di Albino Carbognani
Dipartimento di Fisica Università di Parma

Abstract

In questo lavoro si cerca di ricostruire l'identità del meteoroide che ha originato il bolide del 12 agosto 1998. Dopo una breve introduzione qualitativa, che illustra la tecnica del calcolo delle traiettorie dei bolidi in atmosfera, vengono presentati i dati raccolti, la traiettoria proiettata al suolo e la quota in funzione del punto iniziale. Dopo una stima della massa e della velocità fuori atmosfera viene calcolata l'orbita del meteoroide. L'orbita è qualitativamente simile a quella degli asteroidi di tipo Apollo (semiasse maggiore più grande di 1 UA e perielio inferiore a 1.017 UA). Viene discussa infine la percezione del rumore da parte degli osservatori al suolo, dimostrando che non poteva essere generato da una normale onda acustica. Il rumore è quindi di tipo anomalo e vengono illustrati i risultati più recenti raggiunti in questo campo di indagine.

Introduzione

Il 12 agosto 1998 fra le 21:49:00 e le 21:49:30 T.U. dalle regioni settentrionali e centrali italiane, in particolare da quelle che si affacciano sull'Adriatico, è stato possibile assistere al passaggio di un bolide di magnitudine apparente compresa fra -9 e -14. Per bolide qui si intende una meteora di magnitudine inferiore a -4, ma non è un limite universalmente accettato [1].

Grazie alla sovrapposizione temporale con il massimo dello sciame delle Perseidi il passaggio del bolide è stato osservato da numerosi testimoni. Da alcune di queste testimonianze è stato possibile sia ricostruire la traiettoria in atmosfera che fare una stima della possibile orbita seguita dal meteoroide che ha generato il bolide.

Una testimonianza inedita

Per introdurre l'argomento riportiamo brevemente una testimonianza inedita raccolta a Parma. La notte del 12 agosto 1998 alle 21:49 TU il cielo è sereno e senza nubi. La Luna è bassa sull'orizzonte est e più in alto, a sud-est, brilla il pianeta Giove. L'orizzonte nord è perfettamente visibile, il traffico molto scarso. Il testimone aveva lo sguardo rivolto verso nord nella speranza di scorgere qualche Perseide. All'improvviso ode un rumore simile ad uno scoppiettio e contemporaneamente scorge "qualcosa" all' estrema destra del campo visivo. Girandosi di scatto vede il bolide fra la Luna e Giove dirigersi verso nord-est ad un'altezza di circa 10° sull'orizzonte. Il bolide all'inizio mostra

la parte anteriore della "testa" di colore verde, mentre in quella posteriore sono visibili piccole "scintille" di colore giallo-chiaro, percorre una traiettoria di 55° in azimut, mantiene lo stesso aspetto ed emette un leggero sibilo. Dietro di se lascia una scia "fumosa" di colore scuro. Non è stato osservata nessuna frammentazione o flare finale. In Fig.1 riportiamo un disegno con l'aspetto del bolide verso la fine della sua traiettoria.

Descrizioni simili sono state riportate da altri testimoni. I colori descritti vanno dal bianco-verde, verde al giallo-rosso. Tutti gli osservatori concordano nella presenza della scia e una frazione non trascurabile afferma di avere udito un rumore simile ad un leggero boato in concomitanza con l'apparizione del bolide. Alcune osservazioni parlano di un flare prima dell'estinzione.

Calcolo della traiettoria e dell'orbita

Per il calcolo della traiettoria in atmosfera è indispensabile conoscere le coordinate azimutali (altezza e azimut) dei punti iniziale e finale della traiettoria, le coordinate geografiche (latitudine, longitudine, quota) del sito osservativo e la durata temporale del fenomeno. Se si hanno a disposizione questi dati per almeno due punti diversi di osservazione è possibile risalire alle quote e alla velocità del meteoroide in atmosfera. Il procedimento di calcolo è noto come "triangolazione". Da quanto detto discende l'importanza di accurate osservazioni della traiettoria sulla sfera celeste. Purtroppo la maggior parte degli osservatori si sofferma maggiormente sull'aspetto "fisico" (colore, scia, frammentazione, ...) del fenomeno, e con questi sole informazioni molte testimonianze sono poco utili per il calcolo della traiettoria reale.

