A l c u n i r i s u l t a t i d i u n a r i c e r c a s u l l a d e n s i t a d e i c o r p i raeteorici ( * ) F . V B R N I A N I ( * * ) R i c e v u t o il 18 Maggio 1963 RIASSUNTO. — Dopo u n a b r e v e discussione delle cause dell'incertezza a t t u a l m e n t e esistente al r i g u a r d o della d e n s i t a e della s t r u t t u r a dei corpi meteorici, viene p r e s e n t a t o u n i n e t o d o p e r calcolare la d e n s i t a delle m e t e o r e utilizzando d a t i fotograflci. I n f l n e v e n g o n o esposti i r i s u l t a t i o t t e n u t i dal- l ' a u t o r e a n a l i z z a n d o d a t i p u b b l i c a t i a d H a r v a r d . T a l i r i s u l t a t i m o s t r a n o c h i a r a m e n t e clie quasi t u t t e le m e t e o r e h a n n o u n a d e n s i t a m i n o r e di 1 g c m - 3 e q u i n d i u n a s t r u t t u r a p o r o s a in accordo con il modello c o m e t a r i o di W h i p p l e . SUMMARY. — A f t e r a brief discussion a b o u t t h e causes of t h e p r e s e n t u n c e r t a i n t y on t h e d e n s i t y a n d s t r u c t u r e of meteoroids, a m e t h o d f o r com- p u t i n g t h e m e t e o r d e n s i t y is p r e s e n t e d . E v e n t u a l l y t h e results, o b t a i n e d f r o m t h e analysis of p h o t o g r a p h i c d a t a p u b l i s h e d a t H a r v a r d , are s h o w n . A l m o s t all meteors a p p e a r t o h a v e a d e n s i t y less t h a n 1 g c m - 3 a n d a p o r o u s s t r u c t u r e , in a g r e e m e n t w i t h W h i p p l e ' s icy-comet model. I . - I N T R O D U Z I O N E . N o n o s t a n t e gli e n o r m i p r o g r e s s i r e g i s t r a t i d a l l a fisica e d a l l ' a s t r o - n o m i a delle m e t e o r e i n q u e s t i u l t i m i a n n i (***), p e r m a n e u n a f o r t e i n - e e r t e z z a sulla s t r u t t u r a , s u l l a e o m p o s i z i o n e e s u l l a d e n s i t a d e l l e p a r t i - celle s t e s s e . (*) N o t a p r e s e n t a t a al 2° Congresso I n t e r n a z i o n a l e Tecnico Scientifico dello Spazio. R o m a , 19-23 Griugno 1962. (**) Centro N a z i o n a l e p e r l a Fisica d e H ' A t m o s f e r a del C . N . R . - R o m a . (***) N . d . A . - P e r u n r a p i d o p a n o r a m a s u l l ' a r g o m e n t o si v e d a la rela- zione p r e s e n t a t a d a H ' a u t o r e alia V I R a s s e g n a Elettronic.a Nucleare del 1959 (l). 1 6 8 F . V E R N I A N I £ noto ehe fino a pochi anni f a era universalmente r i t e n u t o clie t u t t e le meteore avessero u n a composizione chimica e u n a s t r u t t u r a analoga a quella dei meteoriti; p e r t a n t o , essendo la quasi t o t a l i t a dei meteoriti costituita da silieati, si riteneva che quasi t u t t e le meteore fossero particelle di n a t u r a pietrosa con u n a densita di circa 3.4 gem-3. Si pen- sava poi che la p a r t e rimanente, in corrispondenza alia componente ferrosa dei meteoriti, fosse costituita essenzialmente da ferro contenente u n a piccola percentuale di nichel (densita Q & 8 gem-3). Ma nel 1950 Whipple (2) elaboro un modello riguai'dante la costitu- zione delle comete che e stato in seguito generahnente accettato: secondo questo modello, il nucleo della cometa deve essere f o r m a t o da piccole particelle minerali, immerse in u n conglomerato di gas (H 2 0, N H a , CII4, C02, C2X2) alio stato solido. Quando la cometa penetra in u n a regione dove la radiazione solare comincia ad essere sensibile, le sostanze volatili vaporizzano e liberano le particelle minerali. Le osservazioni spettroscopiche di alcune comete mostrano la presenza di CN, C2, CO+ e di altre molecole instabili che possono provenire dalle sostanze stabili solidiflcate. Poiche diversi sciami di meteore si possono chiaramente collegare con alcune comete a causa della grande somiglianza dell'orbita, e logico supporre che le particelle eostituenti questi sciami provengano dalla disintegrazione delle comete o comunque siano dovute a materiale emesso