# Le stelle cadenti/Lettura terza

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Le stelle cadenti Giovanni Virginio Schiaparelli 1873 CC BY-SA 3.0 GFDL Indice:Schiaparelli - Le stelle cadenti.djvu //it.wikisource.org/w/index.php?title=Le_stelle_cadenti/Lettura_terza&oldid=- 20220517085836 //it.wikisource.org/w/index.php?title=Le_stelle_cadenti/Lettura_terza&oldid=- 20220517085836
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LETTURA TERZA.
Congetture probabili sulla origine delle stelle cadenti.
Idea generale del modo, con cui le comete si suppongono generare correnti meteoriche. — Come dal dissolversi totale o parziale di una cometa si possa generare una tale corrente. — Divisione delle comete; fenomeni della cometa di Biela. — Altri casi di divisione delle comete. — Struttura granulare di molti nuclei cometari. — Forze che producono la separazione delle loro parti. — Come l’attrazione solare si possa convertire in forza dissolvente. — Alcune quistioni sulla dissoluzione e sulla distruzione delle comete. [p. 83
Tre gradi formano il corso completo, in cui si muove il processo induttivo della nostra intelligenza nello studio della natura. Il primo grado è quello dell’osservazione e della classificazione; il secondo comprende lo studio formale delle leggi, a cui si possono ridurre le cose osservate; nel terzo si risale alle cause, da cui provengono le dette leggi, o per lo meno si riducono queste leggi ad altre più generali e di ordine superiore. Nello studio delle stelle cadenti noi abbiamo seguito appunto questa strada. E così, dopo aver nella prima lettura esposto in generale i principali fenomeni delle stelle meteoriche, nella seconda siamo pervenuti a definire la norma della loro distribuzione e dei loro movimenti nello spazio. Non rimane dunque, che ascendere il terzo grado, e determinare, se è [p. 84 possibile, per qual serie d’eventi abbiano potuto formarsi e trovarsi associate alle comete quelle singolari agglomerazioni di corpuscoli, che si muovono intorno al Sole in forma di correnti o di armille meteoriche. In quest’ultimo stadio non è più possibile di raggiungere il medesimo grado di certezza, che nei primi due. Nè ciò dee far meraviglia. Poichè il primo dei tre gradi, cioè l’osservazione dei fenomeni, non dipende che dalla constatazione immediata di fatti, e gode di tutto quel grado di fede, che si può raggiungere coi nostri sensi. La determinazione delle leggi dipende nel presente caso da ragionamento geometrico, e conduce quindi a risultati di certezza non minore, che quella delle osservazioni. Ma il risalire alle cause domanda nell’attuale problema la cognizione esatta di certe parti della fisica celeste, che al presente sono ancora poco esplorate. Le idee adunque, che verrò esponendo, malgrado l’assentimento sempre più generale che vanno acquistando, e malgrado la conferma, che sembrano ricevere da recenti osservazioni, possono esser presentate come speculazioni probabili, anzi, oserò dire, come speculazioni molto probabili; ma non raggiungono la completa certitudine fisica.
La tesi, a cui un esame diligente di tutti i fatti conosciuti ha condotto gl’investigatori, è la se[p. 85 guente: Le correnti meteoriche sono il prodotto della dissoluzione delle comete, e constano di minutissime particelle che certe comete hanno abbandonato lungo la loro orbita in causa della forza disgregante, che il Sole od i pianeti esercitano sulla materia rarissima, di cui sono composte.
Notissima è la costruzione generale delle comete. In esse vi ha sempre una parte più densa, spesso tanto densa e brillante, da meritare il nome, che le fu dato, di nucleo della cometa. Questa parte è il vero centro di tutte le svariate apparizioni ed appendici, che offrono le comete: essa è quella che percorre intorno al Sole un’orbita regolare, seguendo le leggi di Keplero. Tutto il rimanente, che circonda il nucleo, atmosfera, chioma, e coda, presenta spesso, sotto l’influsso del calore solare, i più curiosi spettacoli, che possono vantare gli annali del cielo; ma la massa di queste appendici, e la loro densità è quasi nulla in confronto di quella del nucleo o della parte più centrale della testa. Ora la disgregazione, dal cui effetto diciamo derivare le correnti meteoriche, deve intendersi così, che alcune porzioni della materia della cometa vengono poco a poco allontanate dal centro principale dell’astro, e sottratte alla sua influenza attrattiva. Queste porzioni, intieramente libere dal [p. 86 dominio del nucleo, cominciano a percorrere accanto ad esso un’orbita propria, intorno al Sole, come astri indipendenti; e la probabilità di esser ricondotte sotto l’azione del nucleo essendo per esse piccolissima, finiscono per separarsene definitivamente, allontanandosi viepiù da quello.
