{"id":776,"date":"2015-06-04T16:39:01","date_gmt":"2015-06-04T14:39:01","guid":{"rendered":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/?p=776"},"modified":"2022-06-05T00:00:59","modified_gmt":"2022-06-04T22:00:59","slug":"776","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/?p=776","title":{"rendered":"La cometa C\/2014 Q2 (Lovejoy) e le sue compagne di avventure – Anna Galiano"},"content":{"rendered":"
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Comet C\/2014Q2 Lovejoy taken by Gerald Rhemann on January 21, 2015 @ Puchenstuben, Lower Austria<\/p><\/div>\n

La cometa C\/2014 Q2 (Lovejoy) ha animato le ultime notti di Dicembre 2014 e ha permesso a tutti gli appassionati di astronomia di salutare il nuovo anno ammirando la sua spettacolare chioma e lunga coda. Il passaggio della Lovejoy nei cieli notturni \u00e8 pertanto il fenomeno astronomico pi\u00f9 ricercato di questo inizio 2015. Le comete sono corpi minori del Sistema Solare costituiti essenzialmente da aggregati di polveri e ghiacci. Quando questi corpi si avvicinano al perielio (ossia sono nella posizione di minima distanza dal Sole sulla propria orbita), la sublimazione dei ghiacci e l\u2019espulsione delle polveri generano un\u2019atmosfera gassosa attorno al nucleo, definita chioma, che ha solitamente un diametro dell’ordine di 104<\/sup> – 105<\/sup> km, e caratterizzata da una densit\u00e0 compresa tra 104<\/sup> e 106<\/sup> molecole\/cm3<\/sup>. Il vento solare interagisce con la chioma e spinge il gas e le polveri in una direzione opposta al Sole, dando origine principalmente alle code di ioni e di polveri. Le code di ioni sono composte da particelle elettricamente cariche che si dispongono su di una traiettoria pi\u00f9 o meno rettilinea modellata dal campo magnetico presente, mentre le code di polveri si presentano con una forma arcuata, che \u00e8 il risultato della combinazione della pressione di radiazione solare e del moto orbitale della cometa. Infatti, le particelle solide espulse dal nucleo, poich\u00e9 sono pi\u00f9 pesanti rispetto agli ioni, sono attratte gravitazionalmente dal Sole e risentono anche della velocit\u00e0 orbitale della cometa. Pertanto, a seconda della massa, esse subiscono una deviazione differente e danno origine a quella disposizione della coda detta \u201ca scimitarra\u201d. Le code possono raggiungere lunghezze di milioni di km ed una larghezza compresa tra 1 e 2 milioni di km mentre la densit\u00e0 pu\u00f2 variare mediamente tra 10 e 100 molecole\/cm3<\/sup>.<\/p>\n

C\/2014 Q2 \u00e8 stata osservata per la prima volta da Terry Lovejoy in Australia, divenendo la quinta cometa scoperta da questo esperto cacciatore di comete. Il metodo usato da Lovejoy per identificare questi corpi minori consiste nell\u2019esaminare con attenzione il cielo orientale prima dell\u2019alba e quello occidentale dopo il tramonto, facendo uso di una camera CCD al fuoco di un telescopio Schmidt-Cassegrain con un diametro di 20 cm. La tecnica \u00e8 relativamente semplice. Lovejoy acquisisce immagini in sequenza di numerose porzioni di cielo distanziate di opportuni intervalli di tempo, dopo di che le analizza con un software in grado di effettuare un blinking tra le riprese riuscendo in questo modo ad individuare un eventuale oggetto in movimento, non presente nei vari cataloghi disponibili.<\/p>\n

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Tripletta di immagini del campo stellare osservato da Terry Lovejoy, grazie alle quali ha individuato la cometa C\/2014 Q2.<\/p><\/div>\n

In questo modo, il 17 Agosto 2014, analizzando le tre immagini del campo stellare in Figura 1, Lovejoy \u00e8 stato in grado di individuare quella cometa che, spostandosi in senso antiorario rispetto alle stelle fisse, ha poi preso il suo nome. Nel comunicato ufficiale ha annunciato la scoperta con queste parole: \u201cOggetto di piccole dimensioni, ben condensato, con un diametro di 15\u201d (secondi d\u2019arco) ed una breve e debole coda di 1\u2019 (primo d\u2019arco) dalla magnitudine apparente di 15, in un campo affollato di stelle\u201d.<\/span><\/p>\n

