DI
GEORGE C. COMSTOCK
DIRETTORE DELL'OSSERVATORIO DI WASHBURN E
PROFESSORE DI ASTRONOMIA
DELL'UNIVERSITÀ DEL WISCONSIN
NEW YORK
D. APPLETON
1903
LIBRO COMPLETO: QUI
CAPITOLO XII
COMETE E METEORE
158. Visitatori nel sistema solare.—Tutti gli oggetti — Sole, Luna, pianeti, stelle — che abbiamo dovuto considerare finora, sono cittadini permanenti del cielo, e non abbiamo motivo di supporre che il loro aspetto attuale differisca sensibilmente da quello che erano 1.000 anni o 10.000 anni fa. Ma c'è un'altra classe di oggetti - comete, meteore - che appaiono inaspettatamente, sono visibili per un certo tempo, quindi svaniscono e non si vedono più. A causa di questo carattere temporaneo, gli astronomi dell'antichità e del medioevo per la maggior parte rifiutavano di considerarli corpi celesti, ma li classificavano insieme a nuvole, nebbie, lanterne e lucciole, come esalazioni dalle paludi o dei vulcani; ammettendo che siano davvero importanti come precursori del male per l'umanità, ma non hanno un significato speciale per l'astronomo.
La cometa del 1618 d.C. ispirò queste linee guida:
che, secondo White (Storia della dottrina delle comete), dovevano essere insegnate con tutta serietà ai contadini e agli scolari.
Fu a poco a poco, e solo dopo che misurazioni dirette della parallasse ebbero mostrato che alcune di esse erano più lontane della luna, che la marea della vecchia opinione fu invertita e le comete furono trasferite dal sublunare alla sfera celeste, e in tempi più recenti è stato riconosciuto che anche le meteore arrivavano da noi dall'esterno della terra. Una meteora, o stella cadente, come viene spesso chiamata, è uno dei fenomeni più comuni e difficilmente si può guardare il cielo per un'ora in una notte limpida e senza luna senza vedere molti di quei rapidi lampi di luce che sembrano la stella aveva improvvisamente lasciato il suo posto, si era precipitata rapidamente attraverso una porzione di cielo e poi era scomparsa. È questa apparenza ingannevole che probabilmente è responsabile del nome di stella cadente.
159. Comete. —Le comete sono meno comuni e molto più longeve delle meteore, durano di solito per diverse settimane e possono essere visibili notte dopo notte per molti mesi, ma mai per molti anni, alla volta. Nell'ultimo decennio (1890-1900 ndt) non c'è anno in cui siano apparse meno di tre comete, e il 1898 si distingue per la scoperta di dieci di questi corpi, il numero più grande mai trovato in un anno. In media, possiamo aspettarci una nuova cometa circa una volta ogni dieci settimane, ma per la maggior parte sono piccole cose, visibili solo al telescopio, e una bella grande, come la cometa Donati del 1858 (Fig.101), o la Grande Cometa del settembre 1882 , che era visibile in pieno giorno vicino al Sole, è uno spettacolo raro, tanto sorprendente e impressionante quanto raro.
Si noti in Fig.102 la grande varietà di aspetto presentata da alcune delle comete più famose, che sono qui rappresentate su scala molto piccola.
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| Fig. 102. -Alcune famose comete. |
La Fig.103 è una fotografia di una delle deboli comete dell'anno 1893, che appare qui come una striscia di luce piuttosto debole in mezzo alle stelle che sono sparse sullo sfondo dell'immagine. Una porzione apparentemente distaccata di questa cometa è mostrata all'estrema sinistra dell'immagine, quasi come un'altra cometa indipendente. La linea retta e pulita che attraversa diagonalmente l'immagine è il lampo di una meteora luminosa che è capitata per caso nel raggio di azione della fotocamera mentre la cometa veniva fotografata.
Una rappresentazione più sorprendente di una cometa telescopica moderatamente luminosa è contenuta nelle Figg. 104 e 105 , che presentano due viste differenti della stessa cometa, mostrando un notevole cambiamento nel suo aspetto. Una caratteristica sorprendente della Fig.105 sono le immagini delle stelle, che qui sono disegnate in brevi linee tutte parallele tra loro. Durante l'esposizione di 2h 20m necessaria per imprimere questa immagine sulla lastra fotografica, la cometa cambiava continuamente la sua posizione tra le stelle a causa del suo movimento orbitale, e perciò la lastra veniva spostata di tanto in tanto, in modo da seguire la cometa e far cadere la sua immagine sempre nello stesso luogo. Quindi la foto è stata continuamente spostata rispetto alle stelle le cui immagini, vengono disegnate in linee, e mostrano la direzione in cui la foto è stata spostata, cioè la direzione in cui la cometa si stava muovendo attraverso il cielo. Lo stesso effetto è mostrato nelle altre fotografie, ma in modo meno evidente che qui a causa dei loro tempi di esposizione più brevi.
Tutte queste immagini mostrano che un'estremità della cometa è più luminosa e apparentemente più densa dell'altra, ed è consuetudine chiamare questa parte luminosa la testa (chioma) della cometa, mentre l'appendice a forma di pennello che si allontana da essa è chiamata coda della cometa .
160. Le parti di una cometa. —Non tutte le comete hanno una coda, sebbene tutte le grandi ce l'abbiano, e nella Fig.103 il pezzo staccato di materia cometaria a sinistra dell'immagine rappresenta molto bene l'aspetto di una cometa senza coda, piuttosto grande ma non come una stella molto luminosa, ma con un aspetto sfocato o peloso. La parola cometa significa stella dai capelli lunghi o pelosa. Qualcosa di questa vaghezza dei contorni si trova in tutte le comete, i cui confini esatti sono difficili da definire, invece di essere netti come quelli di un pianeta o di un satellite.
Spesso, tuttavia, si trova nella testa di una cometa una parte che appare molto più solida, come la palla bianca rotonda al centro della Fig.106, che è chiamata il nucleo della cometa, e sembra essere in qualche modo il centro da cui si irradiano le sue attività. Come mostrato nelle Figg. 106 e 107, il nucleo è talvolta circondato da quelli che vengono chiamati involucri, che hanno l'aspetto di involucri successivi o aloni disposti attorno ad esso, e talvolta si trovano in connessione con gli involucri o al loro posto delle strane sporgenze a forma di sperone, dette getti. Queste figure mostrano anche quella che è una caratteristica abbastanza comune delle grandi comete, una striscia scura che corre lungo l'asse della coda, mostrando che la coda è cava, un semplice guscio che circonda lo spazio vuoto.
La quantità di dettaglio mostrata nelle Figg. 106 e 107 è, tuttavia, piuttosto eccezionale, e la cometa ordinaria è molto più simile a Fig. 103 o 104. Anche una grande cometa quando appare per la prima volta non è dissimile dal frammento staccato in Fig.103, una macchia debole e tondeggiante di luce nebbiosa che cresce attraverso fasi successive fino alla sua massima proprietà, sviluppando una coda, un nucleo, involucri, ecc., solo per perderli di nuovo mentre si restringe e alla fine scompare.
161. Le orbite delle comete. — Si ricorderà che Newton trovò, come conseguenza teorica della legge di gravitazione, che un corpo che si muove sotto l'influenza dell'attrazione solare potrebbe avere come orbita una qualsiasi delle sezioni coniche, ellisse, parabola o iperbole, e tra le 400 e più orbite di comete che sono state determinate appare ciascuna di queste forme di orbita, ma abbastanza curiosamente non c'è un'iperbole tra loro che, se disegnata su carta, potrebbe essere distinta ad occhio nudo da una parabola, e le ellissi sono tutti così lunghi e stretti, nessuno di loro è così rotondo come è l'orbita più eccentrica di un pianeta, che gli astronomi sono abituati a considerare la parabola come un tipo normale dell'orbita della cometa, e considerare una cometa il cui moto differisce molto da una parabola come anormale e richiedendo qualche spiegazione speciale.