Perchè si comprenda, come dallo sciogliersi del legame che collega la materia cometica al suo nucleo nascano le correnti meteoriche appunto nella forma che ho descritto nella lettura II, consideriamo in S (fig. 6) il Sole, in C il nucleo di una cometa, in H una particella di materia cometica, che in seguito a cause da descriversi più tardi, si sia disgregata del nucleo, e si sia ora portata poco a poco fuori della azione di quello, in modo da descrivere un’orbita propria e indipendente intorno al Sole. La distanza CH è, nel momento della separazione, assai piccola in confronto della distanza SC; e come i due corpi C ed H quando erano riuniti correvano con la stessa velocità intorno al Sole, ora anche dopo la separazione si muoveranno con velocità uguali o almeno pochissimo differenti. I due corpi adunque percorreranno nello spazio orbite poco diverse, e se queste orbite sono ellittiche, il tempo del loro giro intorno al Sole sarà quasi uguale per l’uno e per l’altro. Tuttavia non ne seguirà, che essi debbano sempre [p. 87 accompagnarsi nel loro viaggio celeste a piccola distanza l’uno dall’altro. Se infatti per esempio supponiamo, che la rivoluzione di H nella sua orbita sia di una centesima parte più breve che quella di C, è manifesto che, ad ogni giro intorno al Sole, H anticiperà sulla posizione di C di un centesimo del giro stesso, e dopo dieci giri H avrà avanzato di 10 centesimi di giro, e dopo cinquanta giri H avrà avanzato di cinquanta centesimi, o di mezza rivoluzione. Coll’andar del tempo dunque H potrà occupare rispetto a C nella sua orbita tutte le configurazioni possibili. In un solo caso questo non succederà: cioè quando la rivoluzione di H intorno al Sole si faccia in un tempo matematicamente uguale alla rivoluzione di C. Ma questo è infinitamente poco probabile che avvenga; e dato che avvenisse, non potrebbe durare; le perturbazioni planetarie, esercitandosi sui due corpi con diversa intensità, tosto produrrebbero quella differenza di tempi rivolutivi, che prima non esisteva.
Un esempio illustre di questi avvenimenti, che ora ho descritto, è stato osservato sulla cometa di Biela nel 1845. Questa cometa, di cui già ho avuto occasione di descrivere il corso nella lettura precedente, è una fra quelle di breve periodo, ed è stata osservata già più volte nei suoi ri[p. 88 torni. Scoperta da Montagne nel 1772, poi da Pons nel 1805, fu ritrovata e riconosciuta come periodica da Biela e da Gambart nel 1826, e dal nome di questi scopritori suole chiamarsi talora cometa di Gambart, altre volte e più spesso, cometa di Biela. Il calcolo del suo corso fu oggetto principalmente dei lavori del Prof. Santini e del Prof. Hubbard. Questa cometa, come tutte quelle che generano correnti meteoriche a noi visibili, ha la proprietà, che la sua orbita interseca l’orbita della Terra, o passa a questa assai da presso. Come tutte le comete, essa si fa visibile a noi soltanto nella parte inferiore della sua orbita, cioè in quell’arco, che è più vicino al Sole. Dopo il 1826 essa ritornò nel 1832, nel 1839, nel 1845 e nel 1852. Nella apparizione del 1832 il suo aspetto non offrì nulla di straordinario: una piccola nebulosità senza coda. Nel 1839 non fu veduta, trovandosi, al tempo della visibilità, in una configurazione sfavorevole rispetto alla Terra ed al Sole: ma grande fu la meraviglia, quando al suo ritorno seguente, sullo scorcio dell’anno 1845, si scoperse che la cometa era divenuta doppia! Non si è potuto determinare con certezza l’epoca di questa divisione. Hubbard inferisce dai suoi calcoli, che questo fenomeno ha dovuto succedere nel Novembre del 1844, cioè circa un anno prima che la cometa si rendesse vi[p. 89 sibile, nell’apparizione del 1845, agli osservatori: (essa fu veduta per la prima volta a Roma il 26 Novembre 1845). La duplicità della cometa del resto da principio rimase inavvertita, forse a cagione delle grandi fluttuazioni di luce che rendevano meno visibile or l’uno or l’altro dei due capi: così che sebbene Herrick e Bradley a Newhaven già constatassero quella duplicità fin dal giorno 29 Dicembre 1845, le osservazioni regolari dell’apparenze fisiche dei due capi non cominciarono che col 13 Gennaio 1846 per opera di Maury all’osservatorio di Washington, e in Europa più tardi ancora, cioè il 15 Gennaio all’osservatorio di Königsberg. Secondo i calcoli di Hubbard la distanza fra le due parti il giorno 10 Febbraio 1846 quando la cometa si trovò nella massima vicinanza al Sole, fu di 160 mila miglia italiane; esse si seguivano descrivendo orbite quasi assolutamente identiche intorno al Sole e la seconda parte correva dietro alla prima ad un intervallo di due ore: vale a dire, che la seconda cometa occupava quasi esattamente ad ogni momento la posizione, in cui l’altra si era trovata due ore prima.
