067 n'= 0.02977644 q = 0.9817215 AU P = 33.100 years

Si ipotizza che nella notte del 12 novembre 1833 siano state osservate da 100.000 fino a 200.000 stelle cadenti all'ora.

Le Leonidi sono famose perché le loro piogge di meteore, possono essere tra le più spettacolari. 

A causa della tempesta del 1833 e dei recenti sviluppi nel pensiero scientifico dell'epoca (si veda ad esempio l'identificazione della cometa di Halley), le Leonidi hanno avuto un effetto importante sullo sviluppo dello studio scientifico delle meteore, che in precedenza si era pensato essere fenomeni atmosferici. 

Sebbene sia stato suggerito che la pioggia di meteoriti e le tempeste delle Leonidi siano state notate in tempi antichi, è stata la tempesta di meteoriti del 1833 che ha fatto irruzione nella consapevolezza moderna delle persone: era di forza davvero superlativa. 

Una stima del tasso di picco è di oltre centomila meteore l'ora, ma un'altra studio, fatto quando la tempesta si è attenuata, ha stimato in oltre 240.000 meteore, durante le nove ore della tempesta, sull'intera regione del Nord America a est delle Montagne Rocciose.

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1866

C/1866 Y1 = 55P/1866 Y1

Ernst Wilhelm Liebrecht Tempel (Marsiglia, Francia) scoprì questa cometa il 19 dicembre 1865 :

'' Era allora nel cielo della sera vicino alla stella Beta Ursa Majoris, e lo descrisse come un oggetto circolare, con una condensazione centrale e una coda lunga 30 minuti d'arco ''. 

Horace Parnell Tuttle (Harvard College Observatory, Cambridge, Massachusetts) scoprì indipendentemente questa cometa il 6 gennaio 1866.

( Disegno fatto da Tempel al momento della sua scoperta il 19/12/1865 ).

Durante l'apparizione del 1865/1866, la cometa fu vista solo fino al 9 febbraio 1866. 

Fortunatamente, furono fornite abbastanza osservazioni per consentire agli astronomi di determinare che la cometa stava viaggiando in un'orbita ellittica con un periodo di circa 33 anni. 

Tuttavia, la cometa non fu vista durante i suoi previsti ritorni nel 1899 e nel 1932.

T = 1866 Jan. 11.62113 TT Epoch = 1865 Dec. 30.0 TT Peri. = 170.89718 e = 0.9060822 Node = 233.25259 (2000.0) a = 10.3978316 AU Inc. = 162.69038 n'= 0.02939611 q = 0.9765418 AU P = 33.529 years

Alcuni anni dopo la scoperta della cometa, John Russell Hind suggerì che la cometa potesse essere stata precedentemente vista nell'868 e nel 1366. Nessuna analisi formale fu condotta fino al 1933, quando S. Kanda accettò la sfida. Ha concluso che la cometa del 1366 era molto probabilmente Tempel-Tuttle, ma la cometa dell'868 non era imparentata.

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Negli anni 1899 e 1932 ci sono stati altri 2 passaggi al perielio che non sono stati osservati, in quanto la geometria osservativa era particolarmente sfavorevole, e non si registrano nemmeno piogge meteoriche intense, lo ZHR del 1899 era di 40, mentre quello del 1932 era di 240.

Il materiale eiettato dalla cometa durante il passaggio al perielio del 1932 è ritenuto responsabile della pioggia meteorica del 2006.

T = 1899 July 1.98119 TT Epoch = 1899 July 5.0 TT Peri. = 172.20468 e = 0.9063755 Node = 234.59360 (2000.0) a = 10.3880369 AU Inc. = 162.85277 n'= 0.02943770 q = 0.9725744 AU P = 33.481 years T = 1932 July 12.70242 TT Epoch = 1932 Aug. 1.0 TT Peri. = 172.68761 e = 0.9051097 Node = 235.06108 (2000.0) a = 10.3126336 AU Inc. = 162.70792 n'= 0.02976115 q = 0.9785688 AU P = 33.117 years

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1965

55P/1965 M2

Nel 1965 Schubart ha preso l'orbita del 1866 della cometa e ha utilizzato un computer per esaminare il movimento della cometa attraverso il sistema solare per 500 anni nel passato, applicando gli effetti gravitazionali dei pianeti durante l'intero periodo. 