Un problema legato alla riduzione dei dati è che, in generale, le coordinate azimutali fornite dai due diversi osservatori non si riferiscono agli stessi punti della traiettoria del bolide [2]. Infatti, salvo casi particolari, le osservazioni non sono simultanee ed inoltre vengono influenzate sia dalla trasparenza atmosferica dei due luoghi che dagli ostacoli locali. Per questo motivo è ingenuo pensare che le linee di vista che vanno dagli osservatori agli azimut iniziali e finali si incrocino in due soli punti distinti (a parte le incertezze dell'osservazione visuale). In realtà le linee sono sparpagliate e le indicazioni che possono dare al primo impatto visivo (senza fare calcoli) sono molto grossolane.

Il calcolo della traiettoria sotto queste condizioni più generali è più complicato del caso ideale che di solito si trova esposto su libri e riviste, in cui i due osservatori danno le coordinate azimutali degli stessi punti della traiettoria. Questo caso "ideale" può essere realizzato con buona approssimazione solo per due macchine fotografiche identiche orientate in modo da riprendere la stessa porzione di atmosfera terrestre [3], [4].

In linea di principio le formule di triangolazione si ottengono intersecando i due piani che passano per gli osservatori e contenenti i versori che individuano i punti iniziali e finali della traiettoria. In questa sede non è possibile scendere nei dettagli matematici, tuttavia chiunque sia in possesso delle conoscenze di base della geometria analitica sarà in grado di risolvere il problema per proprio conto. C' è solo una osservazione da fare. Per avere una triangolazione che non sia troppo sensibile agli errori di osservazione è bene che la proiezione della traiettoria del bolide sul terreno cada fra due osservatori. In questo modo le incertezze sulla giacitura dei due piani non provocano variazioni estreme della retta di intersezione. Le cose peggiorano se la proiezione della traiettoria cade dalla stessa parte rispetto a tutti gli osservatori. In questo caso anche piccoli errori osservativi (che sono inevitabili) possono falsare i risultati. Nel nostro caso ci troviamo nella prima situazione descritta, quella favorevole.

Una volta nota la traiettoria, dalle durate osservate si può calcolare la velocità orizzontale media sulla superficie terrestre, e da qui risalire al vettore della velocità geocentrica apparente. Uso il termine "apparente" perchè bisogna correggere per il frenamento atmosferico e per l'attrazione gravitazionale terrestre. Per i bolidi "lenti" si applica anche la correzione per la rotazione terrestre, non è il nostro caso ma la correzione è stata applicata ugualmente. Trovata la velocità geocentrica basta sommare la velocità orbitale della Terra per ottenere subito il vettore della velocità eliocentrica. Nota quest'ultima e il vettore della distanza Terra-Sole nell'istante dell' osservazione si risale agevolmente agli elementi orbitali del meteoroide. Infatti conoscere i vettori posizione e velocità di un corpo celeste significa avere a disposizione i 6 numeri che permetteranno di trovare i 6 elementi orbitali [5], [6].

Per approfondire maggiormente gli aspetti matematici sul calcolo delle orbite dei bolidi si può consultare l'ottimo articolo di Zdenek Ceplecha, "Geometric, Dynamic, Orbital and Photometric data on Meteoroids from Photographic Fireball Networks", Bull. Astron. Inst. Czechosl., Vol.38,
pag. 222-234, 1987. La trattazione richiede una conoscenza di base della meccanica celeste.