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Comet C\/2011 W3 (Lovejoy) re-emerging from behind the Sun on Dec. 15, 2011. (NASA\/SDO)<\/p><\/div>\n

Terry Lovejoy \u00e8 stato lo scopritore anche della cometa C\/2011 W3 (Lovejoy). Scoperta il 27 Novembre 2011, \u00e8 famosa per essere sopravvissuta ad un incontro molto ravvicinato con il Sole. Infatti C\/2011 W3 (Lovejoy) fa parte delle comete Kreutz Sungrazing (conosciute anche come \u201ccomete radenti\u201d), ossia caratterizzate da orbite con un perielio molto prossimo al Sole. L\u2019astronomo tedesco Heinrich Kreutz dimostr\u00f2 che queste particolari comete sono i resti di una cometa di dimensioni maggiori frammentatasi diversi secoli fa e che continuano a muoversi su orbite correlate tra loro. Le comete radenti, avvicinandosi cos\u00ec pericolosamente al Sole, sono in grado di sviluppare una chioma e delle code talmente luminose da essere visibili in pieno giorno e sono destinate pertanto a divenire \u201cGrandi Comete\u201d. Difficilmente per\u00f2 queste comete riescono a sopravvivere al passaggio al perielio, poich\u00e9 inevitabilmente vengono maltrattate gravitazionalmente dalla nostra stella e spesso disintegrate dalle forze mareali. Eccezion fatta, per esempio, per la Grande Cometa del 1843 e per la C\/2011 W3 (Lovejoy). Quest\u2019ultima, in particolare, ha raggiunto il perielio il 16 Dicembre 2011 penetrando nella corona solare fino a 140000 km dalla superficie del Sole. Mentre il mondo scientifico osservava l\u2019evento aspettandosi una sua probabile disintegrazione, la cometa ha sorpreso tutti riuscendo ad allontanarsi dalla nostra stella (Figura 2) e proseguendo lungo la propria orbita.<\/p>\n

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Descrizione della traiettoria della cometa Lovejoy. Si nota come l\u2019inclinazione orbitale sia quasi ortogonale al piano del Sistema Solare, pari a 80.3 \u00b0.<\/p><\/div>\n

Analogamente la cometa C\/2014 Q2 sta facendo parlare di s\u00e9 gli appassionati di astronomia di tutto il mondo, principalmente grazie alla sua spettacolare coda di ioni. La denominazione attribuitale indica che \u00e8 una cometa a lungo periodo, ossia con un periodo orbitale maggiore di 200 anni e con un\u2019inclinazione dell\u2019orbita casuale. Infatti la sua inclinazione orbitale rispetto al piano del Sistema Solare \u00e8 di 80.3\u00b0 (Figura 3), suggerendo la sua probabile provenienza dalla Nube di Oort, il guscio sferico costituito probabilmente da parecchi miliardi di nuclei cometari che circonda il Sistema Solare e situato ben oltre l\u2019orbita di Nettuno, tra 30000 AU (Astronomical Unit) e 100000 AU dal Sole, quasi a met\u00e0 strada tra la nostra stella e quella a noi pi\u00f9 vicina, Proxima Centauri (distante 250000 AU dal Sole). In pi\u00f9, l\u2019elevata eccentricit\u00e0 (0.998) \u00e8 un\u2019ulteriore prova a sostegno della Nube di Oort come sito di provenienza della Lovejoy. Solitamente le comete a lungo periodo sono caratterizzate da un nucleo irregolare con dimensioni comprese tra 5 e 10 km, ma nel caso della Lovejoy non si sono potute effettuare analisi accurate a causa della chioma che lo nasconde alla visione diretta. Dotata di un semiasse maggiore di 578.50 AU, non \u00e8 la prima volta che la cometa Lovejoy giunge nel Sistema Solare interno: il suo periodo orbitale originale era di 11500 anni, pertanto potrebbe essere stata osservata dai nostri antenati del Mesolitico che all\u2019epoca utilizzavano la pietra per costruire armi e utensili. La cometa \u00e8 giunta nuovamente nella regione planetaria nel 1950 ma questa volta le perturbazioni gravitazionali da parte dei pianeti maggiori hanno modificato la sua orbita cosicch\u00e9, una volta abbandonato il Sistema Solare (nel 2050), il periodo orbitale diverr\u00e0 di 8000 anni e il suo ritorno \u00e8 dunque previsto per il 10000 d.C.<\/p>\n