Il fatto che le orbite delle comete siano parabole, o differiscano poco da esse, spiega subito il carattere temporaneo e la rapida scomparsa di questi corpi. Sono visitatori del sistema solare e visibili solo per poco tempo, perché la parabola in cui viaggiano non è una curva chiusa, e la cometa, dopo aver percorso una volta quel tratto di esso vicino alla Terra e al Sole, si allontana lungo un sentiero che da allora in poi lo porta sempre più lontano, oltre il limite della visibilità. Lo sviluppo della cometa durante il tempo in cui è visibile, la crescita e la scomparsa della coda, del nucleo, ecc., dipendono dalla sua mutevole distanza dal Sole, lo sviluppo maggiore e la struttura più complessa si presentano solo quando è più vicina al Sole.
La Fig.108 mostra il percorso della Grande Cometa del 1882 durante il periodo in cui fu vista, dal 3 settembre 1882 al 26 maggio 1883. Queste date - IX, 3 e V, 26 - sono segnate nella figura di fronte alle parti dell'orbita in cui si trovava la cometa in quei momenti. Allo stesso modo, le posizioni della terra nella sua orbita all'inizio di settembre, ottobre, novembre, ecc., sono contrassegnate dai numeri romani IX, X, XI, ecc. La linea S V mostra la direzione dal sole all'equinozio di primavera , e S Ω è la retta lungo il quale il piano dell'orbita della cometa interseca il piano dell'orbita terrestre, cioè è la linea di nodi dell'orbita della cometa. Poiché la cometa si è avvicinata al sole dal lato sud dell'eclittica, tutta la sua orbita, tranne il piccolo segmento che cade a sinistra di S Ω, giace al di sotto (sud) del piano dell'orbita terrestre, e la parte che essere nascosto se questo piano fosse opaco è rappresentato da una linea spezzata.
162. Elementi dell'orbita di una cometa.— C'è un teorema di geometria per cui per tre punti qualsiasi non nella stessa retta si può tracciare un cerchio, e solo uno. Corrispondente a ciò esiste un teorema della meccanica celeste, che attraverso tre posizioni qualsiasi di una cometa può passare una sezione conica, e solo una, lungo la quale la cometa può muoversi secondo la legge di gravitazione. Questa sezione conica è, ovviamente, la sua orbita, e alla scoperta di una cometa gli astronomi si affrettano sempre ad osservarne la posizione nel cielo in notti diverse per ottenere le tre posizioni (ascensione retta e declinazioni) necessarie per determinare la particolare orbita in cui si muove. Il cerchio, a cui si è fatto riferimento sopra, è completamente accertato e definito quando se ne conosce il raggio e la posizione del centro. Una parabola non è così semplicemente definita, elementi della sua orbita, sono necessari per fissare con precisione il percorso di una cometa attorno al Sole. Due di questi riguardano la posizione della linea dei nodi e l'angolo che il piano dell'orbita forma con il piano dell'eclittica; un terzo fissa la direzione dell'asse dell'orbita nel suo piano, e gli altri due, che ci interessano di più, sono la data in cui la cometa fa il suo passaggio più vicino al Sole (passaggio del perielio) e la sua distanza dal Sole in quella data (distanza del perielio). La data, 17 settembre, posta vicino al centro della Fig.108, è la prima di questi elementi, mentre la seconda, che è troppo piccola per essere misurata con precisione qui, può essere trovata dalla Fig.109 e risulta essere 0,82 del diametro del Sole, o, in termini di distanza della Terra dal Sole, 0,008 (UA, ndt).
La Fig.109 mostra a grande scala la forma di quella parte dell'orbita vicina al sole e fornisce le posizioni successive della cometa, ad intervalli di 2/10 giorni, il 16 e 17 settembre, mostrando che in meno di 10 ore - dal 17,0 al 17,4 - la cometa ha ruotato attorno al sole con un angolo di oltre 240°. Quando era al suo perielio si muoveva con una velocità di 300 miglia al secondo! (circa 481,2 km/s, ndt). Questa velocità molto insolita era dovuta al passaggio straordinariamente ravvicinato della cometa al Sole. La velocità della Terra nella sua orbita è di sole 19 miglia al secondo, e la velocità di qualsiasi cometa a qualsiasi distanza dal Sole, a condizione che la sua orbita sia una parabola, può essere trovata dividendo questo numero per la radice quadrata della metà della distanza della cometa, cioè 300 miglia al secondo equivalgono a 19 ÷ √ 0,004.
La maggior parte delle comete visibili hanno le loro distanze del perielio comprese tra 1/3 e 4/3 della distanza terrestre dal Sole, ma occasionalmente se ne trova una, come la seconda cometa del 1885, il cui approccio più vicino al Sole si trova molto al di fuori dell'orbita terrestre, in questo caso a metà dell'orbita di Giove; ma una tale cometa deve essere molto grande per poter essere vista dalla Terra.
Vi è, tuttavia, qualche ragione per ritenere che il numero di comete che si muovono attorno al Sole senza mai entrare nell'orbita di Giove, o anche in quella di Saturno, sia molto maggiore del numero di quelle che si avvicinano abbastanza da essere scoperte dalla Terra. In ogni caso ci viene in mente il detto di Keplero, secondo cui le comete nel cielo sono abbondanti come i pesci nel mare, il che sembra poco esagerato se si considera che, secondo Kleiber, tra tutte le comete che entrano nel sistema solare probabilmente non più del 2 o 3 per cento viene mai scoperto.
163. Dimensioni delle comete. -La cometa la cui orbita è mostrata nelle Figg. 108 e 109 è il più bello e il più grande apparso negli ultimi anni. La sua coda, che nella sua massima estensione avrebbe più che colmato lo spazio tra il Sole e la Terra (circa 100.000.000 di miglia), è resa molto troppo corta in Fig.109, ma quando è al suo meglio probabilmente non era inferiore a quella della Grande Cometa del 1843, mostrato in Fig.110 .
Come vedremo più avanti, esiste una relazione peculiare e speciale tra queste due comete.
La testa della cometa del 1882 non era particolarmente grande - circa il doppio del diametro della sfera di Saturno - ma il suo nucleo, secondo una stima fatta dal dottor Elkin quando era molto vicino al perielio, era grande quanto la luna. La testa della cometa mostrata in Fig.107 era troppo grande per essere collocata nello spazio tra la Terra e la Luna, e la Grande Cometa del 1811 aveva una testa considerevolmente più grande del Sole stesso. Da queste colossali dimensioni fino al più piccolo brandello appena visibile al telescopio, si possono trovare comete di tutte le dimensioni, ma più piccola è la cometa minori sono le possibilità che venga scoperta, e una cometa piccola come la Terra probabilmente passerebbe inosservata a meno che non si è avvicini molto a noi.
164. La massa di una cometa.— Non c'è nessun caso noto in cui la massa di una cometa sia mai stata misurata, eppure nulla di più sicuro di esse è che si tratta di corpi la cui massa è attratta dal sole e dai pianeti, e che a sua volta attrae entrambi i soli e pianeti e produce perturbazioni nel loro movimento. Queste perturbazioni sono, tuttavia, troppo piccole per essere misurate, sebbene le corrispondenti perturbazioni nel movimento della cometa siano talvolta enormi, e poiché queste perturbazioni reciproche sono proporzionali alle masse della cometa e del pianeta, siamo costretti a dire che, in confronto anche corpi piccoli come la Luna o Mercurio, la massa di una cometa è del tutto insignificante, certamente non grande quanto un decimillesimo della massa della Terra. Nel caso della Grande Cometa del 1882, se lasciamo da parte i suoi cento milioni di miglia di coda e supponiamo che l'intera massa sia condensata nella sua testa, troviamo con un piccolo calcolo che la densità media della testa in queste circostanze deve essere stata inferiore a 1/1500 della densità dell'aria. Nella normale pratica di laboratorio questo sarebbe chiamato un vuoto abbastanza buono.