Nell’apparizione consecutiva la cometa fu riconosciuta per la prima volta dal R. P. Secchi nel grande rifrattore di Roma il 25 Agosto 1852; ma per allora ne fu visto un solo capo: l’altro [p. 90 non fu trovato che il 16 Settembre consecutivo ad una distanza dal primo molto maggiore di quello che s’aspettava. Anche questa volta si notarono fluttuazioni di splendore, che rendevano quasi invisibile or l’una or l’altra cometa. Il 23 Settembre 1852 i due capi passarono nel punto della loro maggior vicinanza al Sole, e la loro distanza reciproca in quel giorno si trovò essere di 1330 mila miglia italiane, cioè otto volte più grande della distanza osservata nel 1846; la seconda cometa era in ritardo sulla prima già di 16 ore. A tale distanza, che è quasi 7 volte l’intervallo dalla Terra alla Luna, i due capi non potevano più esercitare l’uno sull’altro un’azione attrattiva molto sensibile, ed erano diventati in fatto due astri intieramente indipendenti l’uno dall’altro. Anche i calcoli dell’accennato professore Hubbard hanno dimostrato, che dalle osservazioni del 1846 e del 1852 non è possibile ricavare alcuno anche dubbioso indizio di una azione qualunque attrattiva o repulsiva fra i due capi; il corso di ciascuno potendo accuratamente rappresentarsi colle leggi di Keplero e colle perturbazioni planetarie senza introdurre alcuna nuova forza. Finalmente è dimostrato, che l’uno dei due capi compie il suo giro intorno al Sole in un tempo alquanto più breve che l’altro; la differenza è, [p. 91 secondo Hubbard, di 18 ore e 5 minuti, ciò che sopra una durata del tempo rivolutivo di 6 anni e 223 giorni fa $\textstyle {\frac {1}{3200}}$ della durata stessa. Quando dunque il più lento dei due capi avrà fatto 3200 rivoluzioni, il più rapido ne avrà fatte 3201; ed in tale intervallo avranno preso nelle loro orbite tutte le configurazioni possibili l’uno rispetto all’altro.
Un altro esempio bene constatato di cometa doppia si ha nella prima cometa del 1860, la quale percorse le costellazioni antartiche del cielo e non fu visibile in Europa. Essa fu scoperta nella città di Olinda (Brasile) dal signor Liais il 27 febbraio 1860. I due capi erano molto disuguali di grandezza e di splendore; la loro distanza apparente, che era molto piccola (circa un minuto di grado) lascia congetturare, che la separazione fosse avvenuta poco tempo prima, e forse in quell’apparizione medesima della cometa. Singolarissima poi fu la presenza di due nuclei nella maggiore delle due comete; questo fatto sembra indicare una tendenza ad ulteriore divisione.
Altri esempi di comete doppie o multiple si trovano citati negli storici ma non sempre con autorità bastevole a metterli fuori d’ogni dubbio. Così secondo Eforo, istorico poco veridico, la cometa dell’anno 371 prima di Cristo, la cui apparizione seguì d’alcuni mesi il gran terremoto che [p. 92 distrusse Elice e Bura città dell’Acaja, prima di scomparire si sarebbe divisa in due stelle. Aristotele però, e Diodoro Siculo, che parlano accuratamente di questa cometa, non menzionano il fatto. Secondo Cassio Dione la cometa dell’anno 11 avanti Cristo, che precedette la morte di Agrippa, «scomparve dissolvendosi in parecchie fiaccole»; ma gli storici chinesi Sse-ma-tsian e Ma-tuan-lin, i quali ne descrivono accuratamente l’apparizione ed il corso, non parlano in alcun modo della divisione.
Maggior fede forse si potrà prestare al medesimo Ma-tuan-lin, ed ai continuatori di Sse-Ma-tsian, quando narrano, che ad una data corrispondente presso di noi al 24 di Giugno dell’anno 415 di Cristo (stile giuliano) comparvero due comete nella divisione del cielo chiamata Tin-she (Ercole Serpente ed Ofiuco), le quali ambedue rasentarono la stella Te-tso (α di Ercole). Si può pensare che qui si tratti di una cometa doppia: ma non è neppure impossibile, che fossero due comete di corso differente, le quali per caso siansi incontrate in una medesima regione del cielo.
Più categorica sembra la narrazione di Ma-tuan-lin nel libro 294 della sua storia, secondo la quale nell’anno 896 di Cristo sarebbero apparse «tre stelle straordinarie, una grande e due piccole. Esse [p. 93 furono vedute fra i due asterismi Hiu e Goei (β ed α dell’Aquario). Ora si avvicinavano, ora si separavano. Camminarono insieme verso l’Oriente per tre giorni, poi le due minori scomparvero: infine scomparve anche la grande».
Dopo di aver ben compreso quali conseguenze nascono dalla divisione di una cometa in due parti, non sarà difficile farsi un’idea di quello che debba avvenire, quando non una, ma moltissime particelle di una cometa si separino dal centro o nucleo principale, e si sottraggano all’influenza della sua attrazione. Tutti questi corpuscoli incomincieranno a descrivere intorno al Sole orbite fra loro indipendenti, ma poco dissimili dall’orbita del nucleo principale. Nel principio avremo dunque una nube di corpuscoli viaggianti insieme a piccole distanze, come sarebbe una torma d’uccelli di passaggio, od uno sciame d’insetti. Ma siccome è impossibile, che tutti questi corpuscoli si muovano intorno al Sole in un periodo esattamente eguale, le piccole differenze di velocità nel moto di rivoluzione si andranno progressivamente accumulando, e la distanza fra due corpuscoli qualsiasi andrà progressivamente crescendo, siccome abbiam veduto avvenire nelle due teste della Cometa di Biela. La nube si verrà dunque successivamente allungando, e le sue parti si estenderanno progressiva[p. 94 mente lungo l’ellisse descritta, e ne occuperanno sempre una porzione maggiore, finché dopo un numero molto grande di rivoluzioni la nube si sarà trasformata in un anello ellittico completo: e l’anello si formerà, quando le parti più veloci della nube abbiano guadagnato sulle meno veloci una rivoluzione intera.
