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ASSOCIAZIONE ASTRONOMICA CORTINA
AUTUNNO AL PLANETARIO - Planetario “Nicolò Cusano” 1/10–3/12/2010
Lezione 3: fenomeni celesti - eclissi, comete, meteore, aurore
ECLISSI
L'eclissi, o eclisse, è un evento astronomico che avviene quando un corpo celeste come un pianeta o un satellite si colloca tra una
sorgente di luce (ad esempio il Sole) e un altro corpo: in altre parole, il secondo corpo entra nel cono d'ombra del primo.
La parola "eclissi" deriva dal greco: ek, prefisso che significa "da" (moto da
luogo), e leipein, che significa "allontanarsi" ovvero "nascondersi", "rendersi
invisibile".
Le eclissi possono essere divise in quattro categorie a seconda che il corpo
oscurato lo sia in toto o in parte:
eclissi totale, quando il corpo è completamente oscurato;
eclissi parziale, quando il corpo è solo parzialmente oscurato;
eclissi anulare, quando il corpo è più grande dell'occultatore e quindi non viene
oscurato del tutto, ma ne rimane solamente un cerchio luminoso;
eclissi ibrida, quando la grandezza del corpo è simile a quella dell'occultatore e,
per un gioco di distanze, in alcune zone si osserva un'eclissi totale, in altre
un'eclissi anulare.
ECLISSI NEL SISTEMA TERRA LUNA SOLE
Un'eclissi che interessi Sole-Terra-Luna può avvenire solo quando i tre corpi
sono perfettamente allineati; ciò avviene solo in determinati momenti perché il
piano su cui giace l'orbita del moto di rivoluzione della Luna intorno alla Terra è
inclinato di circa 5° 9' rispetto a quello dell'ecl ittica (su cui giace l'orbita di
rivoluzione della Terra intorno al Sole). Se i due piani coincidessero
perfettamente, in ogni mese lunare si avrebbe un'eclissi di Sole in corrispondenza del novilunio, ed una di Luna in corrispondenza
del plenilunio. Poiché invece i piani non coincidono, la condizione
di novilunio o di plenilunio non è sufficiente a determinare
un'eclissi; questa avviene soltanto quando i tre corpi sono vicini
alla linea di intersezione dei due piani di rivoluzione (linea dei
nodi). Questo dunque si verifica più raramente, con una
frequenza di 4 o 5 eventi ogni anno.
La Luna si trova in prossimità della linea dei nodi in tempi diversi
del calendario delle fasi lunari e solo occasionalmente nodo e
condizione di plenilunio o di novilunio coincidono.
Eclissi di Luna: Se la Luna si trova in opposizione (cioè nella fase
di plenilunio) mentre attraversa un nodo, si ha un'eclissi di Luna
perché la Luna si trova a passare nel cono d'ombra creato dalla
Terra (rispetto al Sole). Poiché i due corpi si continuano a
muovere rispetto al Sole, la durata dell'oscuramento dipende dal
tempo impiegato dalla Luna a percorrere tutta la parte di spazio in
ombra. Durante questo intervallo di tempo si avrà un'eclissi totale;
essa può durare fino a 100 minuti. Quando la Luna non si trova
esattamente nella posizione nodale, entra solo parzialmente nella zona d'ombra; in questo caso si avrà una eclissi parziale. Quando
la Luna attraversa il cono di penombra, si avrà un'eclissi di penombra. Le eclissi di Luna si possono vedere da qualunque punto
della superficie terrestre dove la Luna sia sopra l'orizzonte.
Eclissi di Sole: Se la Luna si trova a passare attraverso un nodo quando è in
congiunzione (novilunio), essa proietterà un cono d'ombra sulla superficie terrestre,
dando così luogo ad un'eclissi di Sole. Durante un'eclissi solare la Luna copre
completamente il Sole (eclissi totale) o parzialmente (eclissi parziale). Il Sole è 400
volte più grande della Luna, ma è al tempo stesso anche 400 volte più lontano dalla
Terra di quanto non lo sia la Luna. Perciò, nonostante il Sole abbia dimensioni molto
maggiori di quelle della Luna, il diametro apparente in cielo è praticamente identico a
quello della Luna (circa ½ grado); ciò fa sì che il cono d'ombra prodotto dalla Luna
possa raggiungere ed oscurare il disco solare, anche se ciò accade per tempi brevi e
solo in zone limitate della superficie terrestre. Inoltre l'entità del fenomeno dipende
anche dalla maggiore o minore distanza fra Terra e Luna ed anche rispetto al Sole.
Se la Luna si trova nella posizione di massima vicinanza alla Terra (perigeo) e
contemporaneamente la Terra si trova alla massima distanza dal Sole (afelio), il cono
d'ombra della Luna sarà della massima grandezza, mentre il disco solare appare
nelle sue dimensioni minori (dimensioni "apparenti" in quanto date dalla distanza); in
queste condizioni si avrà un'eclissi totale. Nelle zone circostanti, dove si proietta il
disco di penombra, si avrà invece un'eclissi parziale. Nella situazione contraria (Luna in apogeo, quindi più lontana dalla Terra e
Terra in perielio, quindi più vicina al Sole), le dimensioni apparenti della Luna saranno minori e la misura del disco apparente del
Sole maggiore; in questo caso il cono d’ombra proiettato dalla Luna non riuscirà a raggiungere la superficie terrestre; l'eclissi solare
sarà quindi anulare.
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informazioni raccolte ed elaborate da Wikipedia portale di astronomia (http://it.wikipedia.org/wiki/Portale:Astronomia )
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La durata delle eclissi totali è al massimo di 7 minuti e mezzo, mentre quella delle eclissi anulari è di circa 12 minuti. A dispetto
delle apparenze, le eclissi solari sono più comuni di quelle lunari, infatti ce ne sono almeno due ogni anno e in casi eccezionali
possono arrivare anche a cinque, mentre in un anno si possono verificare da zero a tre eclissi lunari (la maggior parte degli anni ne
ha due). Tuttavia in una data posizione le eclissi lunari sono più frequenti perché ognuna è visibile dall'intero emisfero terrestre
rivolto alla Luna, mentre quelle solari sono visibili solo da un'area molto limitata, attraversata dal fascio del cono d’ombra lunare.