Una sorprendente osservazione fatta il 17 settembre 1882 conferma la piccolissima densità di questa cometa. È mostrato in Fig. 109 che all'inizio di quel giorno la cometa ha attraversato la linea che unisce Terra e Sole, e quindi è passata in transito sul disco solare. Due osservatori al Capo di Buona Speranza videro la cometa avvicinarsi al Sole, e la seguirono con i loro telescopi fino a quando il nucleo raggiunse effettivamente il bordo del Sole e scomparve, come dietro di esso come supponevano, dato che nessuna traccia della cometa si vedeva, nemmeno il suo nucleo si vedeva in controluce, sebbene fosse stato attentamente ricercato. Ora, la figura mostra che la cometa è passata tra la Terra e il Sole, e le sue parti più dense erano quindi troppo attenuate per tagliare qualsiasi frazione percettibile dei raggi solari. In altri casi sono state viste stelle attraverso la testa di una cometa, che apparentemente brillavano di lucentezza non attenuata, sebbene in alcuni casi sembrino essere state leggermente rifratte fuori dalle loro vere posizioni.
165. Meteore. —Prima di procedere ulteriormente con lo studio delle comete è bene voltarsi e considerare i loro parenti più umili, le stelle cadenti. In una sera serena, quando la luna è assente dal cielo, osservate il cielo per un'ora e contate le meteore visibili durante quel periodo. Noterete i loro percorsi, la parte del cielo dove appaiono e dove scompaiono, la loro luminosità e se si muovono tutti con uguale rapidità. Da tali semplici osservazioni ad occhio nudo è cresciuto un grande e importante ramo della scienza astronomica, di cui qui riassumeremo brevemente alcune parti.
Una particolare meteora è un fenomeno locale osservato solo su una piccola parte della superficie terrestre, anche se occasionalmente una meteora molto grande e luminosa può viaggiare ed essere visibile su un territorio considerevole. Un tale oggetto nel dicembre del 1876 travolse gli Stati Uniti dal Kansas alla Pennsylvania e fu visto da undici stati diversi. Ma la normale stella cadente è molto meno cospicua e, come sappiamo dalle osservazioni simultanee fatte in luoghi vicini, fa la sua comparsa a un'altezza di circa 75 miglia sopra la superficie terrestre, occupa qualcosa come un secondo nel muoversi sul suo percorso, e poi scompare a un'altezza di circa 50 miglia o più, anche se occasionalmente uno grande scende sulla superficie stessa della Terra con forza sufficiente a seppellirsi nel terreno, da cui può essere dissotterrato, maneggiato, pesato e consegnato al farmacista per essere analizzato. I pezzi così trovati mostrano che le grandi meteore, almeno, sono ammassi di pietra o minerali; in essi si trova abbastanza comunemente il ferro, come pure un numero considerevole di altre sostanze terrestri combinate in modi alquanto peculiari. Ma nessun elemento chimico non trovato sulla Terra è mai stato scoperto in una meteora.
166. Natura delle meteore.- La rapidità con cui le meteore sfrecciano via mostra che devono provenire dall'esterno della Terra, poiché anche la metà della loro velocità, se data loro da qualche vulcano terrestre o altro agente esplosivo, le manderebbe completamente lontano dalla Terra per non tornare mai più. Dobbiamo quindi considerarli come tanti proiettili sparati contro la Terra da qualche fonte esterna e arrestati nel loro movimento dall'atmosfera terrestre, che funge da cuscino per proteggere il suolo dal bombardamento che altrimenti si rivelerebbe al massimo grado di pericolo sia per le proprietà che per la vita. La velocità della meteora è controllata dalla resistenza che l'atmosfera offre al suo moto, e l'energia rappresentata da quella velocità si trasforma in calore, che in meno di un secondo rende incandescente la meteora e l'aria circostante, scioglie la meteora in tutto o in parte e di solito distrugge la sua identità, lasciando solo una polvere impalpabile, che si raffredda mentre si deposita lentamente attraverso la bassa atmosfera fino al suolo. L'effetto di riscaldamento della resistenza dell'aria è proporzionale al quadrato della velocità della meteora, e anche a una velocità moderata come 1 miglio al secondo l'effetto sulla meteora è lo stesso come se fosse ferma in un bagno di aria rovente. Ora, la velocità effettiva di meteore attraverso l'aria è spesso 30 o 40 volte più grande di questo, e l'effetto corrispondente dell'aria nell'aumentare la sua temperatura è più di 1.000 volte quello del calore rosso. Non c'è da stupirsi che la meteora venga portata a una vivace incandescenza e consumata anche in una frazione di secondo.
167. Il numero delle meteore. — Un singolo osservatore può aspettarsi di vedere nelle ore serali circa una meteora in media ogni 10 minuti, sebbene, naturalmente, a questo riguardo possano verificarsi molte irregolarità. Più tardi nella notte diventano più frequenti e dopo le 2 del mattino.ce ne sono circa tre volte di più che nelle ore serali. Ma nessuno può tenere d'occhio l'intero cielo, alto e basso, davanti e dietro, e l'esperienza mostra che aumentando il numero di osservatori e assegnando a ciascuno una particolare parte del cielo, il numero totale di meteore contate può essere aumentato di circa cinque volte. Così, anche, gli osservatori in qualsiasi luogo possono tenere una sorveglianza efficace solo su quelle meteore che entrano nell'atmosfera terrestre entro una distanza moderata dalla loro stazione, diciamo 50 o 100 miglia, e osservare ogni parte di quell'atmosfera richiederebbe un un gran numero di stazioni, stimato in qualcosa di più di 10.000, sparse sistematicamente su tutta la faccia della terra. Se mettiamo insieme i vari numeri sopra considerati, prendendo 14 come media discreta del numero orario di meteore che un singolo osservatore può vedere a tutte le ore della notte, troveremo per il numero totale di meteore incontrate dalla terra in 24 ore, 14 × 5 × 10.000 × 24 = 16.800.000. Senza porre troppa enfasi su questo numero particolare, possiamo giustamente dire che le meteore raccolte dalla Terra ogni giorno devono essere contate a milioni, e poiché arrivano in tutte le stagioni dell'anno, dovremo ammettere che la regione attraverso il quale si muove la terra, invece di essere spazio vuoto, è in realtà una nuvola di polvere, ogni singola particella di polvere è una futura meteora.
In media queste singole particelle sono molto piccole e molto distanti; una nuvola d'argento che misura ciascuna circa 250 miglia dal suo vicino più vicino è forse una buona rappresentazione della loro massa media e distanza l'una dall'altra, ma, ovviamente, ci si possono aspettare grandi variazioni sia nella dimensione che nella frequenza delle particelle . Ci deve essere un gran numero di esse che sono troppo piccole per rendere visibili ad occhio nudo le stelle cadenti, e di tanto in tanto si vedono sfrecciare per caso attraverso il campo visivo di un telescopio.
168. La luce zodiacale è un effetto dovuto probabilmente al riflesso della luce solare dalle miriadi di queste minuscole meteore che occupano lo spazio all'interno dell'orbita terrestre. È un debole e diffuso flusso di luce, qualcosa come la Via Lattea, che può essere vista in prima serata o al mattino allungarsi dal punto di alba o tramonto dell'orizzonte lungo l'eclittica e seguire il suo corso per molti gradi, possibilmente intorno l'intera circonferenza del cielo. Può essere visto in qualsiasi stagione dell'anno, anche se mostra al meglio le sere primaverili e le mattine autunnali. Cercalo.
