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Il fenomeno delle stelle cadenti, come vengono chiamate popolarmente, era gia noto fin dai primi momenti dell'astronomia, si pensava che anche le stelle filanti o cadenti costituissero un fenomeno collegato all'Atmosfera, eventualmente tramite l'azione di cariche elettriche. Lo stesso Alexander Von Humboldt, che il 12 Novembre 1799, osservo nel corso della sua spedizione nell'America Meridionale lo Sciame Meteorico delle "Leonidi", dubitava dell'origine Extraterrestre di quegli oggetti. La terminologia è confusa; con stella cadente si intende un insieme di fenomeni differenti. Il termine impiegato nella letteratura specializzata è quello di meteora Una meteora è una traccia luminosa che si può osservare in cielo, o anche un fenomeno analogamente osservabile con apparecchiature Radar, mentre un Meteorite è una particella o un corpo celeste che provenendo dagli spazi esterni colpisce l'atmosfera giungendo talvolta fino al suolo. Meteoriti sono in genere tutti i corpi che nel nostro sistema solare siano troppo piccoli per essere chiamati pianetini, quantunque il limite tra Meteoriti e Pianetini non sia affatto netto. Le meteore più luminose (sopra la Magnitudine -4), vengono chiamate bolidi.

Definizioni

Le Meteore e la loro origine extraterrestre

Che le Meteore avessero un'origine extraterrestre fu dimostrato indirettamente da H.W.Brandes e J.F.Benzberg, nel 1798 tramite contemporanee osservazioni di meteore effettuate da due differenti località nei pressi di Gottingen. Se si riporta su una mappa stellare la traiettoria di uno stesso oggetto così come viene osservata nei differenti luoghi, si noterà un'equivocabile spostamento (Parallasse), rispetto alle stelle fisse dello sfondo. Conoscendo la distanza fra i luoghi d'osservazione e misurando la parallasse si può calcolare l'altezza della meteora. Se nel momento dell'osservazione si tiene conto anche degli istanti in cui la meteora occupa le diverse posizioni è possibile calcolarne anche la velocità.

I Mezzi per l'osservazione delle Meteore

   Le classiche osservazioni visuali delle meteore (con riferimenti alle mappe stellari), sono oggi sostituite da osservazioni fotografiche e Radar. Per l'osservazione sistematica fotografica per le meteore occorrono macchine fotografiche con obiettivi di grande luminosità che riprendono contemporaneamente tutta o gran parte, della volta celeste, collocate in diversi punti della terra così da poter riprendere contemporaneamente lo spesso oggetto. Davanti all'obiettivo delle singole macchine fotografiche devono trovarsi dei diaframmi ruotanti, così da produrre, a intervalli di tempo regolari (Per esempio 0,1Sec), piccole interruzioni della traccia lasciata dalla meteora sull'emulsione fotografica, il che si rileva utile nella valutazione di come procede nel tempo il fenomeno. Dal 1946 vengono impiegate delle apparecchiature Radar per l'osservazione continuata delle meteore; vengono inviati degli impulsi della durata di un milionesimo di secondo, su lunghezze d'onda comprese tra 4 e 8 metri, e impiegando trasmettitori con potenza d'onda di 100 kW; le tracce delle meteore sono composte da aria ionizzata, e su queste le onde radar vengono riflesse. Com metodi d'osservazione radar è possibile conoscere anche l'altezza e la durata di una meteora, il metodo radar ha sui metodi ottici, il vantaggio di essere impiegato anche quando il cielo è coperto e in pieno giorno. I risultati dell'osservazione, differiscono secondo il tipo di meteora osservata. Le quote alle quali una meteora tende ad essere visibile sono sensibilmente minori per le meteore normali, i bolidi accompagnati da rumori di tuono avvengono a quote attorno ai 31Km, mentre i bolidi silenziosi avvengono a quote di 60 Km. Nel caso della caduta di meteoriti, la scomparsa della traccia avviene in media attorno ai 22 Km. Le velocità osservate dagli osservatori terrestri variano da pochi Km/s a circa 72 Km/s.