Queste eclissi possono essere previste con molto anticipo, conoscendo il moto orbitale dei corpi interessati; entrambe sono in
qualche modo periodiche. La loro ciclicità era nota anche nell'antichità: per prevedere le eclissi si utilizza il cosiddetto ciclo di Saros,
in base al quale eclissi dello stesso tipo ricorrono ad un intervallo di 18 anni, 10 giorni e 8 ore. Si ha questa periodicità perché Sole,
Terra, e Luna tornano ad occupare la stessa posizione dopo ogni periodo di Saros; i cambiamenti lievi di queste posizioni fanno sì
che ogni sequenza dello stesso tipo termini dopo 1300 anni e ne inizi una nuova; ogni volta ci sono comunque circa 40 sequenze
che si sovrappongono.
Nei film spesso l'eclissi solare viene rappresentata mostrando un disco nero (la Luna) che si avvicina al Sole finendo per coprirlo.
Nella realtà non si vede nessun disco nero: la parte del Sole occultata dalla Luna appare azzurra come il resto del cielo a causa
della luce diffusa dall'atmosfera terrestre. Inoltre anche questo effetto è difficile da osservare ad occhio nudo, perché la luce del
Sole abbaglia quasi immediatamente chi lo guarda direttamente (insistendo
a guardare senza filtri si possono anche riportare danni permanenti alla
vista).
Di conseguenza un osservatore ignaro, mentre sta avvenendo una eclissi, in
genere non se ne avvede fino a quando essa entra nella fase della totalità,
quando cioè il cielo, nel giro di pochi istanti, diventa scuro quasi come di
notte, in quanto la luce solare non raggiunge più l'atmosfera. Solo in quel
momento anche la Luna può essere osservata come un disco nero sullo
sfondo chiaro della corona solare.
L'eclissi totale di Sole è anche l'unico momento nel quale è possibile dalla
superficie terrestre osservare la corona solare senza fare uso del
coronografo, che appare come un alone luminoso che contorna il disco nero
della Luna. Ordinariamente infatti la luminosità della corona è coperta da
quella, molto più intensa, del disco solare. Soltanto nello spazio, in assenza
di atmosfera, è possibile schermare completamente quest'ultima e osservare
la corona senza dover aspettare un'eclissi.
ALTRE ECLISSI
Un altro tipo di eclissi visibili dalla Terra sono le eclissi dei satelliti di Giove che avvengono quando un satellite di Giove si trova
dietro il pianeta e dunque non è visibile dalla Terra. La misura degli intervalli di tempo che intercorrono tra successive occultazioni in
diversi periodi dell'anno furono sfruttate per ottenere la prima storica stima della velocità della luce.
C'è ancora un altro tipo di eclissi: i più noti sono i transiti anulari di Mercurio e Venere davanti al Sole, per esempio l'Italia ha avuto
la possibilità di osservare l'ultimo transito di Venere sul Sole con vari filtri nel 2004; molto spesso è transitato anche Mercurio. Questi
transiti si possono definire come "mini eclissi anulari".
ECLISSI DI SOLE VISIBILI DALL’ITALIA FINO ALL’ANNO 2030
Data
Tipo di eclisse
4 gennaio 2011
Anulare
Eclissi vista
dall'Italia
Come vista
Parziale per l’Italia
3 novembre 2013
il Sole sorge eclissato per varie località nord-occidentali
Ibrida
Parziale per l'Italia
eclissi di modesta magnitudine
20 marzo 2015
Totale
visibile interamente
21 giugno 2020
Anulare
10 giugno 2021
Anulare
25 ottobre 2022
Parziale
29 marzo 2025
Parziale
12 agosto 2026
Totale
il Sole tramonta al culmine
2 agosto 2027
Totale
è totale limitatamente a sud ovest di Lampedusa
26 gennaio 2028
Anulare
Anulare per l'Italia
il Sole tramonta al culmine
1 giugno 2030
Anulare
Anulare per l'Italia
il Sole sorge già eclissato
…
…
…
…
3 settembre 2081
Totale
Totale per l'Italia
PROSSIME ECLISSI TOTALI DI SOLE (FINO ALL’ANNO 2020)
Data
Visibilità come totale
Durata max.
13 novembre 2012
Oc.Pacifico, Australia
4' 02"
3 novembre 2013
Oc.Atlantico, Africa equatoriale
1' 04"
20 marzo 2015
Isole Faroer
2' 47"
9 marzo 2016
Sumatra, Borneo
4' 09"
2
Data
Visibilità come totale
Durata max.
21 agosto 2017
USA
2' 40"
2 luglio 2019
Cile, Argentina
4' 33"
14 dicembre 2020
Cile, Argentina
2' 10"
ECLISSI DI LUNA VISIBILI DALL’ITALIA FINO AL 2026
Data
Massimo (TU)
Magnitudine ombra
Tipo
15 Giugno 2011
28 Settembre 2015
7 Ago 2017
31 Gen 2018
27 Lug 2018
21 Gen 2019
16 Lug 2019
23 Ottobre 2023
7 Set 2025
28 Ago 2026
20 12 28
02 46 58
18 20 16
13 29 38
20 21 32
05 12 04
21 30 32
20 13 49
18 11 28
04 12 32
1.700
1.276
0.246
1.316
1.609
1.195
0.653
0.122
1.362
0.930
totale
totale
parziale
totale
totale
totale
parziale
parziale
totale
parziale
COMETE
Una cometa è un oggetto celeste relativamente piccolo, simile ad un asteroide ma composto prevalentemente di ghiaccio. Nel
Sistema solare, le orbite delle comete si estendono oltre quella di Plutone. Le comete che entrano nel sistema interno, e si rendono
quindi visibili ad occhi umani, hanno spesso orbite ellittiche. Sovente descritte come "palle di neve sporche", le comete sono
composte per la maggior parte di sostanze volatili come biossido di carbonio, metano e acqua ghiacciati, con mescolati aggregati di
polvere e vari minerali. La sublimazione delle sostanze volatili quando la cometa è in prossimità del Sole causa la formazione della
chioma e della coda.