169. Grandi meteore. — Ma ci sono altre meteore, vere e proprie palle di fuoco in apparenza, molto più appariscenti e imponenti della normale stella cadente. Un tale esplose sopra la città di Madrid, in Spagna, la mattina del 10 febbraio 1896, dando in pieno Sole "un lampo brillante che fu seguito novanta secondi dopo da una successione di rumori terrificanti come la scarica di una batteria di artiglieria." La Fig.111 mostra una grande meteora che è stata vista in California nella prima serata del 27 luglio 1894, e che ha lasciato dietro di sé una scia luminosa o nuvola visibile per più di mezz'ora.
Non di rado si trovano grandi meteoriti che viaggiano insieme, due o tre o più in compagnia, facendo la loro comparsa simultaneamente come fece la meteora della California del 22 ottobre 1896, che è descritta come tripla, il trio si susseguiva come un treno di automobili, e Arago cita per esempio, dall'anno 1830, quando in un breve lasso di tempo una quarantina di brillanti meteore attraversarono il cielo, muovendosi tutte nella stessa direzione con un sibilo e mostrando nel loro volo tutti i colori dell'arcobaleno.
La massa di grandi meteore come queste deve essere misurata in centinaia se non migliaia di libbre, e sono attuali storie, sebbene non molto ben autenticate, di meteore ancora più grandi, del peso di molte tonnellate, che sono state trovate parzialmente sepolte nel terreno. Delle meteore che sono state effettivamente viste cadere dal cielo, il singolo frammento più grande recuperato pesa circa 500 libbre, ma è solo un frammento della meteora originale, che doveva essere molto più massiccia prima di essere frantumata per collisione con l'atmosfera.
170. La velocità delle meteore. —Ogni meteora, grande o piccola, è soggetta, ed è regolata dalla legge di gravitazione, e prima di incontrare la Terra deve muoversi in una sorta di orbita con il Sole al centro, la particolare specie di orbita - ellisse, parabola, iperbole - a seconda sulla velocità e direzione del suo moto. Ora, la direzione in cui si sta muovendo una meteora può essere determinata senza serie difficoltà dalle osservazioni del suo percorso apparente attraverso il cielo fatte da due o più osservatori, ma la velocità non può essere trovata così facilmente, poiché le meteore vanno troppo veloci per qualsiasi ordinario processo di tempistica. Ma fotografando uno di loro due o tre volte la stessa lastra, con un intervallo di solo un decimo di secondo tra le esposizioni, il dottor Elkin è riuscito a mostrare, in alcuni casi, che le loro velocità variavano da 20 a 25 miglia al secondo, e che esse dovevano essere considerevolmente maggiori di questo prima che le meteore incontrassero l'atmosfera terrestre. Questa è una velocità maggiore di quella della Terra nella sua orbita, 19 miglia al secondo, come si poteva prevedere, poiché il solo fatto che le meteore si possano vedere anche nelle ore serali mostra che alcune di loro perlomeno devono viaggiare considerevolmente più veloce della Terra, poiché, contando nella direzione del movimento terrestre, la regione del tramonto e della sera è sempre sul lato posteriore della Terra, e le meteore per colpire questa regione devono raggiungerla con il loro movimento più rapido. Abbiamo qui, infatti, il motivo per cui le meteore sono particolarmente abbondanti nelle ore mattutine; in questo momento l'osservatore è sul lato anteriore della Terra che cattura meteore veloci e lente allo stesso modo, mentre il retro è colpito solo da quelli più veloci che la seguono.
Un confronto del numero relativo di meteore mattutine e serali rende probabile che la meteora media si muova, rispetto al sole, con una velocità di circa 26 miglia al secondo, che è molto approssimativamente la velocità media delle comete quando sono stessa distanza della Terra rispetto al Sole. Gli astronomi, quindi, considerano le meteore così come le comete avere la parabola e l'ellisse allungata come orbite caratteristiche.
171. Piogge meteoriche — Il radiante. — C'è evidenza tra le meteore una tendenza distinta per gli oggetti, nel numero di centinaia o addirittura centinaia di milioni, a viaggiare insieme in stormi o sciami, andando tutti allo stesso modo in orbite quasi esattamente uguali. Questa tendenza gregaria è resa manifesta non solo dal fatto che di tanto in tanto vi sono manifestazioni meteoriche insolitamente abbondanti, ma anche da una sorprendente particolarità del loro comportamento in tali momenti. Le meteore sembrano provenire tutte da una particolare parte del cielo, come se qui ci fosse un buco nel cielo attraverso il quale si introducono, e dai quali defluiscono in ogni direzione, anche quelli che non partono visibilmente da questo luogo avendo percorsi tra le stelle che, se prolungati a ritroso, lo attraverserebbero. La causa di questo aspetto può essere compresa dalla Fig.112, che rappresenta un gruppo di meteore che si muovono insieme lungo percorsi paralleli verso un osservatore in D. Viaggiando invisibili sopra la terra finché non incontrano gli strati superiori della sua atmosfera, qui diventano incandescenti e sfrecciano in percorsi paralleli, 1 , 2 , 3 , 4 , 5 , 6, che, come si vede dall'osservatore, sono proiettate all'indietro contro il cielo in striature luminose che, come è mostrato dalle punte delle frecce, b , c , d , sembrano irradiarsi tutte dal punto a — e cioè., dal punto del cielo la cui direzione dall'osservatore è parallela ai percorsi delle meteore.
Tale visualizzazione è chiamata pioggia di meteoriti e il punto a è chiamato radiante. Nota come quelle meteore che appaiono vicino al radiante hanno tutte percorsi brevi, mentre quelle lontane da esso nel cielo ne hanno di più lunghe. Domanda: Mentre la notte trascorre e le stelle si spostano verso ovest, lo farà la parte radiosa del loro movimento o sarà lasciata indietro? La parte luminosa del percorso di una qualsiasi di queste meteore passerebbe attraverso il radiante da un lato all'altro? Un tale attraversamento del radiante è possibile in qualsiasi circostanza? La Fig.113 mostra come le traiettorie meteoriche siano raggruppate attorno al radiante di uno sciame fortemente marcato. Scegli da esso le meteore che non appartengono a questa pioggia.
Fig. 113. -Il radiante di una pioggia di meteoriti, che mostra anche i percorsi di tre meteore che non appartengono a questa pioggia.- Denning.Molte centinaia di questi radianti sono stati osservati nel cielo, ognuno dei quali rappresenta un'orbita lungo la quale si muove un gruppo di meteore, e la relazione di uno di questi orbita a quella della terra è mostrato in Fig.114. L'orbita delle meteore è un'ellisse che si estende oltre l'orbita di Urano, ma così eccentrica che una parte di essa entra nell'orbita della terra, e la figura mostra solo la parte di essa più vicina al Sole. I numeri romani che sono posti lungo l'orbita terrestre indicano la posizione della terra all'inizio del decimo mese, undicesimo mese, ecc. Le meteore scorrono lungo la loro orbita in una lunga processione, la cui direzione del moto è indicata dalle punte delle frecce , e la terra, venendo nella direzione opposta, si tuffa in questo flusso e riceve la pioggia di meteoriti quando raggiunge l'intersezione delle due orbite. La lunga freccia a sinistra della figura rappresenta la direzione del movimento di un'altra pioggia di meteoriti che incontra la terra in questo punto.
Puoi determinare dalla figura le risposte alle seguenti domande? In quale giorno dell'anno la Terra incontrerà ciascuno di questi acquazzoni? I punti radianti degli acquazzoni giaceranno al di sopra o al di sotto del piano dell'orbita terrestre? Queste meteore colpiranno la parte anteriore o posteriore della Terra? Si possono vedere nelle ore serali?