Ha confermato la prova di Kanda che la cometa del 1366 era Tempel-Tuttle e ha anche scoperto che anche una singola osservazione di una cometa da parte di Gottfried Kirch il 26 ottobre 1699 era Tempel-Tuttle. Con tre apparizioni ora disponibili, l'orbita fu migliorata e Schubart fornì una previsione per il ritorno del 1965. 

La cometa fu recuperata da Bester (Sud Africa) il 30 giugno 1965 e la posizione indicava che la previsione di Schubart era errata di soli 5 giorni prima.

L'osservazione della cometa nel 1965 non fu molto favorevole e non riuscì a superare la magnitudine +16, il che significa che era visibile solo in grandi telescopi o tramite fotografia.

T = 1965 Apr. 30.00780 TT Epoch = 1965 Apr. 30.0 TT Peri. = 172.56352 e = 0.9044541 Node = 235.11505 (2000.0) a = 10.2738550 AU Inc. = 162.70653 n'= 0.02992981 q = 0.9816245 AU P = 32.931 years

Tempesta meteorica:

Poi, nel 1966, una spettacolare tempesta di meteore fu vista sulle Americhe. 

Studi radar hanno successivamente mostrato che la tempesta del 1966 includeva una percentuale relativamente alta di particelle più piccole, mentre la minore attività del 1965 aveva una proporzione molto più alta di particelle più grandi.

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1998

55P/1997 E1

La cometa fu recuperata con il riflettore Keck II da 10 m a Mauna Kea (Hawaii, USA) da Karen J. Meech, OR Hainaut e J. Bauer il 4.6 marzo 1997. Poiché la cometa era molto lontana dal sole, appariva come una stella con una magnitudine di circa +22,5. 

Una conferma utilizzando il telescopio di nuova tecnologia da 3,6 m dell'European Southern Observatory il 7 marzo non ha mostrato alcuna traccia di coma e ha rivelato una magnitudo +22. 

Le posizioni precise indicavano che la previsione del 1996 di Donald K. Yeomans (Jet Propulsion Laboratory), era quasi perfetta, e richiedeva un correzione di solo -0,06 giorni o circa 86 minuti.

( Questa immagine è stata ottenuta a Mauna Kea il 4.6 marzo 1997 da Karen J. Meech, Olivier R. Hainaut e J. Bauer. È stato ottenuto con il riflettore Keck II da 10 m e una camera CCD LRIS. In questa immagine le stelle sono trascinate e la cometa appare come un punto simile a una stella vicino al centro ).

Sebbene non ci si aspettasse che la cometa diventasse più luminosa della magnitudine +9,5, gli osservatori iniziarono a riferire che si stava illuminando più velocemente del previsto nel gennaio del 1998. A metà mese molti osservatori stavano già stimando la luminosità come vicino alla magnitudine +8, e dal 23 gennaio gli osservatori la stimavano tra +7,4 e +7,8, indicando che era un oggetto binoculare abbastanza facile. 

( Curva di luce dell'apparizione 1997-98 ).

L'aspetto fisico della cometa è stato tipicamente descritto come molto diffuso nel mese di gennaio, con un diametro della chioma compreso tra 8 e 12 minuti d'arco. Alcune stime più ampie sono state effettuate da osservatori utilizzando binocoli provenienti da regioni con cieli estremamente trasparenti. La cometa è passata più vicina al sole il 28 febbraio 1998, ed è stata vista l'ultima volta il 5 luglio 1998, dagli osservatori del Dynic Astronomical Observatory.