Si pensa che le comete siano dei residui rimasti dalla condensazione della nebulosa da cui si formò il Sistema Solare: le zone
periferiche di tale nebulosa sarebbero state abbastanza fredde da permettere all'acqua di trovarsi in forma solida (invece che come
gas). È sbagliato descrivere le comete come asteroidi circondati da ghiaccio: i bordi esterni del disco di accrescimento della
nebulosa erano così freddi che i corpi in via di formazione non subirono la differenziazione sperimentata da corpi in orbite più vicine
al Sole.
Il termine cometa viene dal greco κοµήτης (kométes), cioè chiomato, dotato di chioma, a sua volta derivato da κόµη (kòme), cioè
chioma, capelli, in quanto gli antichi paragonavano la coda di questi corpi celesti ad una lunga capigliatura.
CARATTERISTICHE FISICHE
IL NUCLEO
I nuclei cometari possono variare in dimensione dalle centinaia di metri fino a quaranta e più chilometri e sono composti da roccia,
polvere e ghiacci d'acqua e di altre sostanze, comunemente presenti sulla Terra allo stato gassoso, quali monossido di carbonio,
anidride carbonica, metano ed ammoniaca. Sono popolarmente descritti come "palle di neve sporca", sebbene osservazioni recenti
hanno rivelato forme irregolari e superfici secche di polveri o rocce, suggerendo che i
ghiacci siano nascosti sotto la crosta. Le comete sono composte inoltre da una varietà di
composti organici: oltre ai gas già menzionati, sono presenti metanolo, acido cianidrico,
formaldeide, etanolo ed etano ed anche, forse, molecole più complesse come lunghe
catene di idrocarburi e amminoacidi.
Ironicamente, i nuclei cometari sono tra gli oggetti del Sistema solare più scuri conosciuti:
alcuni sono più neri del carbone. La sonda Giotto scoprì che il nucleo della Cometa di
Halley riflette circa il 4% della luce con cui viene illuminato,[ e la sonda Deep Space 1
scoprì che la superficie della cometa Borrelly riflette una percentuale tra il 2,4% e il 3%.
Per confronto, il normale asfalto stradale riflette il 7% della luce incidente. Si pensa che il
colore scuro derivi dai composti organici che dovrebbero abbondare in superficie: il
riscaldamento solare porta via ghiacci ed elementi volatili, lasciando solo molecole pesanti
organiche, che tendono ad essere molto scure, come sulla Terra il bitume o il petrolio
grezzo. Paradossalmente, il colore scuro del nucleo è il motore della formazione della
coda, perché solo così il nucleo riesce ad assorbire il calore necessario ad alimentare il
processo.
Nel Sistema solare esterno le comete rimangono in uno stato congelato ed è estremamente difficile o impossibile rilevarle da Terra
a causa delle loro ridotte dimensioni.
CHIOMA E CODA
Quando una cometa si avvicina al Sistema solare interno, il calore del Sole fa sublimare i suoi strati di ghiaccio più esterni. Le
correnti di polvere e gas prodotte formano una grande, ma rarefatta atmosfera attorno al nucleo, chiamata chioma, mentre la forza
esercitata sulla chioma dalla pressione di radiazione del Sole, e soprattutto dal vento solare, conducono alla formazione di una
enorme coda che punta in direzione opposta al Sole.
Chioma e coda risplendono sia per riflessione diretta della luce incidente, sia in conseguenza della ionizzazione dei gas per effetto
del vento solare. Sebbene la maggior parte delle comete sia troppo debole per essere osservata senza l'ausilio di un binocolo o di
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un telescopio, una manciata ogni decade diventa ben visibile ad occhio nudo. Occasionalmente una cometa può sperimentare una
enorme ed improvvisa esplosione di gas e polveri, indicata comunemente con il termine inglese outburst. Nella fase espansiva
seguente la chioma può raggiungere dimensioni ragguardevoli. Nel novembre del 2007 per la chioma della Cometa Holmes è stato
stimato un diametro di 1,4 milioni di chilometri, pari a quello del Sole. Per un brevissimo periodo, la cometa ha posseduto
l'atmosfera più estesa del Sistema solare.
Spesso polveri e gas formano due code distinte, che puntano in direzioni leggermente differenti: la polvere, più pesante, rimane
indietro rispetto al nucleo e forma spesso una coda incurvata, che si mantiene
sull'orbita della cometa; il gas, più sensibile al vento solare, forma una coda diritta,
in direzione opposta al Sole, seguendo le linee del campo magnetico locale
piuttosto che traiettorie orbitali. Viste prospettiche da Terra possono determinare
configurazioni in cui le due code si sviluppano in direzioni opposte rispetto al
nucleo; oppure in cui la coda di polveri, più estesa, appare ad entrambi i lati di
esso. In questo casi si dice che la cometa possiede una coda ed un'anti-coda. Un
esempio recente ne è stata la Cometa Lulin.
Mentre il nucleo è generalmente inferiori ai 50 km di diametro, la chioma può
superare le dimensioni del Sole e sono state osservate code ioniche di estensione
superiore ad 1 UA (150 milioni di chilometri). È stato proprio grazie all'osservazione
della coda di una cometa, disposta in direzione opposta al Sole, che Ludwig
Biermann ha contribuito significativamente alla scoperta del vento solare. Sono
comunque estremamente tenui, tanto che è possibile vedere le stelle attraverso di
esse.
La coda ionica si forma per effetto fotoelettrico, come risultato dell'azione della
radiazione solare ultravioletta incidente sulla chioma. La radiazione incidente è
sufficientemente energetica da superare l'energia di ionizzazione richiesta dalle
particelle degli strati superiori della chioma, che vengono trasformate così in ioni. Il
processo conduce alla formazione di un nuvola di particelle cariche positivamente
intorno alla cometa che determina la formazione di una "magnetosfera indotta", che
costituisce un ostacolo per il moto del vento solare.
Se l'intensità del vento solare aumenta ad un livello sufficiente, le linee del campo
magnetico ad esso associato si stringono attorno alla cometa e ad una certa
distanza lungo la coda, oltrepassata la chioma, si verifica la riconnessione
magnetica. Ciò conduce ad un "evento di disconnessione della coda": la coda
perde la propria continuità (si "spezza") e la porzione oltre la disconnessione si
Le code della Hale Bopp: l’azzurra di gas e la gialla di
disperde nello spazio. Sono state osservate diverse occorrenze di tali eventi.
polveri.