Quando Lovejoy ha osservato per la prima volta la cometa, la notte del 17 Agosto 2014, questa attraversava la costellazione australe della Poppa con una magnitudine apparente attorno alla 15-esima. A Dicembre era di settima, divenendo facilmente individuabile con un piccolo telescopio o un binocolo. Il nucleo cometario circondato dalla chioma, che negli strumenti ottici appare come una sfera sfocata, \u00e8 diventato in seguito visibile ad occhio nudo sotto cieli bui. A tal proposito, \u00e8 bene ricordare che il nostro occhio potenzialmente riesce a rilevare corpi celesti di magnitudine attorno alla sesta, ma in presenza di inquinamento luminoso questo valore \u00e8 solo teorico. Nei primi giorni di Gennaio la cometa ha raggiunto una magnitudine apparente di 5, passando ad una distanza minima di 0.469 AU (circa 70000000 km) dalla Terra il 7 Gennaio. Il 12 Gennaio la magnitudine stimata di 3.8 l’ha resa un oggetto relativamente facile ma in ambiente cittadino \u00e8 stato possibile osservarla solo grazie all\u2019utilizzo di strumenti ottici. Nei giorni successivi, poich\u00e9 la cometa si allontanava sempre di pi\u00f9 dalla Terra la sua magnitudine apparente ha iniziato ad aumentare. Quando la cometa raggiunger\u00e0 il perielio, il 30 Gennaio, passando ad una distanza di 1.29 AU (circa 193000000 km) dal Sole, risulter\u00e0 sempre pi\u00f9 difficile osservarla. Dopo aver attraversato la porzione di cielo tra la costellazione di Andromeda e Perseo a Febbraio, sfiorer\u00e0 la stella polare verso fine Maggio con una magnitudine apparente prevista pari a 12.<\/p>\n

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Cometa Lovejoy e l’ammasso globulare M79<\/p><\/div>\n

Le spettacolari foto scattate da tutto il mondo riprendono l\u2019affascinante cometa durante il suo viaggio verso il Sole. In particolare, nella notte tra il 28 e il 29 Dicembre, C\/2014 Q2, attraversando la costellazione della Lepre, \u00e8 transitata vicino all\u2019ammasso globulare M79. Di seguito sono riportati 5 immagini, acquisite in remoto in Namibia da Gerald Rhemann, che riprendono la cometa nelle notti tra il 21 Dicembre e il 28 Dicembre.<\/p>\n

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Comet C\/2014Q2 Lovejoy Taken by Gerald Rhemann on December 28, 23, 21, 22, 27 2014 @ Farm Tivoli, Namibia, SW-Africa<\/p><\/div>\n

Come gi\u00e0 accennato \u00e8 evidente che la chioma e le code della cometa C\/2014 Q2 hanno colori differenti. Da un lato la chioma ha un colore verdastro, mentre la coda di ioni e la coda di polveri hanno rispettivamente un colore tendente al blu ed un tenue bianco giallastro.<\/p>\n

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“It was interesting that while taking the pictures it was possible to see changes in the tail\/streamers”. Adam Block\/Mount Lemmon SkyCenter\/University of Arizona<\/p><\/div>\n

Per spiegare queste differenti colorazioni si deve innanzitutto precisare che il nucleo roccioso di una cometa in generale \u00e8 caratterizzato da un basso potere riflettente (detta albedo). Ossia mentre il ghiaccio puro riflette il 60-80% della radiazione solare incidente, il nucleo riesce a rifletterne meno del 10%. Ora, viene da chiedere, com\u2019\u00e8 possibile che il nucleo cometario, pur essendo composto da ghiaccio, rifletta una cos\u00ec ridotta percentuale di radiazione solare? In realt\u00e0, da quando questi agglomerati rocciosi e ghiacciati si sono formati, circa 4.5 miliardi di anni fa, sono stati bombardati da raggi cosmici, vento e radiazione ultravioletta solare. Tali interazioni hanno innescato dei meccanismi come la fotodissociazione: in questo processo la radiazione elettromagnetica scinde le molecole ghiacciate, dotate di un\u2019elevata albedo, che compongono le sostanze volatili semplici del nucleo (CO, CO2<\/sub>, H2<\/sub>O, CH4<\/sub>, NH3<\/sub>) in una miscela di sostanze organiche con basso potere riflettente. Questo fenomeno permette anche la formazione di una crosta solida e porosa, dalle cui fratture fuoriescono (quando la cometa \u00e8 in avvicinamento al Sole) getti di gas e polveri localizzati, innescando cos\u00ec l\u2019attivit\u00e0 cometaria e dunque la formazione della chioma.<\/p>\n

