Fascia degli asteroidi
Immagine della fascia principale e degli asteroidi troiani
Gli asteroidi sono piccoli corpi del sistema solare composti principalmente di rocce di silicati, metalli e condriti carbonacee.
La fascia principale degli asteroidi occupa la regione tra le orbite di Marte e Giove, tra 2,3 e 3,3 UA dal Sole.
Si ritiene che siano residui rimasti dal processo di formazione del sistema solare, la cui fusione è fallita a causa dell’interferenza gravitazionale di Giove.
Il raggio di un asteroide di questa fascia può andare da centinaia di chilometri fino a pochi centimetri. Tutti gli asteroidi, salvo il più grande, Cerere (vedi sotto), sono classificati come corpi minori del sistema solare.
La fascia degli asteroidi contiene decine di migliaia, forse milioni, di oggetti sopra il chilometro di diametro.
Tra i maggiori:
Nonostante questo, la massa totale di tutti gli asteroidi della fascia principale difficilmente arriverebbe a più di un millesimo della massa della Terra.
La fascia principale, contrariamente a quello che potrebbe sembrare, è scarsamente popolata: sonde spaziali passano continuamente attraverso di essa senza incorrere in incidenti di alcun tipo.
Gli asteroidi con diametri compresi tra 10 e 10−4 m, sono chiamati meteoroidi.
Il pianeta nano Cerere
Cerere (2,767 UA) è il più grande e massiccio corpo della fascia principale degli asteroidi ed è stato classificato nel 2006 come pianeta nano.
Orbita ad una distanza di 2,767 UA dal Sole con un’eccentricità di 0,0755 (minore di Mercurio e Plutone) ed un periodo di rivoluzione di (1681,214 giorni / 4,604 anni).
Riceve dal sole mediamente 177,4 W/m2
Possiede un diametro di poco meno di 1000 km (939,4), grande abbastanza perché la propria gravità gli dia una forma sferoidale.
Ha una densità di 2,162 kg/dm3, una massa di 0,000159 Mt, una gravità di 0,284 m/s2, una velocità di fuga di 0,56 km/s.
Inoltre ha una magnitudine assoluta di +3,36 con un albedo di 0,09.
Ruota su se stesso in sole 9h 4min 28sec.
Cerere, quando è stato scoperto nel XIX secolo, da Giuseppe Piazzi a Palermo, è stato considerato un pianeta, ma è stato riclassificato come asteroide nel 1850, dopo che ulteriori osservazioni rivelarono la presenza di altri numerosi corpi simili.
È stato nuovamente riclassificato, nel 2006 dall’IAU, come pianeta nano.
SCHEDA DI CERERE:
4 Vesta:
4 Vesta è un grande asteroide della Fascia principale, il secondo pianetino più massivo della fascia di asteroidi, con un diametro medio pari a circa 529,25 Km e una massa stimata pari al 12% di quella dell’intera fascia.
Si era ipotizzato che fosse possibile riconsiderarlo un pianeta nano, ma non è stato considerato tale, in quanto il corpo celeste non si trova in equilibrio idrostatico.
Vesta orbita a 2,361 UA con un’eccentricità di 0,0886 in 3,63 anni, riceve dal sole 243,6 W/m2.
Ha le dimensioni di un ellissoide triassiale non in equilibrio idrostatico di 578x560x458 km, con una massa pari a 0,00004555 Mt (il 28,63% di Cerere) ed una densità di 3,4 kg/dm3.
Le sue dimensioni e la sua superficie insolitamente brillante fanno di Vesta l’asteroide in assoluto più luminoso e talvolta l’unico visibile a occhio nudo dalla Terra (oltre a 1 Cerere, in circostanze visive eccezionali). È anche quello più studiato, grazie alla disponibilità di campioni di roccia sotto forma di meteoriti HED.
SCHEDA DI VESTA:
2 Pallade:
Pallade ha un volume paragonabile a quello dell’asteroide Vesta e nel tempo i due corpi celesti si sono contesi il titolo di secondo più grande asteroide del sistema solare interno.
Tuttavia rispetto a Vesta, Pallade è molto meno massiccio.
Pallade ha un diametro medio di circa 530 km ed una densità di 3,1 kg/dm3
La massa di Pallade è stimata in (2,11 ± 0,26) × 1020 kg e pari all’80% di quella di Vesta, al 22% di Cerere e a circa lo 0,3% di quella della Luna.
Si stima che Pallade contenga il 7% dell’intera massa della fascia principale.
Orbita a 2,772 UA dal Sole con un’eccentricità di 0,2309 e molto inclinata 34,8409°, con un periodo di rivoluzione di 4,62 anni.
Pochissimo si sa delle caratteristiche superficiali di Pallade. Le immagini raccolte dal Telescopio spaziale Hubble con una risoluzione di circa 70 km per pixel mostrano variazioni tra un pixel e l’altro, che, tuttavia, combinate con l’albedo di Pallade – mediamente del 12% – si collocano al limite inferiore di rilevabilità. Sono inoltre piuttosto limitate le differenze tra le curve di luce ottenute nel visibile e nell’infrarosso, mentre c’è un maggiore distacco nell’ultravioletto.