Tale è la successione di fenomeni, che noi crediamo aver dato luogo alle correnti meteoriche descritte nella precedente lettura. Esse sono prodotte da particelle di materia abbandonata lungo l’orbita da comete divenute incapaci di trattenerle insieme in un sistema unico colla loro intrinseca attrazione. Le stelle meteoriche dunque altro non sono che polvere o farina di comete. Ma tutto questo che qui accenniamo potrebbe a taluno sembrare nulla più che una speculazione geometrica, se non avessimo cura di esporre quelle osservazioni che tendono a stabilirne la fisica realtà. Da queste osservazioni risulterà in modo evidente che le comete hanno, anche nella parte loro che sembra più densa, una struttura granulare, e una tendenza a risolversi, sotto l’azione dei raggi solari, in un gran numero di corpuscoli minutissimi.
Primo si presenta l’esempio della cometa stessa di Biela. Nella medesima apparizione, in cui la cometa per la prima volta fu vista divisa in due, il [p. 95 nucleo di una delle due teste apparve più volte diviso in varie parti. Maury osservò a Washington il 26 febbraio 1846, che il nucleo aveva un’apparenza confusa e sembrava multiplo. Il 14 Marzo consecutivo questa moltiplicità apparve più distinta, e l’assistente di Maury credette di veder cinque nuclei diversi.
Di questa struttura granulare non rari sono gli esempi fra le comete telescopiche; nelle quali spesso si vedono luccicare qua e là punti di maggior intensità per guisa, che diventa impossibile fissare il luogo del nucleo principale o centro della cometa. Tale fu per esempio l’aspetto che presentò la II Cometa del 1868 il 18 Giugno di quell’anno, secondo che fu osservato al grande cannocchiale di Lipsia. Tale fu pure la Cometa del 1866, che accompagna le Leonidi nella loro orbita. Anche la prima Cometa del 1853 ebbe un nucleo multiplo, secondo che riferisce il P. Secchi. Un nucleo secondario si distaccò pure dal nucleo principale della grande Cometa di Donati nel 1858, siccome osservarono Otto Struve e Winnecke al grande cannocchiale di Pulkova. La divisione in molti nuclei fu poi tanto evidente nella grande Cometa del 1618, che essa fu osservata e descritta molto bene dal P. Cysat e da Wendelin, sebbene i cannocchiali di quell’epoca fossero ancora estremamente im[p. 96 perfetti. Il P. Cysat vide convertito tutto il corpo della cometa in una congerie di minutissime stelle. Ma notabilissimo fra tutti fu l’aspetto presentato dalla Cometa del 1652 dal 21 al 27 Dicembre di quell’anno. Il suo corpo aveva un diametro apparente poco inferiore a quello della Luna: il diametro reale era immenso, almeno 12 o 15 volte il diametro del nostro globo. Questa enorme congerie sferoidale era una agglomerazione informe di parti più dense e più rare e conteneva, oltre ad una massa principale, altre masse minori in numero di quattro o cinque: più un gran numero di altri punti luminosi appena discernibili nei telescopi di quel tempo. Ma la massa principale anch’essa appariva come una congerie di molti minutissimi corpuscoli. Sono le parole di Evelio, il più industre e diligente osservatore di quel tempo.
Ma più conclusivo ancora di tutti i precedenti sembra a me il seguente fatto, di cui io medesimo ebbi la fortuna di essere spettatore, e che vidi osservando la splendida madre delle Perseidi, la grande Cometa del 1862. Addì 25 d’Agosto verso dieci ore di sera, il nucleo pella Cometa che fino allora aveva eiettato una specie di getto luminoso simile ad una fiammella di gaz, fu visto eruttar fuori una massa luminosa, la quale crebbe ad un volume a molti doppi più grande, che il volume [p. 97 proprio del nucleo (fig. 7). Questa massa luminosa avea la figura di una pera; essa era bene contornata da tutte le parti, e rassomigliava ad una piccola nube, nella quale sopra un fondo lucido ad intervalli andavano or qua or là luccicando punti più luminosi simili a piccolissime stelle appena discernibili. Questo interessante fenomeno era totalmente scomparso nel giorno consecutivo. Esso dimostra non solo la struttura granulare della sostanza eiettata in quel tempo dal nucleo, ma anche la potenza delle forze interiori, che erano sufficienti a cacciar quella materia disgregata a distanza di più migliaia di miglia dal nucleo principale.