L\u2019indagine spettrale \u00e8 il metodo maggiormente utilizzato per estrarre informazioni di natura chimica dalle comete. Lo studio di questi corpi minori ha aiutato a comprendere le condizioni chimico-fisiche che caratterizzavano il Sistema Solare nei primi periodi della sua formazione, avvenuta 4.5 miliardi di anni fa. Infatti, le comete sono dei corpi rocciosi e ghiacciati rimasti sostanzialmente inalterati sin dalla loro origine e pertanto sono considerati i \u201cmattoni primordiali\u201d del Sistema Solare attuale. Molto probabilmente si sono generati nelle regioni del Sistema Solare esterno in prossimit\u00e0 di Urano e Nettuno ed in seguito sono stati trasportati nella Nube di Oort a causa dell\u2019interazione gravitazionale da parte di questi pianeti gassosi. Le analisi spettroscopiche, gi\u00e0 a partire dagli anni \u201940 del secolo scorso, hanno permesso di individuare la presenza di radicali e ioni chimicamente instabili all\u2019interno dei nuclei cometari. Si ritiene che questi siano prodotti dalla fotodissociazione di ghiacci, molecole stabili e strutturalmente complesse identificate come \u201cmolecole genitrici\u201d. Di conseguenza ai radicali ed agli ioni \u00e8 stata attribuita la denominazione di \u201cspecie figlie\u201d. Le molecole individuate erano: CO, CH4<\/sub>, CO2<\/sub>, N2<\/sub>, NH3<\/sub>, NH, CN o C2<\/sub>N2<\/sub> (cianogeno), OH, CH3<\/sub>OH (metanolo), C2<\/sub>H6<\/sub> (etano), HCOOH (acido formico), H2<\/sub>CO (formaldeide).<\/p>\n

Mentre il nucleo pu\u00f2 essere osservato per mezzo della ridotta luce solare riflessa, ci\u00f2 che rende visibile la chioma \u00e8 sia il processo di diffusione della luce da parte dei gas e delle polveri che la compongono, sia il fenomeno della fluorescenza innescato dalle molecole che sublimano dal nucleo sottostante. Queste molecole, infatti, transitando dallo stato solido a quello gassoso a causa del flusso solare che ricevono, assorbono la componente ultravioletta della radiazione (corrispondente all\u2019intervallo dello spettro elettromagnetico con lunghezza d\u2019onda compresa tra 100nm e 400nm), si eccitano e si diseccitano, emettendo radiazione con una lunghezza d\u2019onda maggiore, corrispondente alla luce visibile tra 400nm e 700nm. Di conseguenza la chioma cometaria \u00e8 caratterizzata da uno spettro continuo (dovuto alla diffusione della luce solare da parte delle polveri e dei gas) su cui sono sovrapposte delle righe e delle bande di emissione relative alle molecole che danno luogo al fenomeno della fluorescenza.<\/p>\n

La polvere cometaria \u00e8 in realt\u00e0 composta da due componenti: i silicati (soprattutto olivina) con una densit\u00e0 media di 2.5 g\/cm3<\/sup> e le cosiddette \u201cparticelle CHON\u201d ossia composte da Carbonio, Idrogeno, Ossigeno e Azoto, (C, H, O, N), con una densit\u00e0 media di 1 g\/cm3<\/sup>. \u00c8 stato dimostrato come la presenza di queste due componenti dipenda dalla distanza della cometa dal Sole: mentre la prima aumenta dal 10% al 97% quando la cometa si avvicina al perielio, la seconda diminuisce dal 90% al 3%. Solitamente le specie figlie possono essere individuate esaminando uno spettro cometario nel range del visibile, mentre le molecole genitrici sono pi\u00f9 facilmente individuabili analizzando la regione dello spettro elettromagnetico relativa all\u2019IR e alle onde radio. Le principali specie figlie rilevate in una cometa sono il radicale ossidrile (OH), l\u2019ossido di carbonio (CO) e il cianogeno (CN). \u00c8 stato dimostrato come OH sia il prodotto della dissociazione della molecola genitrice H2<\/sub>O, il principale costituente del nucleo cometario. Dall\u2019analisi spettrale della cometa Hale-Bopp, meglio conosciuta come Grande Cometa del 1997, si sono ottenute importanti informazioni sulle molecole genitrici di queste tre specie. Quando la cometa era a 700 milioni di km (4.66 AU) dal Sole e dalla Terra tra Marzo e Aprile 1996, si \u00e8 riusciti a rivelare una grande emissione di CO2<\/sub> tramite la presenza della riga spettrale a 4.25 micron, ritenendola la molecola genitrice di CO. Il cianogeno CN sembra essere invece il segno dell\u2019inizio dell\u2019attivit\u00e0 cometaria, poich\u00e9 \u00e8 legato alla dissociazione della crosta del nucleo. Quando la Hale-Bopp era a 6.82 AU (30 Agosto 1995) dal Sole \u00e8 stata stimata, grazie alla presenza della riga di emissione attorno a 380nm, una quantit\u00e0 di CN pari allo 0.3% rispetto al CO. L\u20198 Aprile 1996, quando la cometa era a 4.7 AU, oltre al CN \u00e8 stata notata la presenza dell\u2019acido cianidrico (HCN), analizzando lo spettro cometario nel range corrispondente alle onde radio. CN e HCN erano presenti in simili abbondanze, di conseguenza venne dedotto che il cianogeno era il prodotto della dissociazione di HCN.\"\"<\/p>\n

