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IV. — LE COMETE.

1531, 1607, 1682, 1759, 1835, si aspetta il ritorno nel maggio del 1910 e nella tavola XIV-XV si riproduce l’orbita. La tavola stessa contiene le orbite di alcune fra le altre comete periodiche, della Cometa di Olbers con periodo di 72,6 anni, della Cometa 1866, I con periodo di anni 33,2, della Cometa D’Arrest con periodo di poco più che sei anni, della Cometa Winnecke con periodo di 5,5 anni, della Cometa Faye con periodo di 7 anni, della Cometa Biela con periodo di 6 anni e mezzo, della Cometa Encke con periodo di tre anni e un terzo. Anche la Cometa Brorsen (tav. XXII) appartiene alle comete di breve periodo, compiendo essa una rivoluzione in 2032 giorni, poco più di cinque anni e mezzo. La Cometa Encke, di cui l’aspetto telescopico nelle apparizioni del 1828 e del 1871 è dato dalla tav. XXII, fu già osservata in 24 delle sue apparizioni. La Cometa Biela fu vista nelle sue apparizioni del 1772, del 1806, del 1826, del 1832, e la sua massa telescopica non presentò mai fenomeni degni di menzione speciale. Durante la sua apparizione del 1845-46 improvvisamente si sdoppiò (tav. XXIII), pur non mostrando notevoli perturbazioni di moto; nel 1852 le due comete gemelle, frammenti della primitiva Cometa Biela, tornarono a riapparire, seguendo la strada preventivamente determinata dal calcolo, ma erano in quell’anno assai deboli e la reciproca distanza loro era aumentata d’assai (tav. XXIII); dopo il 1852 la Cometa Biela avrebbe dovuto riapparire cinque volte, ma ogni volta fu cercata invano, sicchè della sua sparizione non si può oramai più dubitare.

8. Le comete, per la natura delle orbite loro, sono a distanze dal Sole successivamente diverse; per un certo tempo gli si avvicinano, raggiungono una distanza minima (perielia), indi se ne allontanano. Le comete divengono visibili nel tratto della loro orbita attigua al perielio. Alcune cominciano ad apparire a qualche distanza dal perielio, e, oltrepassatolo, continuano a mostrarsi per qualche tempo; altre appaiono quando già sono al perielio vicinissime, e in generale si lasciano poi vedere per breve tempo.

Tutte le comete indistintamente acquistano maggior splendore durante il passaggio al perielio, sicchè, conosciuti gli elementi determinanti l’orbita di una cometa, si possono preventivamente calcolare le fasi della sua intensità luminosa. Par quasi che questa in tutte le comete si esalti al loro avvicinarsi al Sole, le telescopiche divenendo assai più splendenti, le maggiori gettando fuori le loro code, ora a gradi a gradi, ora repentemente, mostrando nella loro massa sconvolgimenti grandiosi e stupefacenti.

9. Le comete splendono in parte per luce riflessa imprestata dal Sole, in parte per luce propria, che ha i caratteri della luce emessa dai gas o vapori incandescenti. La luce delle loro chiome, esaminata allo spettroscopio, si risolve infatti in un debole spettro continuo difficilissimo a vedersi, associato ad uno spettro marcato, discontinuo (tav. XXIII, fig. 1

e 2), costituito da tre bande o striscie luminose, una gialla, l’altra verde, la terza azzurra, separate da larghi intervalli apparentemente oscuri, spettro quest’ultimo che è appunto proprio di masse gassose portate allo stato di incandescenza, o di luminosità propria. Per gran tempo tutte le comete osservate diedero lo stesso spettro (spettro 1 e 2 della tav. XXIII), e, poichè questo spettro è identico a quello degli idrocarburi, se ne inferì che le comete tutte sono probabilmente formate dagli identici materiali, e che in esse poverissima è la varietà dei materiali stessi.

La Cometa 1881, I e la grande Cometa del 1882, che tanto, come si disse al paragrafo 6, si avvicinarono al Sole, vennero a modificare le idee universalmente accettate sugli spettri cometari. Nello spettro della prima, essendo essa vicinissima al perielio, comparvero distinte le righe lucide del sodio incandescente, le solite bande impallidirono fino a sparire, e al posto di esse si ebbe uno spettro continuo (tav. XXIII, fig. 3). Nello spettro della Cometa 1882, II, appena ebb’essa passato il perielio, comparvero distintissime molte righe lucide, fra le altre quelle del sodio ed alcune del ferro, ed insieme ad esse uno spettro continuo distinto (tav. XXIII fig. 4); allontanatasi la Cometa dal perielio, impallidirono e presto sparvero sì le righe lucide che lo spettro continuo, per dar luogo allo spettro ordinario delle comete. La complessità dei materiali, onde le comete risultano, ottenne per tal modo una dimostrazione inappellabile, e se lo spettro in generale non l’accusa, ciò avviene perchè raramente l’azione del Sole sovra i materiali stessi raggiunge il necessario grado di intensità.

10. Si può oramai affermare che le code delle comete sono formate di materia, la quale, sebbene tenuissima, obbedisce alle leggi ordinarie del movimento, e si può, non senza fondamento, ritenere ancora che esse sono prodotte da una ripulsione, probabilmente elettrica, esercitata dal Sole sulle particelle loro. Sovra questi principii si fonda una teoria delle code cometarie elaborata da Bredichin, ed appoggiata anche dalla complessità dei materiali delle comete, di cui si trattò nel paragrafo 9. Secondo questa teoria, le comete, avuto riguardo alla forza di ripulsione che sovr’esse esercita il Sole, si possono tutte ridurre a tre classi.

Nelle comete della prima classe la forza ripulsiva del Sole è 14 volte più grande della sua attrazione; le code di queste comete sono diritte e lunghissime. Nelle comete della seconda classe la forza ripulsiva del Sole è di poco superiore alla sua attrazione; caratteristiche di queste comete sono code corte, larghe, a ventaglio. Nelle comete della terza classe la forza ripulsiva del Sole assume valori che oscillano fra uno e tre decimi della sua forza d’attrazione; le code di queste comete sono getti brevi, fortemente incurvati, a contorni netti e decisi. Le code della prima classe risultano da idrogeno, quelle della seconda classe sono formate da idrocarburi, il