Rimane ora un’altra questione da esaminare: Qual’è la forza, che separa l’uno dall’altro quei corpuscoli, dalla cui agglomerazione i nuclei di certe comete sembrano in tutto od in parte risultare? Per quanto grande sia l’ignoranza in cui ci troviamo sulla composizione fisica delle comete, pure possiamo assicurare, che almeno due forze qui entrano in azione. Primieramente le forze interne di espansione e di proiezione che il nucleo sviluppa sotto, l’influsso del calore solare, quando la cometa, nel passare vicino al Sole, si gonfia e caccia fuori uno o più zampilli, solleva inviluppi sovra inviluppi, atmosfere sovra atmosfere. In queste violente ri[p. 98 voluzioni del corpo cometico, dove tutte le forze fisiche, non domate come sulla Terra lo sono, dalla predominante attrazione di una forte massa centrale, operano senza freno sulla piccola quantità di materia abbandonata al loro furore, non è maraviglia che diventi gazoso quello che prima era liquido o solido, e che sfasciandosi il cemento, che prima riteneva unite le particelle od i corpuscoli cometari, questi diventino preda delle correnti ascendenti, che li trasportano lunge dal centro principale. Il fenomeno da me veduto la sera del 25 Agosto 1862 sembra assai istruttivo sotto tale riguardo.
Ma io dico, che anche astraendo dalle forze interne sviluppate dal calore solare, basta la sola forza dell’attrazione a sciogliere i legami d’una massa molto rara, sia continua, come un vapore ridotto a piccolissima densità, sia divisa in piccole particelle fra loro separate, come sarebbe una nube di corpuscoli minutissimi e separati fra loro da intervalli molto grandi rispetto alle loro dimensioni. Parrà certo a molti un gran paradosso, che la forza di attrazione, invece di concentrar la materia, tenda alcuna volta a disgregarla: eppure nulla sembrerà più naturale a chi abbia la pazienza di seguire la concatenazione logica dei semplici ed evidenti ragionamenti che sto per fare. [p. 99
Sopra una medesima linea di strada ferrata immaginiamo due convogli che corrano nella medesima direzione, l’uno seguendo l’altro a non grande distanza: e poniamo, che il convoglio anteriore sia tirato da una locomotiva alquanto più potente, e capace di farlo correre con velocità alquanto maggiore dell’altro. Se i due convogli siano indipendenti l’uno dall’altro, è manifesto, che il primo dei due avanzando sulla strada con maggiore velocità, si verrà progressivamente allontanando dall’altro, che rimarrà indietro; e l’intervallo fra i due convogli andrà poco a poco crescendo. Facciamo ora la supposizione, che i convogli sian legati l’uno all’altro con una fune robusta. È palese che al principio del movimento questa fune si tenderà, e per mezzo di essa il convoglio anteriore comunicherà una parte della sua forza al posteriore: di modo che tutti e due i convogli procederanno insieme uniti con una velocità intermedia alle due velocità diverse che avrebbero preso, quando fossero rimasti separati. Ma, se invece d’impiegare a questo scopo una fune robusta, mettiamo una fune troppo debole, essa da principio si distenderà, poi col progresso del tempo si verrà allungando quanto lo comporta l’elasticità delle sue fibre: poi finalmente seguitando a crescere la tensione, si romperà, ed i due [p. 100 convogli saranno ancora diventati indipendenti fra di loro. Ora qual’è la causa della distensione, dell’allungamento, e della finale rottura della fune? Non altro, che la diversità delle forze, con cui sono spinti i due convogli. Questa diversità basta per sè a costituire una forza divellente, che col suo continuo operare sulla fune, finisce per romperla, e per sciogliere in due parti il sistema, che prima era unico.
Invece dei due convogli tratti da locomotive consideriamo ora due punti A B formanti parte di un medesimo corpo celeste (fig. 8) che gira intorno al Sole S: e poniamo che A occupi il centro di detto corpo, B invece si trovi ad una certa distanza da A nella direzione della linea AS. In forza della gravitazione universale, il Sole attirerà a sè i punti materiali A e B; ma siccome questa forza decresce secondo i quadrati delle distanze, ed è tanto minore, quanto più il punto attratto dista da S; così avverrà che il punto più vicino B sarà spinto verso il Sole con forza maggiore che il punto centrale A; onde avremo qui un caso analogo a quello dei due convogli, di cui poc’anzi ho parlato: il risultato finale di questa diversità di attrazioni sarà una forza divellente, la quale tenderà a rompere il legame qualsiasi che tiene unito il punto B al centro A del corpo celeste. [p. 101
Similmente se noi consideriamo un terzo punto C, il quale si trovi sul prolungamento della retta SA, vedremo, che esso sarà attratto verso il Sole con minor forza che il punto A; e per conseguenza anche fra i punti A e C nascerà una forza divellente di natura intieramente analoga a quella che abbiam veduto esistere fra A e B. In ambi i casi i punti B e C saranno spinti da questa forza ad allontanarsi dal centro A.