Sopra \u00e8 riportato un grafico che mostra chiaramente la diversa abbondanza di molecole prodotte mentre la cometa Hale-Bopp si avvicinava al Sole, raggiungendo il perielio il 1 Aprile 1997. Lo studio \u00e8 stato effettuato, sfruttando diversi radiotelescopi, da un team di ricercatori capeggiati da N. Bivier (Osservatorio di Parigi) nel periodo compreso tra Agosto 1995 (quando la cometa era a circa 6.9 AU dal Sole) e Gennaio 1997 (quando Hale-Bopp era a 1.4 AU dal Sole). Fino ad una distanza di 4.7 AU l\u2019attivit\u00e0 cometaria era caratterizzata principalmente dall\u2019emissione di CO, prodotto dalla fotodissociazione di CO2<\/sub>. Il radicale OH ha prevalso sul CO quando la cometa ha raggiunto la distanza di 3 AU dal Sole. A distanze maggiori OH era presente in minima parte poich\u00e9 la molecola genitrice del radicale, ossia l\u2019acqua, a causa della ridotta temperatura, si staccava da nucleo cometario sotto forma di particelle di ghiaccio e non permetteva la dissociazione che invece \u00e8 avvenuta in seguito. Tra 3 e 2 AU l\u2019emissione di CO ha subito un\u2019attenuazione: una possibile spiegazione di tale fenomeno consiste nell\u2019ipotizzare una trasformazione della crosta cometaria da ghiaccio amorfo (permeabile) a ghiaccio cristallino (meno permeabile), ostacolando la fuoriuscita del monossido di carbonio. \"\"Inoltre, ad una distanza dal Sole inferiore a 3 AU, il metanolo (CH3<\/sub>OH) tendeva ad aumentare lievemente. Secondo diversi studi, l\u2019abbondanza di metanolo nei nuclei cometari potrebbe suggerire la provenienza delle comete. Se si nota, tramite analisi spettrale, un\u2019abbondanza di metanolo superiore al 3% rispetto all\u2019abbondanza di acqua, molto probabilmente le comete provengono dalla Nube di Oort. Se invece la quantit\u00e0 di metanolo \u00e8 inferiore al\u20191% rispetto all\u2019acqua, la regione di provenienza \u00e8, presumibilmente, la pi\u00f9 vicina Fascia di Kuiper. Per gli altri composti chimici l\u2019aumento di emissione \u00e8 risultata essere proporzionale all\u2019avvicinamento al Sole.<\/p>\n