CARATTERISTICHE ORBITALI
La maggior parte delle comete seguono orbite ellittiche molto allungate che le portano ad avvicinarsi al Sole per brevi periodi ed a
permanere nelle zone più lontane del Sistema solare per la restante parte del tempo. Le comete sono usualmente classificate in
base alla lunghezza del loro periodo orbitale.
Sono definite comete di corto periodo quelle che hanno un periodo
orbitale inferiore a 200 anni. La maggior parte di esse percorre orbite che
giaciono in prossimità del piano dell'eclittica, con lo stesso verso di
percorrenza dei pianeti. Tali orbite sono generalmente caratterizzate da
un afelio (punto più lontano dell’orbita) posto nella regione dei pianeti
esterni (dall'orbita di Giove in poi). Per esempio, l'afelio dell'orbita della
Cometa di Halley si trova poco oltre l'orbita di Nettuno, in una regione del
sistema solare denominata “Fascia di Kuiper”. All'estremo opposto, la
Cometa Encke percorre un'orbita che non la porta mai ad oltrepassare
quella di Giove. Le comete periodiche sono a loro volta suddivise nella
famiglia cometaria di Giove (comete con periodo inferiore ai 20 anni) e
nella famiglia cometaria di Halley (comete con periodo compreso tra i 20
ed i 200 anni).
Le comete di lungo periodo percorrono orbite con elevate eccentricità e
con periodi compresi tra 200 e migliaia o anche milioni di anni. Le loro
orbite sono caratterizzate da afeli posti molto oltre la regione dei pianeti
esterni, ed i piani orbitali presentano una grande varietà di inclinazioni
rispetto al piano dell'eclittica. Si ritiene che queste comete abbiano la loro origine ben all’esterno delle orbite dei pianeti conosciuti, a
metà strada circa tra il Sole e le stelle più vicine, in una regione denominata “Nube di Oort” (dal nome dell’astronomo olandese che
per primo ne ipotizzò l’esistenza).
Le comete extrasolari (in inglese, Single-apparition comets - comete da una singola apparizione) percorrono orbite paraboliche o
iperboliche che le portano ad uscire permanentemente dal Sistema solare dopo esser passate una volta in prossimità del Sole.
MORTE DELLE COMETE
Le comete hanno vita relativamente breve. I ripetuti passaggi vicino al Sole le spogliano progressivamente degli elementi volatili,
fino a che la coda non si può più formare, e rimane solo il materiale roccioso. Se questo non è abbastanza legato, la cometa può
semplicemente svanire in una nuvola di polveri. Se invece il nucleo roccioso è consistente, la cometa può diventatare un asteroide
inerte, che non subirà più cambiamenti.
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La frammentazione delle comete può essere attribuita essenzialmente a tre effetti: all'urto con un meteorite; ad effetti mareali di un
corpo maggiore; quale conseguenza dello shock termico derivante da un repentino riscaldamento del nucleo cometario. Spesso
episodi di frantumazione seguono fasi di intensa attività della cometa, indicate col termine inglese outburst. La frammentazione può
comportare un aumento della superficie esposta al Sole e può risolversi in un rapido processo di disgregazione della cometa.
L'osservazione della frammentazione del nucleo della cometa periodica Schwassmann-Wachmann 3 ha permesso di raccogliere
nuovi dati su questo fenomeno.
ALCUNE GRANDI COMETE DEL RECENTE PASSATO
COMETA DI HALLEY
La Cometa di Halley, il cui nome ufficiale è 1P/Halley, così chiamata in onore di Edmond Halley, che per primo ne predisse il ritorno
al perielio, è la più famosa e brillante delle comete periodiche provenienti dalla fascia di Kuiper, le quali passano per le regioni
interne del sistema solare ad intervalli di decine di anni, piuttosto che periodi millenari delle comete provenienti dalla Nube di Oort.
La cometa di Halley è il protipo di comete caratterizzate da periodi orbitali compresi tra i 20 ed i 200 anni ed orbite che possono
presentare inclinazioni elevate rispetto al piano dell'eclittica.
Edmond Halley si accorse che le caratteristiche della cometa del 1682 erano quasi le stesse della cometa apparsa nel 1531
(osservata da Pietro Apiano) e nel 1607 (osservata da Giovanni Keplero a Praga); Halley concluse che tutte e tre le comete erano lo
stesso oggetto che ritornava ogni 76 anni. Dopo una stima approssimativa delle perturbazioni che la cometa doveva sostenere a
causa dell'attrazione dei pianeti, predisse il suo ritorno per il 1757.
Halley aveva ragione, sebbene la cometa non fu vista fino a dicembre del 1758, e non passò al suo perielio fino a marzo 1759 (a
causa dell'attrazione di Giove e Saturno che provocò un ritardo di 618 giorni). Halley non visse comunque abbastanza per vederne
il ritorno; esso morì infatti nel 1742.
I calcoli di Halley permisero comunque di individuare le prime apparizioni della cometa nella documentazione storica.
Ad esempio, quando fu osservata nel 1456, passò molto vicino alla Terra e la sua coda si estese per oltre 60° nel cielo, prendendo
la forma di una sciabola.
Anche nell’anno 1066 essa apparve molto brillante, tanto che si pensò fosse un presagio di sventura (come spesso accadeva per le
comete): quell'anno Aroldo II d'Inghilterra morì nella Battaglia di Hastings. È stata
anche rappresentata sull'Arazzo di Bayeux ed i resoconti dell’epoca la descrivono
quattro volte la grandezza luminosa di Venere, con una luce uguale ad un quarto di
Luna.
Si è calcolato inoltre che la Cometa di Halley potrebbe essere passata a sole 0,03 UA
dalla Terra (4,5 milioni di km) nel 837, quando la sua coda si estese quasi da un
orizzonte all'altro del cielo. .
In epoche più recenti, la cometa di Halley è ritornata nel 1835, 1910 e 1986.
L'arrivo del 1910 è stato particolarmente rilevante per molte ragioni: non solo è la prima
orbita della cometa per cui esistono fotografie, ma è stato anche un passaggio
relativamente ravvicinato alla Terra (0,15 UA, cioè 21 milioni di km), che ha creato
spettacolari vedute della coda, estesa per oltre 100 gradi in cielo. Il 20 maggio del
1910 la Terra è addiritura passata attraverso la sua coda.