Nel caso in cui il legame fra il punto centrale A e i due punti B e C sia abbastanza saldo per resistere a queste forze divellenti, i due punti B e C non si distaccheranno dal centro A, e il corpo celeste cui essi appartengono rimarrà coerente nelle sue parti e non si discioglierà. Tale è per esempio il caso dei pianeti ed in particolare del nostro globo. Qui il legame che unisce le parti è il peso, cioè l’attrazione reciproca che le anima e che supera di gran lunga la forza divellente prodotta dall’attrazione solare. Se supponiamo che B e C siano due corpi collocati alla superficie del nostro globo nelle posizioni che indica la fig. 8, con un facile calcolo si trova, che la forza divellente, la quale tende a separarli dal centro della Terra e a portarli in alto è appena la ventimilionesima parte del peso dei corpi stessi B e C. Perciò quando il Sole si trova perpendicolarmente al nostro zenit, oppure al no[p. 102 stro nadir, la forza divellente da esso prodotta scema il peso dei corpi di una ventimilionesima parte, quindi di un milligramma un corpo di venti chilogrammi di peso. Esercitandosi dunque questa forza divellente sulle particelle mobili dell’oceano e dell’aria, tutto il suo effetto si limiterà a sollevare questi inviluppi fluidi di una piccola quantità con fasi alterne dipendenti dalla posizione del Sole; nel che sta il vero meccanismo del flusso e del riflusso del mare e dell’atmosfera. La Luna esercita anch’essa una forza divellente analoga, anzi molto più potente di quella del Sole, perchè essa è a noi molto più vicina. Ma l’effetto di tali forze sulla parte solida del globo sarà assolutamente nullo.
Ma se noi ci poniamo, invece che sulla Terra, in una massa di gaz estremamente rarefatto, o in una nube di corpuscoli minuti disseminati a considerevoli distanze l’uno dall’altro, sarà facile immaginare tali combinazioni, per cui le forze divellenti superino le attrazioni interiori del sistema e le disperdano. Nè per questo occorre fare supposizioni eccessive. Se invece della terra così solida e così densa, si avesse una materia così rara, che 10 metri cubi di essa pesassero 3 grammi nelle nostre presenti bilancie, questa materia non potrebbe più resistere alla forza divellente del Sole e si disperderebbe issofatto. Se invece della Terra [p. 103 così solida e così densa, si avesse una nube di corpuscoli del peso di un gramma ciascuno, e così fatta, che la distanza media fra due corpuscoli vicini fosse di due metri soltanto, questa nube sarebbe già troppo rara per restare unita nello spazio celeste; le attrazioni reciproche dei corpuscoli onde è composta non basterebbero per resistere alle forze divellente del Sole. In poco tempo la nube andrebbe disciolta in tanti corpuscoli fra loro indipendenti, i quali comincerebbero a percorrere orbite poco diverse, e formerebbero col volgere degli anni una corrente sempre più lunga.
Noi abbiamo finora parlato della forza divellente che proviene dall’attrazione del Sole. Ma anche i pianeti possono esercitare una simile forza divellente: soltanto, come la loro massa è assai minore di quella del Sole, per ottenere uguali effetti è necessario che il corpo condannato alla dissoluzione si avvicini loro molto di più. Vi ha buone ragioni per credere, che le comete periodiche descrivessero prima orbite assai diverse dalle ovali che oggi percorrono, e che il loro cambiamento di strada sia dovuto alla forte perturbazione di qualche grosso pianeta. Così si crede che la cometa di Biela sia stata condotta da Giove a percorrere la sua orbita presente. Questo non ha potuto avvenire, se non in causa di un grande av[p. 104 vicinamento della cometa al pianeta perturbatore. Mentre dunque si cambiava l’orbita della cometa, si manifestava pure con grande intensità la forza divellente del pianeta perturbatore, ed è possibile che certe correnti meteoriche abbiano avuto principio in questo modo.
Riassumendo le cose fin qui esposte, si conclude: 1.° che le comete, a cagione della grande rarità della loro materia, e della tendenza che hanno a comporsi in una struttura granulare, possono offrir campo alle forze divellenti del Sole (e probabilmente anche dei pianeti) di esercitare la loro influenza. 2.° che l’avvicinamento delle comete al Sole nei periodi delle loro apparizioni, col produrre nella loro struttura i più grandiosi sconvolgimenti, può in grado eminente aiutare a disperderle in parte e dar campo alle forze divellenti suddette di manifestarsi con un più alto grado d’intensità. 3.° che il concorso di queste azioni può verosimilmente bastare a sottrarre alcune parti dell’influsso attrattivo del nucleo principale, rendendole da quello indipendenti. 4.° che, ottenuto una volta questo risultato, la dispersione di quelle parti lungo l’orbita, e la formazione di una corrente è conseguenza inevitabile, e pura questione di tempo.