Raccolta delle osservazioni

Nel cercare di calcolare la traiettoria di un bolide lo scoglio principale è costituito dalla raccolta delle informazioni. Per fortuna Internet facilita il compito: è indubbio che le comunicazioni e i contatti con i testimoni sono agevolati, anche se non è tutto oro quello che luccica. I dati utilizzati per il calcolo diretto della traiettoria sono esposti nella tabella che segue, i puntini indicano che il dato corrispondente è mancante.

Qui Ai, Hi e Af, Hf sono rispettivamente gli azimut e le altezze dei punti iniziali e finali della traiettoria. L'azimut è contato da nord verso est. In Tab.2 riportiamo altri dati osservativi (magnitudine apparente, durata, diametro apparente e presenza di rumore) che si riferiscono alle stesse località di Tab.1.

Infine nella Tab.3 elenchiamo altre osservazioni raccolte ma che non sono state utilizzate nei calcoli.

Il motivo della divisione dei dati fra le Tab.1/2 e 3 è presto detto. Per determinare la traiettoria non sono necessarie grosse quantità di punti purchè siano di discreta qualità, quindi si è preferito utilizzare solo le osservazioni migliori. Naturalmente non tutti i casi sono come questo, molto spesso bisogna arrangiarsi con quello che si riesce a reperire. Vediamo nel dettaglio perchè le osservazioni 1-5 della Tab.3 sono sospese:

1) Vago sia il punto di inizio che la località esatta

2) Vago sia il punto di inizio che quello finale (anche se in misura minore)

3) Vago sia il punto iniziale che quello finale

4) Vago il punto iniziale, molto vago quello finale

5) I punti iniziali e finali sono stati determinati a posteriori interrogando il testimone. Nonostante

l'ottimo lavoro svolto da Valeri (A.S.A.) i dati sulle altezze sono in netto contrasto con quelli della Tab.1

Anche dopo un "appello" lanciato sul NG di astronomia ("it.scienza.astronomia") non è stato possibile recuperare le osservazioni n.1, 2 e 3, che sicuramente avrebbero potuto essere utili.

La traiettoria in atmosfera

Vediamo i risultati dei calcoli. In Fig.2 è riportata la traiettoria del bolide proiettata sulla superficie terrestre. Sono indicati anche i punti utilizzati per tracciarla, frutto delle triangolazioni fra le località elencate nella Tab.1. Come si vede la dispersione dei punti è molto contenuta. La porzione tratteggiata della traiettoria indica che il bolide era visibile da alcune delle località della Tab.3. La parte "certa" della traiettoria (lunga 400 km) va dal punto di coordiante geografiche 43.5° N, 16° E al punto di coordinate 46.4° N, 12.6° E (50 km a nord di Pordenone), e lambisce le coste della ex Iugoslavia. L'azimut della traiettoria è di 322°. Come si vede dalla Fig.2 la traiettoria passa molto vicino alla città di Trieste da cui però non sono giunte segnalazioni. Peccato, perchè avrebbe reso più precisa la triangolazione con le altre località italiane.

Le stime di diametro apparente sono poche, tuttavia dal valore di Parma (0.2° all'inizio della traiettoria), tenendo conto che in quell'istante il bolide era alla distanza di 480 km dall'osservatore si trova un diametro reale per la "testa" del bolide di circa 2 km. Utilizzando la stima di Remanzacco (0.7°) si ricava un diametro di 1 km, ma bisogna tenere presente che da Remanzacco il bolide è stato visto dopo Parma. Per S.Giovanni Persiceto si trova un valore di 0.8 km. In media 1.3±0.6 km. Ricordiamo che la "testa" del bolide è formata dalla bolla di plasma che il meteoroide genera durante il rientro atmosferico. Vedremo fra poco come il diametro di quest’ultimo (la parte solida del bolide) è stimabile dell'ordine del metro.