Uno studio condotto da McKay A.\u00a0J. et al., nel 2011 aveva lo scopo di comprendere se l\u2019emissione di molecole potesse variare lungo la direzione di avvicinamento al Sole rispetto alla direzione opposta. Acquisendo lo spettro della cometa periodica 103P\/Hartley nel visibile, prima e dopo il suo passaggio al perielio (avvenuto il 28 Ottobre 2010), si \u00e8 potuto stimare la quantit\u00e0 di CN, C3<\/sub>, C2<\/sub>, CH ed NH2<\/sub> emessi nella direzione verso il Sole (individuati dalle linee tratteggiate) e nella direzione opposta al Sole (individuati dalle linee continue). Analizzando gli spettri del cianogeno (CN) sembra che non ci sia alcuna asimmetria nella sua emissione. Infatti CN viene emesso dal nucleo cometario con uguale abbondanza sia lungo la direzione del Sole che in quella opposta. L\u2019emissione di C3<\/sub>, C2<\/sub>, CH ed NH2<\/sub> mostra, invece, delle asimmetrie nelle due direzioni. In particolare, sembra che C2<\/sub> venga emesso nella direzione antisolare con una quantit\u00e0 superiore ad un fattore 2 rispetto a quella emessa lungo la direzione del Sole. Anche C3<\/sub> viene emesso maggiormente nella direzione opposta al Sole, anche se il fattore di emissione \u00e8 inferiore a 2. \"\"Come si evince dal grafico, inoltre, l\u2019emissione di CH della cometa 103P\/Hartley sembra essere quasi assente nella direzione del Sole, la quale avviene quasi totalmente lungo la direzione antisolare.<\/p>\n

Studi cos\u00ec approfonditi sono in fase di realizzazione per la cometa C\/2014 Q2, ma lo spettro visibile in bassa risoluzione allegato, acquisito l’1 Gennaio 2015 presso l’Osservatorio Astrofisico R.P.Feynman mostra il tipico aspetto. Si notano i picchi di emissione associati alle molecole che, sublimando dal nucleo quando la cometa \u00e8 in avvicinamento al Sole, generano il fenomeno della fluorescenza. I picchi di emissione si manifestano a specifiche lunghezze d\u2019onda a seconda delle molecole responsabili del fenomeno. Infatti i picchi a 4700A\u00a0e 5100A\u00a0individuano l\u2019emissione di fluorescenza dovuta al C2<\/sub> che \u00e8 responsabile del colore verde della chioma. Il picco di emissione dovuto al CN a 3880A suggerisce che anche il cianogeno contribuisce alla colorazione della chioma fornendo una tonalit\u00e0 violacea. Il nostro occhio, per\u00f2, non \u00e8 molto sensibile a tale lunghezza d\u2019onda e non \u00e8 facile percepire questo colore. In pi\u00f9 l\u2019altezza del picco individua l\u2019intensit\u00e0 dell\u2019emissione, strettamente connessa con l\u2019abbondanza dell\u2019elemento chimico.<\/p>\n

Come accennato prima la coda di ioni \u00e8 solitamente azzurrognola e la coda di particelle cariche della cometa Lovejoy non \u00e8 da meno: lo spettro \u00e8 composto da righe di emissione associate alla fluorescenza da parte degli ioni cometari, molto probabilmente ioni d\u2019acqua H2<\/sub>O+ e ioni di monossido di carbonio CO+. La coda di polveri \u00e8 invece caratterizzata da uno spettro continuo poich\u00e9 le polveri diffondono la radiazione solare con uguale intensit\u00e0 a tutte le lunghezze d\u2019onda.<\/p>\n

La Lovejoy ci terr\u00e0 compagnia ancora per un po\u2019 e se il meteo sar\u00e0 clemente potremmo continuare ad ammirarla e a studiarla in dettaglio.<\/p>\n

Osservare una cometa al telescopio \u00e8 un\u2019emozione intensa, non solo per gli specialisti ma anche per chi nutre una forte passione per gli oggetti celesti e le fredde notti invernali non sono di certo un ostacolo insormontabile.<\/p>\n

Chi dovesse perdersi lo spettacolo potrebbe riprovarci fra 8000 anni, sempre se \u00e8 in possesso dell\u2019Elisir di lunga vita!<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

La cometa C\/2014 Q2 (Lovejoy) ha animato le ultime notti di Dicembre 2014 e ha permesso a tutti gli appassionati di astronomia di salutare il nuovo anno ammirando la sua spettacolare chioma e lunga coda. Il passaggio della Lovejoy nei … Continua a leggere→<\/span><\/a><\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"footnotes":""},"categories":[59,73],"tags":[40,71,92,75],"class_list":["post-776","post","type-post","status-publish","format-standard","hentry","category-planetologia","category-progetto-polaris","tag-anna-galiano","tag-comete","tag-lovejoy","tag-progetto-polaris"],"_links":{"self":[{"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts\/776","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcomments&post=776"}],"version-history":[{"count":11,"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts\/776\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":985,"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts\/776\/revisions\/985"}],"wp:attachment":[{"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fmedia&parent=776"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcategories&post=776"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"http:\/\/www.osservatoriofeynman.eu\/kalos\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Ftags&post=776"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}