Da molti dei radianti anno dopo anno, nello stesso giorno o settimana di ogni anno, arriva uno sciame di stelle cadenti, a dimostrazione che deve esserci una processione continua di meteore che si muovono lungo questa orbita, in modo che alcune siano sempre pronte a colpire la Terra ogni volta che raggiunge l'intersezione della sua orbita con la loro. Tale è la spiegazione della pioggia che compare ogni anno nella prima metà di agosto, e le cui meteore sono talvolta chiamate Perseidi, perché il loro radiante si trova nella costellazione di Perseo, e una spiegazione simile vale per tutte le piogge stellari che si ripetono anno dopo anno.
172. Le Leonidi. — C'è però una specie di pioggia di stelle, di cui le Leonidi (radianti in Leone) sono il tipo più vistoso, in cui la pioggia, sebbene ripetuta di anno in anno, è molto più sorprendente in alcuni anni che in altri. Così, per citare lo storico: "Nel 1833 la pioggia è stata ben osservata lungo tutta la costa orientale del Nord America dal Golfo del Messico ad Halifax. Le meteore erano più numerose intorno alle 5 del mattino, il 13 novembre, e il Sole nascente non poteva cancellare tutte le tracce del fenomeno, poiché di tanto in tanto si vedevano grandi meteoriti in pieno giorno. Nell'ambito che l'occhio poteva contenere, se ne potevano vedere più di venti alla volta sparare in ogni direzione. Non una nuvola oscurava l'ampia distesa e milioni di meteore si facevano strada a tutta velocità in ogni punto della bussola. I loro filamenti erano luminosi, luccicanti e incessanti, e cadevano fitti come i fiocchi nelle prime nevicate di dicembre." Ma, per quanto si sa, nessuno di loro raggiunse il suolo. Un uomo analfabeta il giorno seguente osservò: " Le stelle continuarono a cadere finché non ne rimase nessuna. Sono ansioso di vedere come apparirà il cielo questa sera, perché credo che non vedremo più stelle".
Un testimone oculare negli Stati del sud descrive così l'effetto di questa pioggia sui negri delle piantagioni: "Più di cento giacevano prostrati a terra, alcuni senza parole e altri con le grida più amare, ma con le mani alzate, implorando Dio di salvare il mondo e loro. La scena era davvero terribile, perché mai pioveva molto più fitta delle meteore che caddero verso terra: est, ovest, nord e sud erano le stesse". Nell'anno precedente una pioggia simile ma più debole dello stesso radiante creò molto allarme in Francia, e attraverso i vecchi documenti storici si possono far risalire le sue ripetizioni a intervalli di 33 o 34 anni, sebbene con molte interruzioni, come il 12 ottobre 902, quando "si vide un numero immenso di stelle cadenti diffondersi sulla faccia del cielo come pioggia".
Tale pioggia di stelle differisce da quella ripetuta ogni anno principalmente per il fatto che le sue meteore, invece di essere trascinate in una lunga processione, sono principalmente raggruppate in un unico stormo che può essere abbastanza lungo da richiedere due o tre o quattro anni per passare un dato punto della sua orbita, ma che è lungi dall'estendersi interamente intorno ad esso, cosicché le meteore provenienti da questa sorgente sono abbondanti solo in quegli anni in cui lo stormo è all'intersezione della sua orbita con quella terrestre o in prossimità di essa. Il fatto che la pioggia leonidica si ripeta a intervalli di 33 o 34 anni (apparve nel 1799, 1832-'33, 1866-'67) mostra che questo è il "tempo periodico" nella sua orbita, che deve ovviamente essere un'ellisse, e presumibilmente lunga e stretta. È questa orbita che è mostrata in Fig.114 e lo studente dovrebbe notare in questa figura che se il flusso di meteoriti nel punto in cui taglia il piano dell'orbita terrestre fosse più vicino o più lontano dal Sole di quanto non lo sia la Terra, non potrebbe esserci pioggia; la Terra e le meteore passerebbero senza una collisione. Ora, le meteore nel loro movimento sono soggette a perturbazioni, in particolare da parte dei grandi pianeti Giove, Saturno e Urano, che cambiano leggermente l'orbita della meteora, e sembra certo che i cambiamenti così prodotti a volte spingeranno lo sciame all'interno o all'esterno dell'orbita della Terra, e quindi causare un cedimento della doccia nei momenti in cui è previsto. Le meteore sarebbero dovute all'incrocio delle orbite nel novembre 1899 e 1900 e, sebbene ne siano state viste alcune, la pioggia era tutt'altro che brillante e il suo cedimento fu senza dubbio causato dai pianeti esterni, che cambiarono la meteore a parte il percorso in cui si erano mosse per un secolo. Al momento è incerto se verranno nuovamente ripristinati in modo da produrre futuri acquazzoni.
173. Cattura delle Leonidi. — Ma un effetto di perturbazione molto più sorprendente si trova nella Fig. 115 , che mostra la relazione dell'orbita leonide con quelle dei pianeti principali e illustra un curioso capitolo della storia dello sciame meteorico che è stato elaborato dall'analisi matematica, ed è probabilmente un resoconto abbastanza buono di ciò che effettivamente accadde loro. All'inizio del II secolo dell'era cristiana questo stormo di meteore scese dallo spazio verso il Sole, percorrendo un'orbita parabolica che lo avrebbe portato appena all'interno dell'orbita di Giove, e poi lo avrebbe inviato per non tornare più. Ma tale non doveva essere il suo destino. Mentre si avvicinava all'orbita di Urano, nell'anno 126 d.C., quel pianeta per caso era molto vicino e perturbava il movimento delle meteore a tal punto che il carattere della loro orbita era completamente cambiato nell'ellisse mostrata nella figura, e in questa nuova orbita si sono spostate da quel momento a questo, membri permanenti anziché transitori del sistema solare. Le perturbazioni, tuttavia, non sono terminate con l'anno in cui le meteore sono state catturate e annesse al sistema solare, ma da allora Giove, Saturno e Urano si sono avvicinati all'orbita e l'hanno gradualmente trasformata in la sua posizione attuale come mostra la figura, ed è principalmente questo spostamento della posizione dell'orbita nei mille anni trascorsi dal 902 d.C. questo fa sì che la pioggia di meteoriti ora arrivi a novembre invece che a ottobre come avveniva allora.
174. Spezzare uno sciame di meteoriti.— Non è noto quanto fossero ravvicinate tra loro queste meteore al momento della loro annessione al sistema solare, ma è certo che da allora il sole esercita su di esse un'influenza mareale tendente a disgregare lo sciame e a distribuirne le particelle intorno all'orbita, poiché le Perseidi sono distribuite, e, dato il tempo sufficiente, lo farà, ma fino ad oggi il lavoro è solo in parte svolto. Un certo numero di meteore ha guadagnato così tanto su quelle che si muovono più lentamente da aver fatto un giro extra dell'orbita e superato la parte posteriore della processione, così che c'è un sottile flusso di loro che si estende interamente attorno all'orbita e si arreda in ogni novembre una pioggia di leonidi; ma di gran lunga la maggior parte delle meteore si aggrappa ancora insieme, sebbene tirata in un ruscello o nastro, che, sebbene molto sottile, è così lungo che ci vogliono circa tre anni per passare attraverso il perielio della sua orbita. È solo quando la Terra si tuffa attraverso questo nastro, come dovrebbe nel 1899, 1900, 1901, che ci si può aspettare brillanti piogge leonidi.