Variazioni periodiche, giornaliere ed Annuali

 Complessivamente, il numero delle meteore è superiore a quanto si suole ritenere, le meteore della quarta Magnitudine Apparente, sembrano le più frequenti (il loro numero è di poco inferiore alle 1900 al giorno). Naturalmente il numero di meteore dalla luminosità inferiore deve essere aumentato in quanto non vengono osservate facilmente e raramente compaiono anche nelle statistiche (Le meteore vicine allo 0 Magnitudine sono circa 50 al giorno). Si verifica, inoltre, l'esistenza di forti variazioni con periodicità giornaliera nel numero di meteore osservate: Nelle ore del mattino si osservano dalle 2 o 3 volte più meteore che nelle prime ore della sera. Questo fenomeno è dovuto ad una combinazione del moto diurno di rotazione della terra e del moto di rivoluzione della terra intorno al Sole: Se un osservatore si trova sulla faccia anteriore della Terra, è soggetto ad essere colpito da un maggior numero di particelle cosmiche che non un osservatore che si trovi sulla faccia "posteriore". In teoria si dovrebbe osservare il massimo numero di meteore alle 6 di mattina e il minimo alle 18 di pomeriggio. Esistono anche variazioni con periodo annuale: è stato dimostrato che viene osservato il massimo numero di meteore quando l'apice del moto della Terra si trova alla massima altezza sopra l'orizzonte dell'osservatore, poiché l'apice dista, sull'eclittica, 90° rispetto alla direzione del sole, Il 29 Settembre viene a coincidere con il solstizio d'Estate alla declinazione di 23,5 Gradi, in tale data si osserva quindi il massimo numero di meteore in Autunno.

Sciami Meteorici

   Negli sciami meteorici che ritornano ad essere visibili ogni anno si possono osservare talvolta fino a 100 o anche più oggetti all'ora. Gli sciami possono avere differenti origini: per alcuni si è potuto stabilire una correlazione con l'orbita di comete conosciute, così che si può affermare che gli sciami stessi sono il prodotto della disgregazione di quelle comete, o loro residui. In altri casi è stata rilevata una buona coincidenza con il piano dell'eclittica, che permette di ipotizzare un legame con il sistema dei pianetini o con la materia interplanetaria diffusa uniformemente sul piano dell'eclittica. Alcuni sciami si sono allargati; lo sciame delle "Perseidi", per esempio, ha un massimo acuto della durata di 3 o 4 giorni attorno a l'11 Agosto: le prime meteore vengono però osservate intorno al 20 Luglio le ultime intorno al 19 Agosto, così che lo sciame ha una larghezza di 60.000.000 di Km. Le Perseidi, (note comunemente come lacrime si S.Lorenzo), sono state generate dalla cometa "Swift-Tuttle 1862 III"

Tabella degli Sciami Meteorici

[Nella tabella "ZHR" sta ad indicare il numero di meteore osservabili in un'ora]

La luminosità delle Meteore

Le meteore presentano in cielo un fenomeno così spettacolare che spesso vengono sopravvalutate la massa e le dimensioni delle particelle che producono quel fenomeno. Quella che si osserva in cielo non è la luminosità causata dall'attrito con l'atmosfera e dalla seguente vaporizzazione delle particelle in quanto l'energia cinetica del meteorite viene impiegata parzialmente per ionizzare gli atomi vaporizzati: La luminosità osservata è provocata dalla ricombinazione di nuclei ed elettroni. Davanti i meteoriti si trova anche un'onda d'urto, particolarmente importante a basse quote: la miscela d'aria e di materiale vaporizzato viene qui riscaldata e vaporizzata, a questo processo devono la loro luminosità soprattutto i bolidi. Occasionalmente si possono osservare anche delle code, nelle quali, forse, avvengono processi di ricombinazione più lenti,  che sono visibili anche per un'ora; la loro lunghezza è compresa tra 1 e 6 metri. In caso delle comete Diurne, la coda può essere individuata anche sul fondo del cielo illuminato dal Sole. Nelle Meteore più luminose di 3 magnitudini, 5, gli oggetti appartenenti a sciami meteorici cometari hanno il 67,8% una coda, mentre quelle di sciami Eclittici hanno solo una coda nel 18,2% dei casi.