( Questa immagine è stata ottenuta al Lowell Observatory il 19 febbraio 1998. È stata ottenuta con il telescopio Hall da 42 pollici, una fotocamera CCD da 2048 x 2048 pixel e un filtro R a banda larga per "isolare la luce riflessa da eventuali particelle di polvere nella chioma". È visibile una coda debole e sottile che si estende verso nord-est ).

Epoch = 1998 Mar. 8.0 TT T = 1998 Feb. 28.09663 +/- 0.00008 (m.e.) TT Peri. = 172.49693 +/- 0.00028 Node = 235.25854 +/- 0.00016 (2000.0) Inc. = 162.48614 +/- 0.00003 q = 0.9765860 +/- 0.0000012 AU e = 0.9055014 +/- 0.0000001 a = 10.3343975 +/- 0.0000017 AU n' = 0.02966718 +/- 0.00000001 P = 33.222 +/- 0.0000082 years A1 = +0.1290 +/- 0.0691 A2 = +0.009438 +/- 0.000036

Meteore:

In vista del ritorno del 1998, una campagna di osservazione aerea è stata organizzata da Peter Jenniskens presso il Centro di ricerca Ames della NASA per mobilitare le moderne tecniche di osservazione . Ci sono stati anche sforzi per osservare gli impatti dei meteoroidi, come esempio di fenomeno lunare transitorio, sulla Luna nel 1999. 

Una ragione particolare per osservare la Luna è che il nostro punto di vista da una posizione sulla Terra vede solo meteore entrare nell'atmosfera relativamente vicino a noi mentre gli impatti sulla Luna sarebbero visibili su tutta la superficie lunare in un'unica vista. 

La coda di sodio della Luna è triplicata subito dopo la pioggia di Leonidi del 1998 che era composta da meteoroidi più grandi (che nel caso della Terra sono state osservate come palle di fuoco), è stato determinato che queste meteore facevano parte di uno sciame derivato dall'emissione di materiale dalla cometa durante il passaggio al perielio, non osservato, del 1333.

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Passaggi futuri:

( Animazione dell'orbita della 55P dal 1990 al 2180 ).

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2031

Il prossimo passaggio al perielio sarà il 21 maggio 2031, e purtroppo sarà un osservazione molto sfavorevole. con la Terra posizionata dalla parte opposta del Sole.

T = 2031 May 20.99418 TT Epoch = 2031 May 14.0 TT Peri. = 172.86762 e = 0.9077748 Node = 235.61055 (2000.0) a = 10.4567092 AU Inc. = 162.57498 n'= 0.02914819 q = 0.9643722 AU P = 33.814 years

( Diagramma dell'orbita al perielio del 21/05/2031 - JPL ).

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Poi seguiranno passaggi negli anni 2064, 2097, 2130 fino al:

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2163

Passaggio al perielio, dove la cometa passerà molto vicino alla Terra, ne risulta quindi che questo passaggio sarà molto favorevole per un osservazione ad occhio nudo seppur per un numero limitato di giorni.

Data	Distanza dalla Terra (km)	Velocità relativa (km/s)
18 dicembre 2163	19.819.587	70.225

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Fonti:

Dati attinti da pagine di Wikipedia in varie lingue (Italiano, Inglese, Tedesco) e da varie pubblicazioni scientifiche, per i passaggi storici abbiamo usato le Cometografie di Kronk (1999), Williams (1871), Pingrè (1783), Sam-Guk-Sagi (1145), e parametri e grafici orbitali dal sito del JPL.

LINK :

'' https://homepages.uc.edu/~sitkoml/IRarchive/2000_Lynch.pdf  ''.

'' file:///C:/Users/hp/Downloads/Recovery_of_Comet_55PTempel-Tuttle.pdf ''.

'' https://academic.oup.com/mnras/article/304/4/L53/1049607 ''.

'' The Leonid meteor storms of 1833 and 1966 ''.

'' Comet 55P/Tempel-Tuttle and the Leonid Meteors ''.

'' MST radar observations of the Leonid meteor storm during 1996-2007 ''.

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A cura di Andreotti & Donati.