175. Relazione di comete e meteore. - Da quanto precede sembra che meteore e comete si muovano in orbite simili, e dobbiamo ora spingere l'analogia un po' oltre e notare che in alcuni casi almeno si muovono in modo identico nella stessa orbita, o almeno in orbite così simili è difficile trovare una differenza apprezzabile tra loro. Così una cometa che è stata scoperta e osservata all'inizio dell'anno 1866, si muove nella stessa orbita delle meteore Leonidi, passando il suo perielio circa dieci mesi prima del corpo principale delle meteore. Se fosse riportato nella sua orbita da un movimento di dieci mesi, farebbe parte dello sciame di meteoriti. Allo stesso modo, le meteore Perseidi hanno una cometa che si muove nella loro orbita effettivamente immersa nel flusso di particelle di meteoriti, e molti altri degli acquazzoni stellari più cospicui hanno comete che li assistono.
Forse il caso più notevole di questo personaggio è quello di una pioggia che arriva nell'ultima parte di novembre dalla costellazione di Andromeda, e che dalla sua associazione con la cometa chiamata Biela (dal nome del suo scopritore) è spesso indicata come la doccia delle Bielidi. Questa cometa, una cometa poco appariscente che si muoveva su un'orbita ellittica insolitamente piccola, era stata osservata in vari momenti dal 1772 al 1846 senza presentare nulla di notevole nel suo aspetto; ma verso l'inizio di quest'ultimo anno, con pochissimo preavviso, si spezzò in due, e per tre mesi i pezzi furono osservati dagli astronomi che si allontanavano, fianco a fianco, a qualcosa di più della metà di distanza rispetto alla Terra e alla Luna. Scomparve, fece il giro della sua orbita, e sei anni dopo tornò, con i frammenti quasi dieci volte più distanti di prima, e dopo un breve passaggio vicino alla terra scomparve ancora una volta in lontananza, per non essere mai più visto, anche se da allora i frammenti dovrebbero essere tornati al perielio almeno una mezza dozzina di volte. Sotto un aspetto l'orbita della cometa era notevole: passava attraverso il luogo in cui si trova la terra il 27 novembre di ogni anno, così che se la cometa si trovava in quella particolare parte della sua orbita un qualsiasi 27 novembre, una collisione tra di essa e la terra sarebbe inevitabile. Per quanto è noto, non si è mai verificata una collisione del genere con la cometa, ma le meteore Bielidi che sono stese lungo la sua orbita incontrano la Terra in quella data, in maggiore o minore abbondanza in diversi anni, e sono osservate con molto interesse da gli astronomi che li considerano l'ultima apparizione dei detriti di una cometa consumata.
176. Comete periodiche. — La cometa Biela è un esemplare del tipo che gli astronomi chiamano comete periodiche — cioè quelle che si muovono in piccole ellissi e hanno tempi periodici corrispondentemente brevi, così che ritornano frequentemente e regolarmente al perielio. Anche le comete che accompagnano gli altri sciami di meteoriti — Leonidi, Perseidi, ecc. — appartengono a questa classe, così come circa 30 o 40 altre che hanno tempi periodici inferiori a un secolo. Come è stato già indicato, queste deviazioni dalla normale orbita parabolica richiedono una spiegazione speciale, e la sostanza di tale spiegazione è contenuta nel resoconto delle meteore Leonidi e della loro cattura da parte di Urano. Qualsiasi cometa può essere così catturata dall'attrazione di un pianeta vicino al quale passa. È solo necessario che l'azione perturbatrice del pianeta provochi una diminuzione della velocità della cometa, poiché abbiamo già appreso che è questa velocità che determina il carattere dell'orbita, e qualsiasi velocità inferiore alla velocità appropriata per una parabola deve produrre un'ellisse e cioè un'orbita chiusa attorno alla quale il corpo ruoterà di volta in volta in una successione infinita. Notiamo in Fig.115 che quando lo sciame di Leonidi incontrò Urano, passò davanti al pianeta e la sua velocità è diminuita e la sua orbita è cambiata in un'ellisse. Potrebbe essere passato dietro Urano, sarebbe passato dietro se fosse arrivata un po' più tardi, e l'effetto sarebbe stato esattamente l'opposto. La sua velocità sarebbe stata aumentata, la sua orbita sarebbe cambiata in un'iperbole e avrebbe lasciato il sistema solare più rapidamente di quanto non vi fosse entrato, spinto fuori invece che trattenuto dal pianeta. Di tali casi non possiamo aspettarci che rimanga alcuna traccia, ma la cometa catturata è la sua stessa testimone di ciò che è accaduto e porta impresso sulla sua orbita il marchio del pianeta che ha rallentato il suo movimento. Così in Fig.115 l'orbita modificata delle meteore ha il suo afelio (parte più lontana dal sole) abbastanza vicino all'orbita di Urano, e uno dei suoi nodi, ℧, il punto in cui taglia il piano dell'eclittica dal lato nord a sud, è anche molto vicino alla stessa orbita. Sono questi due segni, afelio e nodo, che per la loro posizione identificano Urano come il pianeta determinante nella cattura dello sciame di meteoriti, e la data della cattura si trova lavorando indietro con i rispettivi tempi periodici a un'epoca in cui pianeta e cometa erano simultaneamente vicino a questo nodo.
Giove, a causa della sua grande massa, è un catturatore di comete particolarmente efficiente, e la Fig.116 mostra il suo gruppo di ''prigionieri'', la sua famiglia di comete, come vengono talvolta chiamate. Le varie orbite sono contrassegnate con i nomi comunemente dati alle comete. Spesso questo è il nome del loro scopritore, ma spesso viene seguito un sistema diverso, ad esempio, il nome 1886 IV, significa la quarta cometa a passare attraverso il perielio nell'anno 1886. Gli altri grandi pianeti - Saturno, Urano, Nettuno - hanno anche le loro famiglie di comete catturate, e secondo Schulhof, che non è del tutto d'accordo con l'opinione comune sulle comete catturate, la Terra ha catturato non meno di nove di questi corpi.
177. Gruppi di comete. — Ma c'è un altro tipo di famiglia di comete, o gruppo di comete, come viene chiamata, che merita un po' di attenzione, e che è meglio esemplificato dalla Grande Cometa del 1882 e dai suoi parenti. È noto che non meno di altre quattro comete viaggiano sostanzialmente nella stessa orbita con cui questa, il gruppo costituito dalle comete 1668 I; 1843 I; 1880 I; 1882 II; 1887 I. L'orbita stessa non è proprio una parabola, ma un'ellisse molto allungata, il cui asse maggiore e il corrispondente tempo periodico non possono essere determinati molto accuratamente dai dati disponibili, ma si estende certamente ben oltre l'orbita di Nettuno e richiede non meno di 500 anni perché la cometa compia una rivoluzione in essa. Per un certo periodo si è supposto che una delle recenti comete di questo gruppo di cinque potesse essere un ritorno della cometa del 1668, portata indietro in anticipo da perturbazioni sconosciute. C'è ancora una possibilità in questo, ma è del tutto fuori questione supporre che gli ultimi quattro membri del gruppo siano qualcosa di diverso da comete separate e distinte che si muovono praticamente nella stessa orbita.
Le orbite osservate di queste cinque comete presentano alcune lievi discordanze tra loro, ma se supponiamo che ciascuna cometa si muova nella media delle traiettorie osservate è semplice fissarne le diverse posizioni in questo momento. Si sono tutti allontanati dal sole quasi in linea verso la luminosa stella Sirio, ed erano tutti, all'inizio dell'anno 1900, in piedi quasi immobili all'interno di uno spazio non più grande del Sole e distante dal Sole circa 150 raggi dell'orbita terrestre. La grande rapidità con cui percorrevano quella parte della loro orbita vicina al sole (vedi paragrafo 162) viene compensato dall'attuale estrema lentezza dei loro moti, così che le comete del 1668 e del 1882, i cui passaggi attraverso il sistema solare erano separati da un intervallo di più di due secoli, ora stanno insieme vicino all'afelio delle loro orbite, separate di una distanza solo del 50 per cento maggiore del diametro dell'orbita lunare, e continueranno sostanzialmente in questa posizione per circa due o tre secoli a venire.