Queste ultime suggeriscono la presenza di un grosso bacino d’impatto nell’emisfero settentrionale dell’asteroide.
RICOSTRUZIONE DELLA FORMA DI PALLADE:
Gli Asteroidi doppi, multipli o con piccoli satelliti
243 Ida:
Il primo asteroide di cui abbiamo avuto conferma di un satellite è stato 243 Ida, poi ne sono stati scoperti molti altri, Ida ha un satellite in orbita di nome Dattilo con un diametro di circa 1,4 km.
Come gli altri asteroidi che fanno parte della fascia principale, l’orbita di Ida si trova tra quelle di Marte e Giove.
Il suo periodo di rivoluzione è pari a 4,84 anni, mentre il suo periodo di rotazione corrisponde a 4,63h. Ha una forma irregolare e allungata ed è apparentemente composto da due larghi oggetti tenuti insieme in una forma allungata con dimensioni di 53,6 × 24,0 × 15,2 km.
La sua superficie è una delle più craterizzate del sistema solare e presenta una vasta varietà di crateri differenti per età e grandezza.
2017 YE5
2017 YE5 è la sigla provvisoria per un’asteroide binario sub-chilometrico, si tratta di un Near-Earth di tipo (Apollo). L’asteroide è passato entro le 16 distanze lunari, circa 6 milioni chilometri dalla terra il 21 giugno 2018, che resterà l’approccio più vicino per i prossimi 170 anni. Ogni membro del sistema binario ha approssimativamente una massa equivalente ed hanno dimensioni di circa 0,9 chilometri di diametro. Il periodo orbitale è di 4,74 anni (1.730 giorni), ed i due corpi ruotano attorno al loro comune baricentro con un periodo che si ritiene di circa 20 – 24 h.
L’orbita presenta un semiasse maggiore di 2,82 UA con un perielio di 0,8171 UA ed un afelio di 4,82 UA, e quindi con un’eccentricità elevata di 0,7102.
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Gruppi e famiglie di asteroidi:
Gli asteroidi nella fascia principale sono divisi in Gruppi e famiglie di asteroidi sulla base delle loro caratteristiche orbitali. I satelliti degli asteroidi sono asteroidi che orbitano attorno ad asteroidi più grandi. Essi non sono chiaramente distinguibili come i satelliti dei pianeti, in quanto a volte questi satelliti sono grandi quasi quanto il loro partner.
La cintura principale di asteroidi contiene anche una cintura di comete che possono essere state la fonte di acqua della Terra.
La famiglia di asteroidi Hilda si trovano in risonanza orbitale 2:3 con Giove.
I Troiani di Giove:
Gli asteroidi troiani si trovano nei punti L4 e L5 di Giove (regioni gravitazionalmente stabili poste lungo l’orbita del pianeta); il termine “troiano” è utilizzato anche per piccoli corpi situati nei punti di Lagrange di altri pianeti e satelliti.
Nel 1772 il matematico Joseph-Louis Lagrange, nei suoi studi concernenti il problema dei tre corpi ristretto, predisse che un piccolo corpo, che condivide la propria orbita con un pianeta, ma giace in un punto posto 60° davanti o dietro di esso lungo il suo tragitto orbitale, risulta vincolato nei pressi di uno di questi punti; il corpo così intrappolato libra lentamente attorno al punto esatto di equilibrio seguendo una traiettoria a ferro di cavallo. Questi punti, rispettivamente quello anteriore e quello posteriore, sono detti punti lagrangiani L4 ed L5. Fu però necessario attendere più di un secolo prima che venisse scoperto il primo asteroide posto in un punto lagrangiano.
Le stime sul numero totale dei troiani sono basate su indagini approfondite di porzioni relativamente limitate di cielo. Si ritiene che il numero di oggetti presenti in L4 sia compreso tra le 160.000 e 240.000 unità per quanto riguarda gli oggetti di dimensioni superiori a 2 km, e ammonti a circa 600.000 per i corpi più grandi del chilometro; ipotizzando, secondo le stime, che in L5 sia presente un numero equivalente di oggetti simili, il numero complessivo degli asteroidi troiani supererebbe il milione, un numero raffrontabile con quello degli asteroidi della fascia principale.
La massa totale dei troiani è stimata in 0,0001 masse terrestri, un quinto della massa totale della fascia principale.
Esistono anche dei troiani di Marte e dei troiani di Nettuno.
624 Ettore
Si tratta del più grande degli asteroidi troiani di Giove, si trova ad orbitare intorno al punto L4, quindi nel ”campo greco”.
Ha un semiasse maggiore di 5,256 UA con un periodo di rivoluzione di 12,05 anni ed un’eccentricità pari a 0,0240374.
E’ uno dei corpi più allungati nelle sue dimensioni nel Sistema solare, misurando 370×195 km, il che portò ad ipotizzare che Ettore potesse essere un asteroide binario a contatto come ad esempio 216 Kleopatra, successive osservazioni del telescopio spaziale Hubble, effettuate nel 1993, pur non mostrando un’evidente figura bilobata, non hanno neppure permesso di escludere la possibilità di un contatto binario. Infine nel 2006 fu scoperto un piccolo satellite di circa 12 km, che comunque a confermato la natura binaria dell’asteroide ad opera di Franck Marchis, poi nel 2017 il satellite ha ricevuto la denominazione 624 I Skamandrios.