Prego chi mi ascolta di notare, che la dispersione di cui si tratta si fa lungo l’orbita della co[p. 105 meta, e non in altra direzione. Insisto specialmente su questo punto, perchè non venga in mente ad alcuno di confondere la formazione delle correnti meteoriche collo sviluppo della coda delle comete, come più volte è avvenuto. La differenza essenziale tra i due fenomeni si comprenderà subito, considerando la figura 9, la quale rappresenta la forma comune che ha l’orbita delle comete, nella parte più vicina al Sole, e la disposizione che sogliono prendere le code delle grandi comete. L’orbita ABCD essendo percorsa da una cometa nel verso indicato dalla saetta, la dispersione della materia del suo nucleo si farà lungo questa linea, come più volte fu detto; quindi la corrente meteorica che ne deriva seguirà pure la linea stessa ABCD. Invece le code si sviluppano partendo dal nucleo in direzione opposta al Sole S, siccome il più volte citato chinese Ma-tuan-lin fu il primo a notare fin dal secolo XIII; e come il disegno indica. Esse si ripiegano per lo più all’indietro in forma di pennacchi. Egli è manifesto, che queste code, per[p. 106 dendosi nello spazio celeste produrranno un fenomeno diverso da quello che finora è stato descritto.
Una prova che le correnti meteoriche sono un fenomeno distinto dalle code sta in questo, che le due correnti meteoriche più illustri dei nostri tempi sono connesse con due comete telescopiche, delle quali una (la cometa del 1866) non aveva coda, l’altra (quella di Biela) non mostrò alcun simile appendice all’apparizione del 1852, ed ora è diventata invisibile affatto.
È stato detto mille volte, che le recenti scoperte sulle stelle cadenti «hanno sciolto l’enigma delle comete.» Gli autori di questa sentenza hanno voluto dire con questo, che i nuclei, le chiome e le code delle comete, consistono semplicemente di stelle cadenti e di corpuscoli minutissimi? Vogliono essi inferirne, che l’urto (così scioccamente temuto dal volgo) di una cometa contro la terra abbia a risolversi in una pioggia meteorica? E che sulla costituzione delle comete non vi sia più altro a studiare? Se così è, permettano ad uno che ha studiato molto e senza frutto il problema della costituzione delle comete, di dir loro, che i fatti finora conosciuti non ci danno punto il diritto di andar sì lontano. È possibile, che le parti più dense o i nuclei siano parzialmente composti di quei corpuscoli, ed i fatti addotti in questa lettura lo ren[p. 107 dono anzi probabile. Ma la materia delle chiome e delle code cometarie sembra godere di proprietà che alle stelle cadenti non competono. Infatti dopo Bessel si deve riguardare come certo, che sulla materia delle chiome e delle code il Sole esercita una attrazione minore, che sulla materia dei nuclei, anzi qualche volta una vera repulsione. Se tal forza repulsiva, o tale minore attrazione operasse sulla materia delle correnti meteoriche, esse andrebbero disperse in un momento; in nessun caso potrebbero accompagnare così fedelmente le comete in una identica orbita.
Prima di terminare voglio rispondere a una questione, che sento fare da tutte le parti. Dunque in tal maniera potrà un corpo celeste essere annichilato e disperso in polvere minutissima? Dunque la cometa di Biela, che nei suoi due ultimi ritorni del 1866 e del 1872 non si è più potuta vedere sarà andata distrutta? Dunque sarà vero che le meteore vedute la sera del 27 novembre 1872, siano, come tanti dissero, il prodotto di questo sfacelo totale? [p. 108
Che le comete col progresso del tempo si vadano consumando è opinione antica. Keplero l’ha espressa chiaramente or sono 250 anni circa; Existimo, corpus cometæ, perlui, colari, atteri et denique annichilari, et sicut bombyces filo fundendo, sic cometas cauda exspiranda consumi et denique mori. Ciò è sopratutto probabile delle comete, che sviluppano una lunga coda. Ed infatti è impossibile che faccia ritorno alla sua sorgente la materia di quelle code, che vediamo stendersi per dieci, venti, e cinquanta milioni di miglia a traverso dello spazio planetario. Questa materia rimane là vagando nello stato di dispersione completa.
Encke riteneva per certo, che la cometa periodica da lui denominata manifestasse uno splendore intrinseco sempre minore da una volta all’altra; e soleva dire, sebbene non lo abbia scritto, «presto non ne rimarrà più nulla.»
Se è vero quanto ha recentemente concluso Hind dalle sue investigazioni, che la cometa osservata in Europa ed in China nell’anno 1366 sia identica alla cometa scoperta da Tempel cinquecento anni dopo, cioè alla madre delle Leonidi, avremmo un esempio illustre della progressiva diminuzione delle comete. Infatti la cometa di Tempel del 1866 fu sempre telescopica, mentre quella del 1366 è descritta dagli annali chinesi come «della grandezza [p. 109 d’uno staio» e di colore simile «a quello di un pugno di farina» e fu veduta, non occorre dirlo, ad occhio nudo. Tuttavia siccome in questa apparizione la cometa è passata a grandissima prossimità della Terra, la visibilità della cometa per gli osservatori del 1366 non sarebbe una prova molto stringente. Ma il signor Hind è d’opinione che la cometa di Tempel sia stata veduta anche nell’anno 868. Di una cometa veduta nel 868 fanno breve menzione gli annali chinesi, e più diffusamente parlano varie cronache dell’Occidente. Se supponiamo che essa sia identica alla cometa di Tempel, dobbiamo conchiudere che abbia perduto da 1000 anni in qua una parte notabile del suo splendore: perciò secondo Hind la sua distanza dalla Terra nell’apparizione dell’868 avrebbe dovuto esser molto maggiore che nel 1366 e nel 1866: e malgrado questa maggiore distanza la cometa fu avvertita dagli osservatori di quel tempo.