La lentezza con cui questi corpi si muovono quando sono lontani dal Sole è illustrata in modo sorprendente da un'equazione della meccanica celeste che per le orbite paraboliche prende il posto della Terza Legge di Keplero, vale a dire:
r 3 / T 2 = 178,
dove T è il tempo, in anni, impiegato dalla cometa per spostarsi dal suo perielio a qualsiasi parte remota dell'orbita, la cui distanza dal sole è rappresentata, nei raggi dell'orbita terrestre, da r . Se la cometa del 1668 si fosse mossa in una parabola invece dell'ellisse supposta sopra, quanti anni sarebbero stati necessari per raggiungere la sua attuale distanza dal sole?
178. Relazione delle comete con il sistema solare.— Le orbite di queste comete illustrano una tendenza che sta diventando sempre più marcata. Poiché le orbite delle comete sono quasi parabole, si presumeva che fossero esattamente paraboliche, e questo portava con sé la conclusione che le comete hanno la loro origine al di fuori del sistema solare. Può essere così, e questo punto di vista è in una certa misura supportato dal fatto che queste orbite quasi paraboliche sia delle comete che delle meteore sono inclinate a tutti gli angoli possibili rispetto al piano dell'eclittica invece di giacere vicino ad essa come fanno le orbite dei pianeti ; e dall'ulteriore fatto che, a differenza dei pianeti, le comete non mostrano una marcata tendenza a muoversi intorno alle loro orbite nella direzione in cui il Sole ruota sul suo asse. C'è, infatti, la massima confusione tra loro a questo riguardo, alcuni vanno in una direzione e altri nell'altra.
Ma man mano che le osservazioni diventano più numerose e più precise, e le orbite delle comete vengono determinate con sempre maggiore precisione, c'è un aumento costante del numero di orbite ellittiche a scapito di quelle paraboliche, e se le comete sono di origine estranea dobbiamo ammettere che un molto considerevole una percentuale di loro ha rallentato la velocità all'interno del sistema solare, forse non tanto per l'attrazione dei pianeti quanto per la resistenza offerta al loro movimento dalle particelle di meteoriti e dagli sciami lungo i loro percorsi. Un esempio lampante di ciò che può accadere a una cometa in questo modo è mostrato in Fig.117, dove la coda di una cometa appare tristemente distorta e spezzata da quella che si presume sia stata una collisione con uno sciame di meteoriti. Un caso più famoso di moto impedito è offerto dalla cometa che porta il nome di Encke. Questa ha un tempo periodico inferiore a quello di qualsiasi altra cometa conosciuta, e ad intervalli di quaranta mesi ritorna al perielio, muovendosi ogni volta in un'orbita un po' più piccola di prima, indiscutibilmente a causa di qualche resistenza che ha subito.
179. Lo sviluppo di una cometa. — Abbiamo visto nel (paragrafo 174) che l'azione del Sole su uno sciame di meteoriti tende a spezzarlo in un lungo corso d'acqua, e la stessa tendenza alla rottura è vero per le comete la cui sostanza attenuata presenta scarsa resistenza a questa forza. Secondo l'analisi matematica di Roche, se la cometa fosse ferma, la forza di marea del Sole tenderebbe prima a portarla in linea con il Sole, proprio come la forza di marea terrestre ha deformato la luna (paragrafo 42), e quindi farebbe fluire la parte più leggera della sostanza della cometa da entrambe le estremità di questo lungo diametro. Questa azione distruttiva del sole non si limita alle comete e ai flussi di meteoriti, poiché tende a fare a pezzi anche la terra e la luna; ma le densità e le mutue attrazioni risultanti delle loro parti sono di gran lunga troppo grandi per permettere che ciò avvenga.
A titolo di curiosità di analisi matematica possiamo notare che una nuvola sferica di meteore, o particelle di polvere del peso di un grammo ciascuna, e posta alla distanza della Terra dal Sole, sarà frantumata e dissipata dall'azione delle maree del Sole se la distanza media tra le particelle supera i due metri. Ora, la terra è molto più densa di una tale nuvola, la cui estrema tenuità, tuttavia, suggerisce ciò che abbiamo già appreso sulla piccola densità delle comete, e nel loro caso ci prepara a un deflusso di particelle alle due estremità del diametro diretto verso il Sole. Qualcosa di questo tipo si verifica effettivamente, perché la coda di una cometa esce sul lato opposto al Sole, e in generale punta lontano dal Sole, come mostrato in Fig.109, e gli involucri e i getti si alzano verso il Sole; ma la Fig.106 mostrerà che la coda e l'involucro sono troppo dissimili per essere prodotti dallo stesso insieme di forze.
Molto tempo fa è stato suggerito che il Sole possa esercitare sulla sostanza di una cometa una forza repulsiva in aggiunta alla forza di attrazione che chiamiamo gravità. Pensiamo naturalmente a questo proposito alla forza repellente che una carica di elettricità esercita su una carica simile posta su un corpo vicino, e notiamo che se sia il Sole che la cometa portava sulla loro superficie una considerevole riserva di elettricità, ciò fornirebbe proprio una tale forza repulsiva come sembra indicato dai fenomeni delle code delle comete; poiché la forza di gravità opererebbe tra la sostanza del Sole e della cometa, e nel complesso sarebbe la forza di controllo, mentre le cariche elettriche produrrebbero una repulsione, relativamente debole per le particelle grandi e forte per le piccole, poiché un la carica giace interamente sulla superficie, mentre la gravità permea l'intera massa di un corpo e il rapporto tra volume (gravità) e superficie (carica elettrica) aumenta rapidamente con l'aumentare delle dimensioni. La forza repulsiva spingerebbe indietro verso la cometa quelle particelle che fluivano verso il Sole, mentre spingerebbe in avanti quelle che fluivano lontano da essa, producendo così la differenza di aspetto tra coda e buste, quest'ultime essendo considerate da questo punto di vista come code rachitiche fortemente curve all'indietro. Negli ultimi anni l'astronomo russo Bredichin ha svolto un attento studio della forma e della posizione delle code delle comete e ha scoperto che si adattano con precisione matematica alle teorie della repulsione elettrica.
180. Code di comete. — Secondo Bredichin, la coda di una cometa è formata da qualcosa di simile al seguente processo: nella testa della cometa stessa una certa parte della sua materia è frantumata in pezzetti fini, forse singole molecole, che, non essendo più attaccate insieme, può essere descritto come allo stato di vapore. Per azione repellente sia del Sole che della cometa queste molecole vengono espulse dalla testa della cometa e defluiscono in direzione opposta al Sole con velocità diverse, quelle pesanti lentamente e quelle leggere più velocemente, proprio come le particelle di fumo scorrono lontano da una ciminiera, creando per la cometa una coda che, come una scia di fumo, è composta da particelle in continuo cambiamento. Il risultato di questo processo è mostrato in Fig.118, dove le posizioni della cometa nella sua orbita nei giorni successivi sono contrassegnate dai numeri romani, e le linee tratteggiate rappresentano i percorsi delle molecole mI, mII, mIII, ecc., espulse da esso nelle loro varie date e che viaggiano successivamente in orbite determinate dall'effetto combinato dell'attrazione del Sole, della repulsione del Sole e della repulsione della cometa . L'attrazione (gravità) della cometa è troppo piccola per essere presa in considerazione. La linea tracciata verso l'alto da VI rappresenta le posizioni di queste molecole nel sesto giorno e mostra che tutte sono disposte in una coda che punta quasi lontano dal Sole. Una costruzione simile per le altre date fornisce le posizioni corrispondenti della coda, sempre rivolta lontano dal Sole.