In Fig.3 riportiamo l'andamento della quota in funzione del punto iniziale posto a 43.5° N e 16° E. Come si vede la quota iniziale era sugli 80 km, mentre si arriva a valori di 40 km alla fine. I valori tipici per le comuni meteore sono, rispettivamente, 110 km e 80 km. L'incertezza associata ai valori della quota, stimabile con i minimi quadrati, è di ± 5 km, l'inclinazione i della traiettoria è di 6° ± 1° . Con questi dati si può trovare il possibile punto di impatto al suolo. Le coordinate sono le seguenti: 49° N, 10° E. Questa località si colloca a nord-est di Stoccarda. Non è detto però che il meteoroide sia sopravvissuto sino al suolo. Con le poche stime di durata a disposizione (solo Parma, Remanzacco e Monte Romano, vedi Tab.2) la velocità media visuale rispetto al suolo risulta di 30 ± 10 km/s. Purtroppo una incertezza del 30% sulla velocità non è cosa da poco, tuttavia con solo stime visuali a disposizione questa indeterminazione è inevitabile.

Va decisamente meglio con le misure radar della velocità, la stazione radar di Remanzacco [9] ha stimato un valore di 17.5±2.5 km/s. D’ora in avanti assumeremo questo valore per la velocità in atmosfera del bolide.

La massa del meteoroide

La stima della velocità media unita a quella della magnitudine assoluta, permette di ottenere l'ordine di grandezza della massa media m del meteoroide. La magnitudine assoluta  di una meteora è la magnitudine apparente che la meteora avrebbe se si trovasse allo zenit dell’osservatore e ad una quota di 100 km. La si può calcolare usando la formula [3]:

dove  è la magnitudine apparente media, Z la distanza zenitale media, q la quota media in km e dM tiene conto dell'assorbimento atmosferico. I logaritmi sono in base 10. Usando i valori di  della Tab.2 si trova =-12 ± 1. La potenza del bolide è data da [10]

e risulta pari a  erg/s. Assumendo il valore trovato prima per  possiamo stimare la massa media del meteoroide usando la relazione massa-luminosità per le meteore (Sarma e Jones, 1986), [3]:

dove V è la velocità dentro l’atmosfera in km/s, m è la massa in grammi e i l’inclinazione della traiettoria sulla superficie terrestre. Utilizzando l'equazione precedente si trova m=2000 Kg per V=17.5 km/s. Ipotizzando una densità di 3 grammi per centimetro cubo (valida nel 95% dei casi) si ricava un diametro medio di circa 100 cm. Se confrontiamo questi valori con quello della "testa" del bolide calcolato prima vediamo che il diametro del meteoroide è circa 1300 volte più piccolo.

Un corpo del diametro dell'ordine del metro è difficilmente rilevabile dai telescopi a terra, anche se transita in prossimità del nostro pianeta. Infatti con un albedo di 0.05 un meteoroide da un metro di diametro alla distanza della Luna avrebbe una magnitudine apparente di +25. Fino ad ora la dimensione minima osservata è stata fra i 5 e i 10 metri, pari al diametro del NEA 1991 BA che la notte del 18 gennaio 1991 alle 17h 19m TU passò a soli 170.000 km dal centro della Terra [11].

Calcolo della velocità fuori atmosfera

Prima di calcolare gli elementi orbitali è necessario tenere conto della perdita di energia cinetica subita dal meteoroide nell'attraversare l'atmosfera. Il tasso di perdita di massa per ablazione è dato da [10]:

dove t » 0.01 è il coefficiente di luminosità. Con i valori di L e V a disposizione si trova  Kg/s. Assumendo la velocità media di 17.5 km/s il bolide ha impiegato 23 s per percorrere i circa 400 km della traiettoria nota e la perdita di massa è stata di circa 400 Kg, il 20% della massa media. Un 20% non è una perdita drammatica e possiamo trascurare l'ablazione. In questo caso l'equazione del moto del meteoroide si trova subito imponendo la conservazione della quantità di moto durante gli urti con le molecole dell'atmosfera [10]:

dove , R è il raggio del meteoroide, C=0.5 è il coefficiente di resistenza,  è la densità dell’aria funzione della quota e v è la velocità del meteoroide. Usando la legge delle atmosfere:

ed integrando si trova:

Qui  è la velocità del meteoroide prima dell'ingresso in atmosfera, H=8 km è l’altezza di scala dell'atmosfera,  = 57 km è la quota media,  = è la densità del meteoroide, i l’angolo di inclinazione, infine  = 0.001293 è la densità dell'aria a livello del suolo. Con questa formula, assumendo R=50 cm, si trova che il valore della velocità prima dell’ingresso in atmosfera è di circa il 2% superiore a quella finale. Quindi il valore con cui calcolare gli elementi orbitali è 18 km/s.

Gli elementi orbitali del meteoroide

Se si calcola l'orbita usando il valore di 18 km/s per la velocità fuori atmosfera si ottengono gli elementi orbitali che riportiamo nella Tab.4.

Le coordinate equatoriali del radiante vero diventano a =17 h, d =-37°, punto che si colloca vicino a e Sco.

In Fig.4 è rappresentata l'orbita del meteoroide con i dati della Tab.4 vista dal polo nord dell'eclittica. La posizione dei pianeti è quella del 12 agosto 1998. Sono anche tracciate le orbite dei pianeti Marte, Terra, Venere e Mercurio. Notare l'intersezione dell'orbita del bolide con il simbolo della Terra: il 12 agosto il meteoroide è passato al suo nodo ascendente ed ha trovato la Terra ad aspettarlo.

Considerate le caratteristiche dell'orbita, il meteoroide del 12 agosto è un asteroide di tipo "Apollo". Di questi ultimi sono noti 311 oggetti, hanno la caratteristica di avere un semiasse maggiore superiore ad 1 UA e una distanza perielica inferiore a 1.017 UA. Il nome "Apollo" deriva dal capostipite della categoria: 1862 Apollo, scoperto da Reinmuth nel 1932. Gli asteroidi di tipo Apollo sono un sottoinsieme degli Earth-crossing (o NEAs, Near-Earth Asteroids, [12]) che comprende anche gli asteroidi di tipo "Aten" e "Amor" in numero, rispettivamente, di 47 e 308: in totale 660 corpi conosciuti. I NEAs sono asteroidi del sistema solare interno, da non confondersi con quelli della fascia principale le cui orbite sono comprese fra 2.1 e 3.6 UA dal Sole.

È ragionevole identificare i meteoroidi con dimensioni dell'ordine del metro con i NEAs? La risposta è affermativa. L'evoluzione dinamica dei bolidi sporadici mostra di essere del tutto simile a quella degli asteroidi near-Earth [13]. Questo suggerisce che NEAs e meteoroidi siano due componenti a diversa scala di una stessa popolazione di oggetti interplanetari.

Ci si può chiedere quale sia l'origine dei "piccoli" NEAs. I risultati delle integrazioni numeriche, con tempi scala del milione di anni, indicano che le risonanze degli asteroidi della fascia principale con Giove e Saturno hanno un ruolo determinante nel deviare gli asteroidi su orbite near-Earth. È questo il meccanismo (valido anche per gli oggetti maggiori) che rifornisce di oggetti la fascia di asteroidi near-Earth scoperta nel gennaio 1991 dallo Spacewatch telescope. Negli anni '80 infatti si pensava che la popolazione dei NEAs si limitasse ai soli corpi più grandi, mentre nel '91 è risultato chiaro che sono molti di più e anche con dimensioni dell'ordine della decina di metri [14]. L'aggiunta dei meteoroidi alla famiglia ha quindi completato il quadro.