dalle comete stesse. Cos! la densita delle meteore di origine cometaria deve essere net- t a m e n t e minore di 1 gem-3 e la s t r u t t u r a delle stesse deve essere porosa, cioe il corpo meteorico va pensato come qualcosa di spugnoso costituito dagli ordinari materiali contenuti nei meteoriti. L'ammissione che gran p a r t e dei corpi meteorici abbia u n a s t r u t t u r a porosa p e r m e t t e anche di spiegare il fenomeno della frammentazione, scoperto da Jacchia nel 1955 (3). Le idee dei maggiori esperti in m a t e r i a sono pero alquanto discor- danti, sia sulla percentuale di meteore porose, sia sulla densita delle stesse. L'incertezza e dovuta anche all'attuale impossibilita di determinare con sicurezza la massa delle meteore. £ noto i n f a t t i che l'intensita luminosa I emessa da u n a meteora in u n a certa regione dello spettro e proporzionale alia energia cinetica p e r d u t a dalla meteora nell'unita di tempo: I = • 1 dm, - T V ~— 2 dt [1] R I S U L T A T I D I U N A R I C E R C A S U L L A D E N S I T A D E I C O R P I M E T E O R I C I 1 6 9 essendo v la veloeita della meteora, m la sua massa e T l'efficienza lu- minosa nella regione spettrale considerata. Dalla formula [1] si ha subito il valore m0 della massa della meteora f u o r i dell'atmosfera terrestre: oo » , = 2 I dt. [2] J TV2 — oo P u r t r o p p o il valore del coefflciente r e la sua dipendenza dalla ve- loeita sono noti in modo p i u t t o s t o malsicuro; si accetta generalmente per r u n a dipendenza lineare da v : r = T0 V e per r0 un valore calcolato nei 1933 da Opik (4) in un modo che h a suscitato diverse critiche ( 5 , 6 ). Eecentemente Cook e Whipple (7) hanno elaborato u n nuovo metodo indiretto per determinare le masse delle meteore m a hanno p o t u t o ap- plicarlo in un solo caso. D a quest'unica valutaziohe essi hanno dedotto che la scala classica delle masse (quella corrispondente al valore di r0 calcolato da Opik) deve essere moltiplicata per un f a t t o r e dell'ordine di 200 e n a t u r a l m e n t e per lo stesso f a t t o r e deve essere diviso il veccliio valore di r 0 . Ma la difficult a di determinare la densita delle meteore e dovuta anche ad altre cause, come la difflcolta di v a l u t a r e il coefficiente di fre- namento e l'energia di ablazione £ e s o p r a t u t t o l'impossibilita di cono- scere la f o r m a del meteoroide stesso. Cosi il f a t t o che le orbite di molte meteore mostrino analogic, con quelle delle comete (8), m e n t r e solo in casi eccezionali si pu6 notare u n carattere tipicamente asteroidale •— u n i t a m e n t e ai fenomeni di f r a m - mentazione mostrati dalle meteore fotograficlie meno brillanti — h a p o r t a t o a ritenere che quasi t u t t e le meteore abbiano una n a t u r a porosa con u n a densita anche molto bassa e che soltanto poche (alcune delle piu brillanti) siano corpi solidi nei senso ordinario (9). L a notevole incertezza esistente in questo campo ha spinto l'autore a compiere u n lungo studio sulla densita, dei corpi meteorici, utilizzando t u t t i i dati pubblicati. Ne esporremo ora le conclusioni. I I . - E S P O S I Z I O N E D E I RISULTATI. L ' a u t o r e ha analizzato i dati fotograflci riguardanti 512 meteore, pubblicati in massima p a r t e da Whipple (10) e da Hawkins e South- worth ("• 12): di queste, 137 sono meteore molto brillanti (fireballs) aventi grandezza visuale negativa e le rimanenti 375 sono meteore piu piccole di grandezza positiva. 