Dimensioni e masse dei Meteoriti

  Dei meteoriti che danno origine a meteore, di media luminosità che vaporizzano completamente si possono definire dimensioni e masse solo con grande difficoltà. I dati forniti a proposito da alcuni autori vanno intesi solo in senso approssimato. Ciò è dovuto alla scarsità dei dati disponibili sulla struttura dei meteoriti più piccoli che non possono essere esaminati direttamente. Si può tuttavia ritenere che, in media, le stelle cadenti di magnitudine tra 1 e 6 pesino tra 0,02 - 2 Gr ed abbiano diametri tra 1 Cm e 1 mm, mentre i Bolidi, di magnitudine -4 sono ovviamente più pesanti e più grandi. Le particelle ancora più piccole sono chiamate micrometeoriti e non danno origine ad alcuna meteora penetrando nell'atmosfera. La massa totale del materiale meteorico che ogni giorno colpisce la terra è compreso tra 1.000 e 10.000 tonnellate ed è quasi totalmente dovuta a micrometeoriti invisibili. La massa dei bolidi ammonta a circa 1 Tonnellata al giorno, quella delle meteore fino alla sesta magnitudine, a circa 5 tonnellate al giorno, il numero totale di meteoriti con luminosità superiore a 5 magnitudini è di circa 100.000.000 al giorno. Le meteore più grosse sono spesso accompagnate da forti rumori, quali tuoni, crepitii, ecc; i meteoriti più grandi vengono frenati ad altezze fra i 10 - 50 Km (punto d'arresto) e di quì scendono in caduta libera.

Classificazione dei Meteoriti

Di massima, i meteoriti sono suddivisi in Ferrosi e Pietrosi; questi ultimi sono alquanto più luminosi dei primi. D'altra parte nei ritrovamenti meteorici, per i quali non è stata osservata nessuna caduta, di gran lunga prevalgono i meteoriti ferrosi, fatto comprensibile se si considera a quali processi di alterazione sono soggetti nel corso degli anni i meteoriti pietrosi. Di 532 meteoriti osservati nella caduta e ritrovati, 504 sono di tipo pietroso e solo 28 di tipo ferroso, mentre di 527 meteoriti scoperti senza che fosse stata precedentemente osservata la caduta, 121 sono di tipo pietroso e 406 di tipo ferroso. Le "Condriti" che formano un gruppo a sé stante, contengono anche molecole organiche tra cui amminoacidi. I meteoriti presentano spesso all'esterno una crosta, provocata da processi di fusione, con piccole cavità a scodella. Se si taglia una sezione sottile di un meteorite ferroso, la si pulisce e la si intacca con una soluzione alcolica di Acido Nitrico si vedono apparire delle configurazioni caratteristiche: le "Esaedriti", presentano le cosiddette linee di Neumann, sottili linee parallele, spesso incrociatesi. Sulle "Ottaedriti" appaiono le famose figure di Widmannstatten, strisce con uno spessore tra 0.2 e 2 mm. Si possono presentare su una struttura cristallina che è caratteristica unicamente dei meteoriti, i quali si distinguoo così da materiali terrestri. I meteoriti ferrosi non presentano figure carattersitiche (Litosideriti, Atassiti).

  I grandi Meteoriti

Il maggiore meteorite in un solo blocco è quello di Hobafarm, nell'Africa Sud-Occidentale: si tratta di un Meteorite ferroso scoperto nel 1920, del peso di 60 Tonnelate; ha dimensioni 2,95 x 2,84 x 1,25 metri. Il Meteorite, parzialmente interrato per 1,5 metri è monumento nazionale.

Crateri meteorici

La caduta di grandi Meteoriti provoca la formazioni di crateri, i quali tuttavia, a causa dei sovvertimenti nella crosta terrestre si presentano come vistosi particolari del paesaggio ma non più riconoscibili di origine meteorica. Il più noto è il "Meteor Crater" dell'Arizona che ha un diametro di 1295 metri e una profondità di 174 metri