Il rumore

E ora veniamo a qualche considerazione sul rumore associato al bolide. Il suono è stato sicuramente udito da Parma, Remanzacco e S.Giovanni Persiceto (ma anche da Riccione). Di solito i bolidi molto luminosi, dalla magnitudine -8 in giù, generano dei suoni tipo "rombo di tuono" durante il rientro in atmosfera che vengono uditi alcuni minuti dopo il passaggio del meteoroide. La trasmissione dell'onda sonora verso il suolo dipende dalla temperatura, dalla densità e dall'andamento dei venti atmosferici. In generale più l'angolo i di ingresso in atmosfera è alto più è difficile udire il suono al suolo. Durante la propagazione in atmosfera le onde sonore con frequenza maggiore si smorzano più rapidamente delle altre, è questo il motivo del "rombo" con basse frequenze (fra 0.05 e 5 Hz) che gli osservatori odono al suolo [15]. Nel nostro caso però il suono è stato udito contemporaneamente al passaggio del bolide.

Dalla testimonianza di Parma ad esempio risulta chiaro che l'attenzione del testimone è stata colpita contemporaneamente dal rumore e dall'immagine ottica del bolide. Visto che, come abbiamo già detto sopra, la distanza fra Parma e il bolide nel punto iniziale era di 480 km è chiaro che il suono non poteva viaggiare alla classica velocità di circa 330 m/s, infatti in questo caso sarebbe dovuto arrivare all'osservatore ben 24 minuti dopo l'avvistamento ottico. Anche considerando la variazione di densità e temperatura dell'atmosfera (che può far variare la velocità del suono) la conclusione non cambia: una normale onda acustica non poteva propagarsi dal bolide all'osservatore in un intervallo di tempo dell’ordine del secondo. Considerazioni analoghe valgono per le altre località di Tab.2: 12 minuti di ritardo per S.Giovanni Persiceto e 2.5 minuti per Remanzacco.

Il suono udito in contemporanea, o prima, di vedere il bolide è detto suono anomalo. Questo tipo di suono viene udito in generale come un sibilo ma solo con bolidi di magnitudine -13 o inferiore [15]. Il problema posto dal suono anomalo è vecchio di almeno 279 anni. Il primo a sollevare la questione fu E.Halley riguardo al bolide che sorvolò l'Inghilterra nel 1719. Tuttavia Halley, vista l'impossibilità di ricondurre il suono udito ad un normale fenomeno acustico, ritenne il suono anomalo frutto di fantasia. Più prudente Sir Charles Blagdon, segretario della Royal Society di Londra, che nel 1784 lasciò aperto il problema. La cosa interessante è che il suono anomalo non viene percepito indistintamente da tutti gli osservatori ed è questo che ha fatto si che venisse considerato di origine psicologica (e non fisica) per parecchio tempo. Tuttavia ci sono dei casi davvero interessanti, come questo che ora vi espongo, uno fra i tanti [16], [17].

Alle 18:44 TU del 6 aprile 1978 un bolide di magnitudine -16 ± 2 passò da sud-ovest verso nord-est sopra l'area metropolitana di Sidney e Newcastle (Australia) e fu visto da centinaia di persone. Delle 33 testimonianze raccolte 15 fanno riferimento a sibili o rumori contemporanei al bolide. La realtà fisica del suono è confermata dal fatto che tre dei testimoni hanno percepito il suono prima di vedere il bolide. Addirittura due dei tre erano fra le pareti domestiche: hanno udito il suono, sono usciti e hanno visto il bolide. Per penetrare le mura l'agente fisico che genera il suono deve essere un'onda radio. In questo modo si spiega la contemporaneità fra bolide ottico e suono [18].