1 7 0 F. V E R N I A N I I dettagli del procedimento impiegato per il calcolo delle densita, il complesso dei d a t i r i g u a r d a n t i le meteore brillanti e i r i s u l t a t i o t t e n u t i sono in corso di pubblicazione sul Nuovo Cimento ("); i r i s u l t a t i com- pleti dell'analisi dei corpi piu piecoli saranno anche essi pubblicati t r a b r e v e sulla stessa rivista. R i m a n d a n d o a t a l i lavori il lettore che desiderasse maggiori notizie, ci limiteremo qui a ricordare la seguente equazione della teoria del- l'ablazione delle m e t e o r e (14): QJo _ 3 (VQ-+12 £) p m sec i yF Sg£ L J essendo: Q = densita del meteoroide, r0 = raggio equivalente del meteoroide f u o r i dell'atmosfera, y = coefficiente di f r e n a m e n t o medio, F = f a t t o r e di f o r m a (definite da «sezione d ' u r t o del m e t e o r o i d e » = Fnr-), v0 — velocita della meteora f u o r i dell'atmosfera, f = energia e f f e t t i v a di ablazione per u n i t a di massa, definita da f = y l/A (I = calore l a t e n t e di ablazione per u n i t a di massa; A = coefficiente di t r a s f e r i m e n t o del calore), pm = pressione atmosferica all'altezza zm del massimo di i n t e n s i t a lu- minosa, = angolo zenitale della p a r t e osservabile della t r a i e t t o r i a della me- teora, g = accelerazione di g r a v i t a . L e grandezze che compaiono nel secondo m e m b r o dell'equazione [3] sono d i r e t t a m e n t e misurabili come v0 e ^ oppure possono essere determi- n a t e i n d i r e t t a m e n t e , come pm (da zm e da u n modello s t a n d a r d di at- mosfera) e come l'energia di ablazione f . Cosi poiche la massa viene d e t e r m i n a t a m e d i a n t e l'equazione [2], se si f a l'ipotesi che la media a r i t m e t i c a dei f a t t o r i di f o r m a per u n gruppo a b b a s t a n z a numeroso di meteore sia uguale ad uno, cioe al valore che si avrebbe se t u t t e le meteore fossero p e r f e t t a m e n t e sferiche di p u 6 deter- m i n a r e la densita delle m e t e o r e stesse. P e r l'energia di ablazione £ sono s t a t i u s a t i i valori f o r n i t i da J a c - chia (15) e p r e c i s a m e n t e per la fireballs e s t a t o a c c e t t a t o il valore medio | = 16 kin2s-2 m e n t r e per le meteore piu deboli (grandezza visuale po- R I S U L T A T I D I U N A R I C E R C A S U L L A D E N S I T A D E I C O R P I M E T E O R I C I 1 7 1 sitiva) e s t a t a a d o t t a t a la funzione £ = £ (v0) illustrata in Fig. 1. Molto complicate e stato il calcolo del valore medio del coefficente di frenamento e non e qui il caso di entrare in dettagli. (km 2;2) 12 10 8 e 4 2 0 10 2 0 30 40 SO 60 70 80 Fig. 1 - II v a l o r e medio di f i n f u n z i o n e della veloeita v0. (Meteore S u p e r - S c l i i m i d t ; J a c c h i a 1958) La Tabella I mostra un quadro riassuntivo globale dei risultati o t t e n u t i sia per le meteore brillanti che per quelle deboli. Le meteore sono s t a t e divise in t r e grandi classi: corpi compatti, aventi u n a densita maggiore di 1 gem - 3 , corpi porosi con u n a densita compresa t r a 0.1 e 0.7 g e m - 3 e « dustballs » aventi u n a densita inferiore a 0.1 gem - 3 . Dalla Tabella I risulta chiaramente che la percentuale delle meteore « c o m p a t t e » e bassa (inferiore al 20%) men t r e la maggior p a r t e delle meteore ha u n a densita che e in buon accordo col modello della cometa ghiacciata di Whipple, a cui abbiamo accennato. Occorre dunque abbandonare definitivamente l'idea che le meteore abbiano u n a s t r u t t u r a fisica analoga a quella dei meteoriti e accettare invece l'idea che prevalentemente esse sono di n a t u r a porosa. I risultati riportati nella Tabella I non mostrano differenze signifi- cative nelle percentuali dei vari tipi f r a meteore brillanti di sciame e meteore brillanti sporadiche. Si puo notare invece qualche differenza nei caso delle meteore deboli: le meteore aventi un corpo compatto «di tipo classico» sono piu numerose t r a le sporadiche che non t r a quelle appar- Tabella I - L A D I S T R I B U Z I O N E D E L L E M E T E O R E I N T R E G R U P P I F O N D A M E N T A L I S E C O N D O L A L O R O S T R U T T U R A F I S I C A . Meteore sporadielie Meteore di seiame T o t a l e B r i l l a n t i Deboli B r i l l a n t i D e b o l i B r i l l a n t i Deboli N° 0/ /o /o /o N° /o N° /o N° 0/ /o Corpi e o m p a t t i (e > 1 g e m - 3 ) 8 16.67 67 23 51 13 14.61 14 15 56 21 15.33 81 21 60 Corpi porosi (0.1 g e m - 3 < g< 0.7 g e m - 3 ) 22 45.83 205 71 93 44 49.44 70 77 78 66 48.19 275 73 33 Corpi e s t r e m a m e n t e porosi (dustballs) (e < 0.1 gem- 3 ) 18 37.50 13 4 56 32 35.95 6 6 66 50 36.48 19 5 07 V R I S U L T A T I D I U N A R I C E R C A S U L L A D E N S I T A D E I C O R P I M E T E O R I C I 1 7 3 tenenti a qualche sciame, m e n t r e al contrario le porose sono leggermente piu nuinerose t r a le meteore di sciame clie non t r a le sporadiche. Piuttosto sorprendente si rivela la notevole differenza esistente t r a meteore brillanti e meteore deboli: contrariamente a quanto ci si po- trebbe aspettare, la percentuale dei corpi solidi e piu numerosa t r a le piccole particelle clie danno luogo a meteore deboli che 11011 t r a i corpi piu grossi. Inoltre la percentuale di meteore di n a t u r a estremamente porosa (densita minore di 0.1 gcm~3) e piuttosto alta t r a le meteore brillanti (36% circa) m e n t r e e molto bassa (5%) t r a quelle deboli. U n a spiegazione qualitativa di questo f a t t o puo essere ricercata nella probabile f r a m m e n t a z i o n e a cui sono soggetti in maggior misura i corpi piu grossi: questo p u n t o di fondamentale importanza andra stu- diato con molta cura; u n esame della correlazione t r a massa e grandezza fotograflca (o visuale) da un lato e densita dall'altro dovrebbe fornire notevoli elementi chariflcatori al riguardo. I risultati qui presentati sono s t a t i o t t e n u t i prendendo per buoni i valori delle masse calcolati col veccliio coefflciente di efficienza luminosa; se si introducesse il f a t t o r e 200 proposto da Cook e Whipple del quale abbiamo precedentemente parlato, otterremmo per la densita delle me- teore dei valori estremamente bassi, assolutamente inaccettabili. Si puo quindi affermare che il valore di r 0 calcolato da Opik da il giusto ordine di grandezza, anche se c e r t a m e n t e la sua precisione e scarsa. U n a tale conclusione e avvalorata da u n lavoro di Mc Crosky (16), che dall'analisi dei dati r i g u a r d a n t i u n a meteora sicuramente asteroidale h a trovato per r 0 un valore compatibile con quello di Opik. La determinazione dell'efficienza luminosa con i metodi moderni della fisica quantistica appare estremamente difficile, dato il gran nu- mero di casi in cui pu6 essere emessa luce nell'interazione di un atomo evaporato dalla meteora con u n a molecola d'aria. Un po' meno complicato si presenta invece il problema di determi- nare teoricamente la probability di ionizzazione che u n atomo, distac- catosi dal corpo meteorico, produca un elettrone libero: da questa, at- traverso u n a relazione empirica che lega r con /5 p o t r a essere t r o v a t o un valore di r„ piu attendibile e la giusta dipendenza di r dalla veloeita. i l opportuno concludere questa breve relazione ricordando la neces- sity di svolgere un calcolo analogo per le meteore piu piccole, osservabili solamente mediante u n r a d a r . I risultati che scaturiranno dallo studio della densita delle radiometeore dovrebbero consentire di determinare, se essa esiste, la massa minima (e quindi la dimensione minima) sotto la quale le particelle meteoriche tornano ad avere la normale consistenza. 1 7 4 F. V E R N I A N I B I B L I O G R A F I A I1) V E R N I A N I F . , Atti u f f . del Congres'so Scientifico Sezione Elettronica della VI Rassegna Internaz. Elettronica e Nucleate, ( 1 9 5 9 ) . ( 2 ) W H I P P L E F . L „ Astrophys. J., Ill, 3 7 5 ( 1 9 5 0 ) . ( 3 ) J A C C H I A L . G . , Astrophys. J. 1 2 1 , 5 2 1 ( 1 9 5 5 ) . ( 4 ) O P I K E . J . , Harvard Reprint Series I No. 1 0 0 ( 1 9 3 3 ) . ( 5 ) T H O M A S R . N . and. W H I P P L E F . L . , Astrophys. J., 114, 448 (1951). ( 6 ) W H I P P L E F . L . a n d H A W K I N S G . S . , Eandbuch der Physih 5 2 ; Astro- physik 3 ( 1 9 5 9 ) . ( ' ) W H I P P L E F . L . , Harvard Reprint No. 4 6 5 ( 1 9 5 7 ) . ( 8 ) J A C C H I A L . G. a n d W H I P P L E F . 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