L'incontro del 1986 è stato meno favorevole per le osservazioni: la cometa non ha
raggiunto la luminosità degli incontri precedenti, e, con l'aumento dell'inquinamento
luminoso dell'urbanizzazione, molte
persone non l'hanno vista affatto.
Comunque, lo sviluppo dei voli spaziali
ha dato agli scienziati l'opportunità di studiare la cometa da vicino; molte sonde
furono lanciate con tale obiettivo. La più spettacolare è stata la sonda Giotto,
lanciata dall'Agenzia Spaziale Europea, che è passata vicino al nucleo della
cometa, rilasciando le prime immagini dirette di un nucleo cometario. Altre sonde
sono state Vega 1 e Vega 2 dell'Unione sovietica, le due sonde giapponesi, Suisei
e Sakigake e la sonda statunitense ICE.
Le immagini hanno mostrato che il nucleo della cometa è formato da un corpo
scuro a forma di arachide lungo 15 km e spesso 10 km. Solo il 10% della superficie
era attiva, con tre violenti getti nel lato illuminato dal Sole. Le analisi hanno
determinato che la cometa si è formata 4,5 miliardi di anni fa, con l'accumularsi di
ghiaccio su polvere interstellare e che, dalla sua formazione, il nucleo è rimasto
sostanzialmente immutato.
Del materiale espulso dalla 1P/Halley, l'80% del volume è acqua, il 10% è ossido di carbonio e il 2,5% è un insieme di metano e
ammoniaca. Sono state individuate tracce di idrocarburi, ferro e sodio.
Il nucleo della cometa è più scuro della fuliggine, il che fa pensare che il nucleo sia composto più da polvere che da acqua
ghiacciata. La superficie del nucleo era porosa e la densità massima stimata era di 0,3 kg/m3. La cometa di Halley ritornerà a farci
visita nell'estate del 2061.
COMETA HALE BOPP
La Hale-Bopp, formalmente definita C/1995 O1, è stata probabilmente la cometa più osservata del XX secolo, e una delle più
luminose mai viste da molti decenni. È stata indicata come la Grande Cometa del 1997. Fu visibile ad occhio nudo per ben 18 mesi,
il doppio della Grande Cometa del 1811 (C/1811 F1).
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Fu scoperta il 23 luglio 1995 quando si trovava ancora molto lontano dal Sole, facendo credere che, passandogli vicino, avrebbe
potuto diventare luminosissima. Anche se la luminosità di una qualsiasi cometa è molto difficile da prevedere con un certo grado di
accuratezza, quando transitò al perielio il 1º aprile 1997 Hale-Bopp andò oltre le previsioni.
La cometa fu scoperta da due osservatori indipendenti, Alan Hale, astronomo e Thomas Bopp, astrofilo, entrambi statunitensi.
Ci si rese conto subito che Hale-Bopp non era una cometa ordinaria. Tanto per cominciare, l'enorme distanza orbitare alla quale fu
scoperta: ben 7.2 UA (oltre 1 miliardo di km), tra le orbite di Giove e Saturno. La maggior parte delle comete a questa distanza sono
estremamente deboli, e non presentano attività particolari, ma Hale-Bopp aveva già una chioma ben osservabile.
Hale-Bopp divenne visibile a occhio nudo nell'estate del 1996; anche se il suo tasso di luminosità si ridusse considerevolemente
durante l'ultima metà del 1996, gli scienziati erano ancora abbastanza ottimisti sulla possibilità che la cometa avrebbe potuto essere
molto luminosa.
Nel dicembre 1996 era troppo vicina al Sole per poterla osservare ma, quando nel gennaio 1997 riapparve, era abbastanza
luminosa da essere da tutti osservabile, persino nel cielo delle grandi metropoli soggette a inquinamento luminoso.
Internet era un fenomeno in forte crescita a quel tempo e molti siti web in tutto il mondo, che seguivano la sua traiettoria, divennero
estremamente popolari fornendo giornalmente immagini della cometa. Internet giocò un ruolo importante nello suscitare attorno alla
cometa Hale-Bopp un interesse senza precedenti.
La sua luminosità raggiunse nel febbraio 1997 la 2^ magnitudine, mostrando la presenza di due code ben distinte: la prima formata
da gas, di colore blu e rivolta in direzione opposta al Sole, mentre la seconda, di colore giallo, formata da polveri, disposta lungo
l’orbita. Il 9 marzo 1997 un'eclissi solare in Mongolia permise di osservarla persino durante il giorno.
Nel momento del suo passaggio al perielio, il 1º aprile 1997, la
cometa era una visione veramente spettacolare. Risplendeva
luminosissima, più di qualsiasi stella del cielo, eccetto Sirio, e le
sue code si allungavano per oltre 20 gradi nel cielo. Ogni giorno
la cometa era visibile poco prima che fosse completamente
buio. Nel momento in cui passò al perielio, la cometa era visibile
per tutta la notte agli osservatori dell'emisfero Nord.
Per comprendere quanto fosse straordinaria, se fosse passata
vicina alla Terra, come passò la Cometa Hyakutake (C/1996
B2) nel 1996, la coda avrebbe coperto tutta la volta del cielo e
sarebbe stata luminosa quanto la Luna piena.
Tuttavia, anche se il punto più vicino a cui la cometa si è
avvicinata alla Terra distava più di un'unità astronomica, una
distanza che avrebbe reso già invisibili la maggioranza delle
comete, Hale-Bopp copriva con le due code, ancora 1/6 della
volta celeste, anche se le parti più distanti erano troppo deboli
per essere visibili ad occhio nudo.
COMETA HYAKUTAKE
La Cometa Hyakutake (designazione ufficiale C/1996 B2) è una cometa scoperta il 30 gennaio 1996 che è passata molto vicina alla
Terra nel marzo dello stesso anno, facendo registrare uno degli avvicinamenti cometari più prossimi al nostro pianeta degli ultimi
200 anni. Sebbene la cometa abbia raggiunto il suo culmine di luminosità solo per pochi giorni, apparve molto luminosa nel cielo
notturno e fu vista da un gran numero di persone in tutto il mondo, attirando tra l'altro su di sé l'attenzione dell'opinione pubblica che
era stata già risvegliata dall'attesa della promettente cometa Hale-Bopp, che si stava avvicinando in quel periodo al Sistema solare
interno. È stata indicata come la Grande Cometa del 1996.