Per ciò che riguarda la supposta distruzione dalla cometa di Biela, si deve ritenere per cosa possibile, sebbene sia lontana dall’esser provata: anzi dico, che non è perduta ogni speranza di rivedere un giorno almeno l’uno o l’altro dei capi. E la ragione di tale speranza sta in questo: che [p. 110 invisibilità qui non significa necessariamente distruzione o non-esistenza. Riandando infatti la storia della cometa nelle due apparizioni del 1846 e del 1852 si trova il fatto singolarissimo, che i capi della cometa subirono tali fluttuazioni di luce, da rendersi qualche volta invisibili ai telescopi di minor potenza. Ciò significa, che nell’interno di quei due corpi vi erano cause intrinseche capaci di aumentarne o di diminuirne l’intensità luminosa. Di simili fluttuazioni di luce molte altre comete hanno offerto evidentissimi esempi: tra i quali recente affatto è quello della IIª cometa del 1871, scoperta dal signor Tempel. Questa cometa diventò al tutto invisibile nel mese di Settembre, sebbene allora si trovasse in posizione e condizioni eccellenti per essere osservata. Al contrario altre comete, che erano già scomparse, e di cui nessuno più sperava fare osservazioni, subitamente rifulsero dopo una quasi totale estinzione della loro luce; il che avvenne per la grande cometa del 1811, e nel 1866 per la cometa periodica di Faye. Chi potrà dunque assicurare, che a simili casi o ad altri di natura ancora più spiccata non sia soggetta anche la cometa di Biela?
Ma dato pure, che dal 1852 in qua la cometa sia andata dispersa, fallace al tutto sarebbe inferirne la congettura, che dai suoi recenti fragmenti [p. 111 fosse costituita la grande pioggia meteorica del 27 Novembre 1872. Ciò si potrebbe veramente credere, se la cometa in quel giorno si fosse proprio trovata nel luogo dove passava la Terra, e fosse stata dalla Terra attraversata in pieno, come alcuno pensò. Ma il professore Michez di Bologna, successore e continuatore di Santini nel difficile computo delle perturbazioni di questa cometa ha dedotto dei suoi calcoli, che nel giorno 27 Novembre la cometa aveva già passato quel punto critico dell’incontro colla Terra da circa tre mesi e che il 27 Novembre poteva trovarsi distante da noi ben forse 100 milioni di miglia!
Se, come è da creder ad ogni modo, la cometa fa parte della corrente del 27 Novembre, è chiaro che in quel giorno la corrente dovea occupare sull’orbita almeno tutto lo spazio compreso fra la cometa e noi, esser quindi lunga almeno 100 milioni di miglia, ed impiegare almeno tre mesi a passare per un dato punto parte per parte. Una corrente già così lunga non può agevolmente credersi prodotto di pochi anni: essa richiede (per quanto la presente esperienza può farci intendere) almeno secoli per occupare tanta estensione. Se per esempio si cerca quanto tempo impiegherebbero i due capi della cometa di Biela, per trovarsi a tre mesi d’intervallo l’uno dall’altro sulla loro or[p. 112 bita, dal calcolo esposto in principio di questa lettura si dedurrà facilmente che occorrono per questo 120 rivoluzioni della cometa, cioè quasi 800 anni.
Se poi si riflette, che altre pioggia meteoriche osservate nel 1798, nel 1830, nel 1838, nel 1841, nel 1847, nel 1859, e nel 1867 con maggiore o minor probabilità si possono riferire anche alla cometa di Biela; che vi hanno indizii, che la corrente sia multipla, cioè consti di parecchie spire, come una matassa di filo a più giri: si comprenderà che il problema è assai meno semplice, di quello che paia a prima giunta: che la corrente di Biela non è una formazione tanto recente; e che il pronunziare temerariamente su questa e su altre consimili questioni non può per ora produr altro frutto, che una maggior incertezza e confusione d’idee in un argomento già per sè così difficile e così oscuro.
FINE.
* ↑ Nel libro eccellente di Schellen, intitolato Analisi spettrale, questo abbaglio è commesso dall’autore non solo per proprio conto, ma anche è attribuito all’autore delle presenti letture, L’opera essendo giustamente stimata e divolgata, sento il dovere di protestare contro questa interpretazione della mia teoria.
* ↑ Quando scrissi queste linee non si era ancora parlato di una scoperta della cometa di Biela, che sarebbe stata fatta dal sig. Pogson a Madras il 2 dicembre 1872. Anche supponendo (ciò che è lontano da ogni probabilità), che la cometa trovata da Pogson sia veramente quella di Biela, non ho nulla a mutare in quello che ho detto.
* ↑ Williams, Chinese Observations of Comets, London, 1871.