A che punto sono oggi le ricerche su questo interessante fenomeno? Il suono anomalo dei bolidi è ricondotto al fenomeno dell'elettrofonia: suono generato da onde elettromagnetiche. La stessa fenomenologia si registra talvolta anche per le aurore boreali [19]. Il suono elettrofonico è generato da onde elettromagnetiche di tipo ELF/VLF (Extremely/Very Low Frequency, fra 1 Hz e 100 KHz) che vengono trasformate in onde sonore udibili dall'orecchio umano sia a causa della interazione con il testimone che con l'ambiente circostante. L'elettrofonia ha registrato numerosi progressi a partire dagli anni '70 per merito del ricercatore Australiano C.S.L.Keay [18]. Secondo la teoria di Keay (elaborata nel 1980) la radiazione VLF si genera nella scia turbolenta del bolide. Il meccanismo è il seguente. La scia è costituita da plasma che si rende visibile grazie al processo di ricombinazione. Il campo magnetico terrestre resta "congelato" nella scia turbolenta e viene "attorcigliato" dai vortici del plasma che ne aumentano localmente l'intensità e quindi l'energia. In sostanza c'e' un processo di trasferimento di energia dalla scia al campo magnetico terrestre. Quando gli ioni si ricombinano il campo magnetico terrestre torna allo stato primitivo di intensità e si libera dell'eccesso di energia emettendola sotto forma di onde radio VLF. È vero che le meteore convertono l'energia cinetica in energia radio con una efficienza molto bassa [20], tuttavia le potenze coinvolte nei bolidi sono sufficienti per dare luogo all'elettrofonia.

A questo punto sorge spontanea una domanda: i bolidi emettono onde radio nel dominio VLF in quantità non trascurabile? La risposta è affermativa. Nel 1988 all'Università di Nagoya (Giappone) T.Watanabe e il suo gruppo registrarono per la prima volta l'emissione radio da parte di un bolide nel

dominio VLF. I risultati vennero confermati da un gruppo di ricercatori canadesi con osservazioni su un altro bolide. Tuttavia, ammessa l'emissione di onde VLF da parte bolidi tali onde sono sufficienti per provocare suoni elettrofonici? Per rispondere a questa domanda ci vengono in aiuto gli esperimenti condotti in laboratorio. Esperimenti condotti su volontari con un campo elettrico variabile di ampiezza massima 160 V/m (alla frequenza di 4 KHz) hanno permesso di stabilire che è possibile udire il suono, tuttavia la sensibilità "elettrofonica" dei vari soggetti può variare di un fattore 1000 e questo spiega come mai solo alcuni riescono ad udire suoni elettrofonici. Nel 1991 Keay ha dimostrato sperimentalmente che la sensibilità alle onde VLF è accresciuta se nell'ambiente si trovano dei "trasduttori" come alberi, arbusti, occhiali indossati dall'osservatore ecc. Questa può essere un ulteriore motivo per cui il suono anomalo viene percepito da alcuni ma non da tutti.

Come si vede la teoria elettrofonica del rumore anomalo è in grado di spiegare la varietà dei suoni che possono essere uditi durante il passaggio di un bolide. È un vero peccato che tale teoria sia poco nota al di fuori dei circoli scientifici.

Conclusioni

Da quanto esposto sopra è evidente come, anche con un numero relativamente basso di osservazioni visuali e fotografiche a disposizione, sia stato possibile tracciare un quadro sufficientemente completo di quello che è stato visto la notte del 12 agosto 1998. Naturalmente nuove osservazioni potranno migliorare i risultati già ottenuti ma, a parte il tipo di orbita seguita dal meteoroide, è improbabile un loro stravolgimento radicale. Non solo, il bolide del 12 agosto è stata anche una buona occasione per parlare di argomenti interessanti e poco noti come i fenomeni elettrofonici.

Ringraziamenti

Un sentito ringraziamento a Zdenek Ceplecha per l'accurata verifica dei calcoli sulla traiettoria in atmosfera e gli elementi orbitali, a Paolo Farinella per la lettura critica del testo e a Luigi Foschini per gli utilissimi consigli e le referenze bibliografiche.

Bibliografia

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