Asteroidi Planeto-Secanti:
Questi asteroidi possono rimanere nelle loro orbite solo per un periodo limitato che può variare da 10 a 100 milioni di anni e prima o poi, tendono ad essere eliminati a causa di decadimenti orbitali o collisioni con i pianeti interni oppure ad essere espulsi al di fuori del sistema solare a seguito di un passaggio ravvicinato con un pianeta.
Per l’azione di questi fenomeni, questo tipo di corpi avrebbe dovuto essere già stati completamente eliminati, ma l’insieme degli asteroidi Planeto-Secanti viene continuamente riequilibrato da nuovi oggetti provenienti dalla fascia di asteroidi.
I Near-Earth sono quelli che si avvicinano alla Terra e presentano rischi di impatto, si possono suddividere in tre famiglie:
- Asteroidi Aten il cui semiasse maggiore minore una unità astronomica;
- Asteroidi Apollo il cui semiasse maggiore è superiore di una unità astronomica e il perielio inferiore a 1,017 UA;
- Asteroidi Amor il cui semiasse maggiore è compreso tra quello della Terra e quello di Marte e il cui perielio è leggermente fuori dall’orbita terrestre circa 1,017 – 1,3 UA.
I Quasi-Satelliti:
Il sistema solare interno presenta anche degli asteroidi near-Earth, molti dei quali attraversano le orbite dei pianeti interni, come i Quasi-Satelliti della Terra (vedi sotto).
Terra
Tra i quasi-satelliti finora noti della nostra Terra vi sono: 3753 Cruithne, 2002 AA29, 2003 YN107, 2004 GU9, (419624) 2010 SO16 , 2014 OL339 e 2016 HO3. I primi due rimangono in orbite quasi satellitari per periodi compresi tra decine e centinaia di anni.
Venere
Venere possiede il quasi-satellite 2002 VE68. Questo asteroide è anche geosecante e ermeosecante; si ritiene che si trovi in orbita attorno a Venere da almeno 7.000 anni, ma che sia destinato ad essere espulso da questa configurazione orbitale tra circa 500 anni.
Nettuno
Al febbraio 2013, si conosce un solo quasi-satellite di Nettuno: (309239) 2007 RW10, inizialmente scambiato per un troiano di Nettuno, ma poi confermato quasi-satellite dello stesso pianeta: rimarrà nell’attuale orbita per circa altri 12500 anni
3753 Cruithne
Cruithne è il più grande dei Quasi-Satelliti della Terra (5km), e descrive una rivoluzione completa intorno al Sole in circa un anno.
Essendo il suo periodo orbitale uguale a quello della Terra, si potrebbe dire, quindi, di una risonanza orbitale con rapporto 1:1, ma poiché la distanza di Cruithne dal Sole e la sua velocità orbitale variano di molto durante il periodo di rivoluzione, dal punto di vista terrestre non vedremo mai Cruithne ruotare intorno alla nostra stella, ma la sua orbita appare a forma di fagiolo.
Tuttavia l’orbita di Cruithne non è definitivamente stabile come, ad esempio, quella degli asteroidi Troiani.
L’asteroide subisce, rispetto alla Terra, una piccola deviazione che lo porta a descrivere, con il passare del tempo, un tipo di orbita co-rotante detta a ferro di cavallo. Osservandolo dal nostro pianeta, Cruithne descrive un’orbita molto complessa condividendo in parte quella terrestre.
Però, secondo le leggi di Keplero, percorrendo mediamente una traiettoria più vicina al Sole, ha una velocità angolare maggiore rispetto alla Terra che lo porta quindi ad allontanarsi. Essendo il suo periodo orbitale leggermente inferiore a un anno, precede la Terra lungo la stessa orbita e, dopo circa 385 anni, la raggiunge dalla parte opposta.
Avvicinandosi, l’influenza gravitazionale del nostro pianeta gli fornisce una frazione di energia sufficiente a espandere l’orbita, portandosi a una distanza superiore di un’unità astronomica e impedendogli così di scontrarsi con il nostro pianeta. Essendosi allontanato, il suo periodo orbitale diviene poco maggiore di un anno, ma questa volta è la Terra a essere più veloce. Dal nostro punto di riferimento, si osserva Cruithne allontanarsi e dopo altri 385 anni, riavvicinarsi a noi, seguendo a ritroso lo stesso percorso precedente, ma a una distanza maggiore dal Sole. Al successivo avvicinamento, la Terra sottrarrà energia portando l’asteroide a compiere un’orbita più vicina alla nostra stella e con velocità maggiore, riprendendo quella precedente e completando definitivamente la traiettoria. Per compiere un ciclo completo e tornare alla medesima posizione, Cruithne impiega circa 770 anni.
SCHEDA DEI ”QUASI-SATELLITI” della TERRA:
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