Le osservazioni scientifiche della cometa portarono a diverse scoperte notevoli. Tra tutte, la più importante per gli astronomi fu la
scoperta di un'emissione di raggi X: era la prima volta che si notavano simili emissioni da parte di un corpo cometario. Si ritiene che
l'emissione sia stata causata dall'interazione di particelle ionizzate del vento solare con gli atomi neutri della chioma della cometa.
La sonda spaziale Ulysses attraversò la coda della cometa, del tutto inaspettatamente, trovandosi a ben 500 milioni di chilometri dal
nucleo, mostrando che la Hyakutake fu la cometa con la più lunga coda finora segnalata.
La Hyakutake è una cometa a lungo periodo; il suo periodo orbitale era originariamente di 17.000 anni, ma l'influenza gravitazionale
dei giganti gassosi l'ha ora aumentato a circa 100.000 anni.
La Hyakutake divenne visibile ad occhio nudo all'inizio del marzo 1996. A metà marzo era ancora poco appariscente, avendo
appena raggiunto la quarta magnitudine, con una coda lunga 5 gradi nel cielo notturno terrestre. Nel corso dell'avvicinamento
divenne rapidamente più brillante, e la coda si allungò. Il 24 marzo la
cometa divenne uno dei più brillanti oggetti nel cielo notturno; la sua
coda raggiungeva l'impressionante lunghezza di 35 gradi, e mostrava
ormai un caratteristico colore blu-verdastro per via dell'emissione di
carbonio biatomico (C2).
La cometa raggiunse il massimo avvicinamento alla Terra il 25 marzo,
muovendosi così rapidamente da rendere visibile in pochi minuti lo
spostamento in confronto allo sfondo stellato. Attraversò il cielo
percorrendo la distanza apparente di un diametro di luna piena ogni 30
minuti. Gli osservatori stimarono la sua magnitudine apparente pari a
quella della stella Vega, e la coda arrivò ad occupare 80 gradi di cielo.
La sua chioma, ormai prossima allo zenit per gli osservatori delle medie
latitudini settentrionali, si allargò fino a 1,5-2 gradi, quasi quattro volte il
diametro della Luna piena, ed anche ad occhio nudo appariva
distintamente verde.
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Poiché la Hyakutake fu al suo massimo splendore solo per pochi giorni, non ebbe tempo per permeare l'immaginario pubblico come
avrebbe fatto la cometa Hale-Bopp l'anno seguente. Molti osservatori europei, in particolare, non poterono osservarla a causa di
condizioni meteo sfavorevoli. Tuttavia, molte persone che osservarono entrambe le comete al loro massimo considerarono la
Hyakutake più impressionante.
COMETA MC NAUGHT
C/2006 P1, o Cometa McNaught, è una cometa non periodica che è stata scoperta il 7 agosto 2006, in Australia, dall’astronomo di
origine scozzese Robert H. McNaught.
La cometa ha raggiunto il perielio il 12 gennaio 2007, diventando visibile senza l'aiuto di un telescopio.
Si tratta della cometa più luminosa degli ultimi 40 anni, ancora più della Cometa Hale-Bopp, anche se quest’ultima poteva apparire
più spettacolare in quanto la sua osservazione avveniva nelle ore notturne.
Lo splendore di questa cometa è aumentato repentinamente dai primi di gennaio, quando l’astro chiomato ha iniziato ad avvicinarsi
al Sole. Ben presto la cometa McNaught ha superato anche la luminosità di Giove, divenendo il 12 gennaio splendente quanto
Venere, osservabile anch’essa al tramonto a poca distanza dalla cometa. È stata riconosciuta come la Grande Cometa del 2007.
Tra l'8 e il 12 gennaio la cometa presentava una coda di polveri molto evidente di 3-4 gradi di lunghezza, perfettamente visibile già
dopo 15 minuti dal tramonto del Sole.
Il giorno 13 gennaio la cometa McNaught è stata avvistata ad occhio nudo addirittura con il Sole sopra l’orizzonte; evento rarissimo,
capitato solamente altre 2 volte nel secolo passato: nel 1910 con la Cometa Daylight e nel 1965 con la Ikeya Seki. Quel giorno lo
splendore della McNaught ha raggiunto un valore stimato pari alla magnitudine –6,0, cinque volte superiore a quello di Venere,
divenendo così per alcune ore il terzo oggetto più luminoso del cielo, dopo il Sole (m.v. –26,7) e la Luna Piena (m.v. -12,7).
Da quel giorno la cometa si è “tuffata” nei cieli australi, divenendo inosservabile alle latitudini boreali, anche se non mancano
comunque segnalazioni di avvistamenti diurni i giorni 14 e 15 gennaio.
Dal 12 al 16 gennaio la McNaught è entrata nel campo di vista del telescopio spaziale SOHO, che da anni ormai segue
quotidianamente l’attività del Sole. La luminosità della chioma e della coda della cometa era talmente elevata da saturare il sensore
CCD della sonda. Il perielio è stato raggiunto il 12 gennaio ad una distanza di 0,17 U.A. dal Sole, pari a circa 25 milioni di chilometri,
all’interno quindi dell’orbita di Mercurio.
L'orbita iperbolica, ci dice che la cometa proviene dagli spazi interstellari e non fa quindi parte del “regno” del Sole, nei pressi del
quale non ritornerà mai più. Il fatto che fosse una cometa “vergine” ha fatto subito ritenere che il nucleo si potesse spezzare, non
resistendo allo shock del passaggio ravvicinato alla nostra stella. Così invece non è stato e la McNaught ha mostrato una
straordinaria attività emissiva. Le immagini riprese dall’emisfero australe nei giorni successivi al perielio mostravano infatti la
maestosità della coda, formata da decine di striature create dalle emissioni di atomi di ferro neutro avvenute nelle settimane
precedenti e ora perfettamente visibili ai privilegiati osservatori del sud del mondo. La luminosità della chioma, in rapido calo, era
comunque ancora elevatissima, tanto che il giorno 20 gennaio essa era ancora pari a quella di Sirio, la stella più luminosa del cielo.