Solo il tipo più leggero di molecole, ad esempio l'idrogeno, potrebbe allontanarsi dalla cometa così rapidamente come mostrato qui. Quelli più pesanti, come il carbonio e il ferro, sarebbero respinti altrettanto fortemente dalle forze elettriche, ma sarebbero più fortemente respinti dalle forze gravitative, producendo così una separazione molto più lenta tra loro e la testa della cometa. Costruendo una figura come quella sopra, in cui le molecole si ritireranno dalla cometa solo un ottavo più velocemente come nella Fig.118, e si nota che si trovano nella diversa posizione che dà alla coda della cometa. Invece di puntare direttamente lontano dal Sole, sarà fortemente piegato da un lato, così come la grande coda a forma di pennacchio della cometa Donati mostrata in Fig.101. Ma si osservò che questa cometa aveva anche una coda quasi diritta, come quella teorica di Fig.118. Abbiamo qui due tipi distinti di code di comete, e secondo Bredichin ce n'è ancora un altro tipo insolito, ancora più fortemente piegato su un lato della linea che unisce la cometa e il sole, e che appare piuttosto corto e tozzo. L'esistenza di questi tre tipi, e le loro particolarità di forma e di posizione, sono tutti spiegati in modo soddisfacente dalla supposizione che siano fatti di materiali diversi. I pesi molecolari relativi dell'idrogeno, di alcuni idrocarburi e del ferro sono tali che le code composte da queste molecole si comporterebbero esattamente come le code effettive osservate e classificate in questi tre tipi. Lo spettroscopio mostra che questi materiali - idrogeno, idrocarburi e ferro - sono presenti nelle comete e lascia poco spazio a dubbi sulla fondatezza essenziale della teoria di Bredichin.
181. Disintegrazione delle comete.— Dobbiamo considerare la coda come un materiale di scarto espulso dalla testa della cometa, e sebbene la quantità di questa materia sia molto piccola, deve in qualche misura far diminuire la massa della cometa. Questo processo è, ovviamente, più attivo al momento del passaggio del perielio, e se la cometa ritorna al perielio di volta in volta, come devono fare quelle periodiche che si muovono in orbite ellittiche, questo spreco di materiale può diventare una cosa seria, portando infine alla distruzione della cometa. È significativo a questo proposito che le comete periodiche sono tutte piccole e poco appariscenti, nessuna delle quali mostra una coda di dimensioni considerevoli, e sembra probabile che siano molto avanzate lungo la strada che, nel caso della cometa di Biela, conduceva alla sua disgregazione. I loro frammenti sono in parte disseminati nel sistema solare, sono stati portati via dal Sole e dispersi in tutto l'universo lungo orbite iperboliche impresse su di loro nel momento in cui hanno lasciato la cometa.
Ma non è solo attraverso la coda che si elabora il processo di disintegrazione. Sebbene la cometa di Biela sia forse l'esempio più eclatante in cui la testa si è rotta, non è affatto l'unico. La Grande Cometa del 1882 ha liberato un numero considerevole di frammenti che si sono allontanati come indipendenti sebbene piccole comete e altre comete più recenti siano state viste fare lo stesso. Un fenomeno ancora più sorprendente fu la graduale frantumazione del nucleo della stessa cometa, 1882 II, in una mezza dozzina di nuclei disposti in linea come perline su un filo, e puntati lungo l'asse della coda. Vedi Fig.119 , che mostra la serie di cambiamenti osservati nella testa di questa cometa.
182. Le comete e lo spettroscopio. —Lo spettro presentato dalle comete è stato a lungo un enigma e conserva ancora qualcosa di quel carattere, sebbene siano stati fatti molti progressi verso la sua comprensione. In generale consiste di due parti ben distinte: in primo luogo, un debole sfondo di spettro continuo dovuto alla normale luce solare riflessa dalla cometa; e, in secondo luogo, sovrapposte a questo, tre bande luminose come la banda di carbonio mostrata al centro della figura 48 , solo non così nettamente definite. Queste bande formano uno spettro discontinuo del tutto simile a quello emesso dai composti di idrogeno e carbonio, e ovviamente indicano che una parte della luce della cometa ha origine nel corpo stesso, che deve quindi essere incandescente, o almeno contenere delle porzioni incandescenti .
Riscaldando gli idrocarburi nei nostri laboratori fino a quando non diventano incandescenti, qualcosa come lo spettro della cometa può essere prodotto artificialmente, ma la migliore approssimazione ad esso si ottiene facendo passare una scarica elettrica dirompente attraverso un tubo in cui sono stati collocati frammenti di meteore. Un lampo è un dirompente scariche elettriche su larga scala. Ora, meteore e fenomeni elettrici sono stati portati alla nostra attenzione indipendentemente in relazione alle comete, e con questo suggerimento è facile inquadrare un'idea generale della condizione fisica di questi oggetti, ad esempio una nuvola di meteore di dimensioni diverse così vagamente raggruppato che la densità media dello sciame è davvero molto bassa; le varie particelle in movimento l'una rispetto all'altra, così come al sSole, e disturbate in quel movimento dall'azione delle maree del Sole. Ogni particella trasporta la propria carica elettrica, che può essere di tensione superiore o inferiore a quella della sua vicina, ed è pronta a saltare attraverso lo spazio vuoto intermedio ogni volta che due particelle si avvicinano l'una all'altra. A queste condizioni si aggiunge l'effetto induttivo della carica elettrica del Sole, che tende a produrre una particolare e artificiale distribuzione di elettricità tra le particelle della cometa, e ci si può aspettare di trovare una successione infinita di scintille, minuscoli lampi, che scaturiscono da una particella all'altra, più frequenti e più vividi quando la cometa è vicina alla Sole, ma mai abbastanza forte da essere visibile separatamente. Il loro numero è, tuttavia, abbastanza grande da rendere la cometa in parte auto-luminosa con tre tipi di luce, cioè le tre bande luminose del suo spettro, le cui lunghezze d'onda mostrano nella cometa gli stessi elementi e composti degli elementi - carbonio, idrogeno e ossigeno - che l'analisi chimica trova nella meteora caduta. Non si deve supporre che questi siano gli unici elementi chimici nella cometa, poiché di certo non sono gli unici nella meteora.
183. Collisioni. — A volte viene posta una domanda: quale sarebbe l'effetto di una collisione tra la terra e una cometa? trova la sua risposta nei risultati raggiunti in precedenza sezioni. Ci sarebbe stata una pioggia di stelle, più o meno brillante a seconda del numero e delle dimensioni dei pezzi che componevano la testa della cometa. Se questi fossero come i resti della cometa Biela, la pioggia potrebbe anche essere molto addomesticata; ma una collisione con una grande cometa produrrebbe certamente un brillante spettacolo meteorico se la sua testa venisse a contatto con la terra. Se la cometa fosse costruita con piccoli pezzi il cui peso individuale non superasse poche once o libbre, l'atmosfera terrestre si rivelerebbe uno scudo perfetto contro i loro attacchi, riducendo i pezzi in polvere innocua prima che possano raggiungere il suolo e lasciando la terra illesa dall'incontro, anche se la cometa potrebbe soffrirne tristemente. Ma le grosse pietre nella cometa, meteore troppo massicce per essere consumate nel loro volo nell'aria, potrebbero avere un effetto molto diverso, e con il loro bombardamento provocherebbero un triste scempio di parti della superficie terrestre, sebbene non sembri probabile alcun risultato come la distruzione totale della Terra, o la distruzione di tutta la vita su di essa. Le 40 meteore del paragrafo 169 possono rappresentare una collisione con una piccola cometa. Consulta la Bibbia (Giosuè x, 11) per avere un esempio di cosa potrebbe accadere con uno più grande.