La coda di polveri, molto arcuata e striata, si estendeva per oltre 30 gradi quasi parallela all’orizzonte; molti osservatori dell’emisfero
boreale, nonostante la cometa si trovasse ben al di sotto dell’orizzonte, hanno osservato e fotografato le sue striature più estreme.
Allontanandosi rapidamente dal Sole e dalla Terra, la McNaught è rimasta comunque perfettamente visibile ad occhio nudo ancora
fino a metà febbraio, con una coda di oltre 10 gradi. La lunghezza reale delle polveri rilasciate nello spazio dalla McNaught ha
superato i 150 milioni di chilometri, vale a dire la distanza che separa la Terra dal Sole.
METEORE E “STELLE CADENTI”
Una meteora è un frammento di cometa o di asteroide (o di un altro corpo celeste), che entrando all'interno dell'atmosfera terrestre
si incendia a causa dell'attrito; è chiamata comunemente stella cadente. I meteoroidi penetrano nella nostra atmosfera con velocità
comprese fra 11.2 e 72.8 km/s, subendo una notevole pressione dinamica che ne riscalda la superficie. Ciascun urto con le
molecole d'aria libera un'energia termica dell’ordine di 100 eV; quindi, a una altezza di 80-90 km, la temperatura del corpo celeste
raggiunge i 2500 K e i suoi atomi iniziano a sublimare. Proseguendo nella sua caduta, si avvia un processo noto come ablazione: il
meteoroide inizia a perdere progressivamente massa, lasciando dietro di sé gocce di materia fusa. Gli atomi del meteoroide e le
molecole atmosferiche, a causa degli urti reciproci, si ionizzano. La radiazione emessa nella banda del visibile deriva per il 90% dai
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processi
di
ablazione
del
corpo
e
per
il
resto
dalla ricombinazione elettronica dei gas atmosferici eccitati.
Dal suolo un osservatore vedrà quindi una scia luminosa: la
meteora. Una meteora è composta di due parti: la testa e la scia. La
testa della meteora contiene il meteoroide in progressivo
disfacimento avvolto da gas ionizzati, mentre la scia è una lunga
colonna di plasma, visibile solo per qualche secondo. Il meteoroide
può essere anche formato da detriti spaziali generati dall'uomo
durate le numerose spedizioni orbitali o da satelliti danneggiati da
impatti con altri corpi, ma anche da parti dei serbatoi dei razzi o da
semplice spazzatura spaziale.
Una meteora molto brillante viene chiamata bolide. L'International
Meteor Organization (IMO) definisce bolide una meteora di
magnitudine apparente pari a -3 o più luminosa. D'altra parte, la
sezione meteore della British Astronomical Association ha una
definizione molto più rigorosa, indicando come limite inferiore una
magnitudine pari a -5.
Se non si è già dissolto nell'aria, il meteoroide rallenta fino a 3 km/s,
l'ablazione e l'emissione di luce cessano, entrando così nella fase di volo buio; se il meteoroide sopravvive al transito nell'atmosfera
e allo schianto sulla superficie, l'oggetto risultante è chiamato meteorite e, colpendo la Terra, può produrre un cratere meteoritico. Il
materiale terrestre fuso "schizzato" fuori da un cratere, si chiama impattite. Le particelle di polvere meteoriche rilasciate da meteoriti
in caduta possono persistere nell'atmosfera per diversi mesi. Possono avere effetti sul clima, diffondendo radiazioni
elettromagnetiche e/o catalizzando reazioni chimiche nell'atmosfera superiore.
SCIAMI METEORICI
Gli sciami meteorici (o meteoritici, detti
anche piogge meteoriche) sono fenomeni
astronomici che consistono nella caduta di
un gran numero (maggiore di 10 per ora) di
meteore. Uno sciame meteorico avviene
quando la Terra, nel suo moto orbitale
intorno al Sole, attraversa l'orbita di una
cometa che ha lasciato una scia di detriti.
Entrando a contatto con l'atmosfera ad una
velocità di alcune decine di chilometri al
secondo, questi piccoli frammenti di roccia
(meteoriti) vengono bruciati per attrito con
l'atmosfera, lasciando delle spettacolari
scie luminose (ovvero le meteore, dette
anche stelle cadenti).
Gli sciami sono fenomeni che ricorrono
ogni anno attorno alla stessa data perché
la Terra attraversa la stessa zona di spazio
ogni anno. I nomi degli sciami meteorici si
riferiscono ai nomi delle costellazioni da
cui sembrano provenire tutte le scie luminose; in realtà questa è la direzione verso cui la Terra si muove lungo la sua orbita in quella
data. Gli sciami più famosi sono le Leonidi, a metà novembre, le Geminidi, attorno al 10 di dicembre, le Perseidi, il 12 agosto, e le
Quadrantidi, i primi di gennaio.
Una cometa o un asteroide in genere dà origine a uno sciame di meteore, ma in alcuni casi anche a due: questi sciami sono centrati
attorno a uno dei nodi o ad ambedue i nodi dell'orbita del corpo progenitore.
AURORE POLARI
L'aurora polare, spesso denominata aurora boreale o australe a
seconda dell'emisfero in cui si verifica, è un fenomeno ottico
dell'atmosfera caratterizzato principalmente da bande luminose di
colore rosso-verde-azzurro, detti archi aurorali. Le aurore
possono comunque manifestarsi con un'ampia gamma di forme e
colori, rapidamente mutevoli nel tempo e nello spazio.
Il fenomeno è causato dall'interazione di particelle cariche
(protoni ed elettroni) di origine solare (vento solare) con la
ionosfera terrestre (atmosfera tra i 100-500 km). Tali particelle
eccitano gli atomi dell'atmosfera che diseccitandosi in seguito
emettono luce di varie lunghezze d'onda. A causa della geometria
del campo magnetico terrestre, le aurore sono visibili in due
ristrette fasce attorno ai poli magnetici della Terra, dette ovali
aurorali. Le aurore visibili ad occhio nudo sono prodotte dagli
elettroni, mentre quelle di protoni possono essere osservate solo
con l'ausilio di particolari strumenti, sia da terra sia dallo spazio.
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Le aurore sono più intense e frequenti durante periodi di intensa attività solare, periodi in cui il campo magnetico interplanetario può
presentare notevoli variazioni in intensità e direzione, aumentando la possibilità di un accoppiamento (riconnessione magnetica) con
il campo magnetico terrestre.
ORIGINE
L'origine dell'aurora si trova a 149 milioni di km dalla Terra, cioè sul Sole. La comparsa di un grande gruppo di macchie solari è la
prima avvisaglia di una attività espulsiva di massa coronale intensa. Le particelle energetiche emesse dal Sole viaggiano nello
spazio formando il vento solare. Questo si muove attraverso lo spazio interplanetario (e quindi verso la Terra, che può raggiungere
in 50 ore) con delle velocità tipicamente comprese tra i 400 e gli 800 km/s, trascinando con sé parte del campo magnetico solare
(campo magnetico interplanetario). Il vento solare, interagendo con il campo magnetico terrestre detto anche magnetosfera, lo
distorce creando una sorta di "bolla" magnetica, di forma simile ad una cometa.
La magnetosfera terrestre funziona come uno scudo, schermando la Terra dall'impatto diretto delle particelle cariche (plasma) che
compongono il vento solare. In prima approssimazione queste particelle "scivolano" lungo il bordo esterno della magnetosfera
(magnetopausa) e passano oltre la Terra. In realtà, a causa di un processo noto come riconnessione magnetica (il campo
magnetico interplanetario punta in direzione opposta a quello terrestre), il plasma del vento solare può penetrare dentro la
magnetosfera e, dopo complessi processi di accelerazione, interagire con la ionosfera terrestre, depositando immense quantità di
protoni ed elettroni nell'alta atmosfera, e dando luogo, in tal modo, al fenomeno delle aurore. È da notare che le zone artiche,
possedendo una protezione magnetica minore, risultano le più esposte a questo fenomeno e spesso, per qualche giorno dopo
l'evento, l'ozono si riduce circa del 5%.
Le aurore sono più intense quando sono in corso tempeste magnetiche causate da una forte attività delle macchie solari. La
distribuzione dell'intensità delle aurore in altitudine mostra che si formano prevalentemente ad un'altezza di 100 km sopra la
superficie terrestre. Sono in genere visibili nelle regioni vicine ai poli, ma possono occasionalmente essere viste molto più a sud,
fino a 40° di latitudine ed eccezionalmente anche f ino ai tropici.
Le particelle che si muovono verso la Terra colpiscono l'atmosfera attorno ai poli formando una specie di anello, chiamato l'ovale
aurorale. Questo anello è centrato sul polo magnetico (spostato di circa 11° rispetto dal polo geograf ico) ed ha un diametro di 3000
km nei periodi di quiete, per poi crescere quando la magnetosfera è disturbata. Gli ovali aurorali si trovano generalmente tra 60° e
70° di latitudine nord e sud.
ASPETTO
La forma di un'aurora polare è molto varia. Archi e brillanti raggi di luce iniziano a 100 km sopra la superficie terrestre e si
estendono verso l'alto lungo il campo magnetico, per centinaia di chilometri. Gli archi possono essere molto sottili, anche solo 100
metri, pur estendendosi da orizzonte ad orizzonte. Possono essere quasi immobili e poi, come se una mano fosse passata su una
lunga tenda, iniziare a muoversi e torcersi. Dopo la mezzanotte, l'aurora può prendere una forma a macchie e ognuna delle
macchie spesso lampeggia più o meno ogni 10 secondi fino all'alba.
La maggior parte della luce visibile in un'aurora è di un giallo verdognolo, ma a volte i raggi possono diventare rossi in cima e lungo
il bordo inferiore. In occasioni molto rare, la luce del sole può colpire la parte superiore dei raggi creando un debole colore blu.
Ancora più raramente (una volta ogni 10 anni o più) l'aurora può essere rosso sangue da cima a fondo. Oltre a produrre luce, le
particelle energetiche che formano l'aurora portano calore. Questo è dissipato come radiazione infrarossa o trasportato via dai forti
venti dell'alta atmosfera.
LA FISICA DELL'AURORA
L'aurora è formata dall'interazione di particelle ad alta energia (in genere elettroni) con gli atomi neutri dell'alta atmosfera terrestre.
Queste particelle possono eccitare (tramite collisioni) gli elettroni di valenza dell'atomo neutro. Dopo un intervallo di tempo
caratteristico, tali elettroni ritornano al loro stato iniziale, emettendo fotoni (particelle di luce). Questo processo è simile alla scarica
al plasma di una lampada al neon. I particolari colori di un'aurora dipendono da quali gas sono presenti nell'atmosfera, dal loro stato
elettrico e dall'energia delle particelle che li colpiscono. L'ossigeno atomico è responsabile del colore verde (lunghezza d'onda 557,7
nm), e l'ossigeno molecolare per il rosso (630 nm). L'azoto causa il colore blu.
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EFFETTI SULLA TERRA
Il Sole è una stella con alcune caratteristiche molto variabili, che cambiano con periodi che vanno da poche ore a centinaia d'anni.
La direzione del campo magnetico interplanetario, la velocità e la densità del vento solare, dipendono tutte dall'attività del Sole.
Possono cambiare drasticamente in poco tempo e influenzare l'attività geomagnetica. Quando questa aumenta, il bordo meridionale
dell'atmosfera boreale si muove verso sud. Anche le emissioni di materia della corona solare causano ovali aurorali più grandi. Se il
campo magnetico interplanetario è rivolto in direzione opposta a quello terrestre il trasferimento di energia è più grande, e quindi le
aurore sono più pronunciate.
I disturbi della magnetosfera terrestre sono chiamati tempeste geomagnetiche. Esse possono produrre cambiamenti improvvisi nella
forma e nel moto dell'aurora, chiamati sottotempeste aurorali. Le fluttuazioni magnetiche di tutte queste tempeste possono causare
disturbi alla rete di energia elettrica, a volte facendo guastare alcuni apparecchi e causando black out estesi. Possono anche
influenzare il funzionamento delle radiocomunicazioni via satellite. Le tempeste magnetiche possono durare parecchie ore o anche
giorni, e sottotempeste aurorali possono avvenire molte volte al giorno. Ogni sottotempesta genera centinaia di terajoule di energia,
tanta quanta ne consumano gli interi Stati Uniti in dieci ore.
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