Asteroidi
Caratteristiche dei maggiori
pianetini del Sistema Solare
Indice:
1.
2.
3.
4.
5.
6.
Introduzione:
- Legge di Titius-Bode
- Caratteristiche generali degli asteroidi
- Classificazione in base alla composizione chimica
La Fascia Principale:
- Caratteristiche della Fascia:
. Famiglie Dinamiche
. Risonanze
. Greci e Troiani
. Sistemi Multipli
- Gli asteroidi della Fascia Principale
I Near Earth Asteroids:
- Classificazioni
. Amor
. Apollo
. Aten
- Caratteristiche dei NEA
Pianetini Esterni:
- Centauri
- TNO
- Caratteristiche dei TNO
Tabelle
Bibliografia
1.
Introduzione:
Per poter definire cosa sia un Asteroide occorre fissare prima i concetti
di pianeta e nanopianeta:
Indichiamo come PIANETA un corpo che:
1. Ha massa non superiore a 13 masse gioviane;
2. Ha massa sufficiente da fargli assumere una forma
approssimativamente sferica;
3. Percorre un’orbita eliocentrica.
Nell’immagine a fianco una
riproduzione del Sistema Solare
in cui sono presenti il Sole, i
pianeti
e i maggiori nanopianeti.
•
•
•
•
•
•
Indichiamo come
NANOPIANETA un corpo
che:
Ha massa sufficiente da fargli
assumere una forma
grossolanamente sferica;
Non è in posizione isolata
rispetto ad altri corpi;
Percorre un’orbita eliocentrica.
In base alle premesse effettuate,
definiamo ASTEROIDE un
corpo che:
Non è identificabile come
pianeta o nanopianeta;
Non è satellite di un pianeta o
nanopianeta;
Non presenta attività cometaria.
Sopra un confronto dimensionale
tra l’asteroide Vesta (a sinistra), il
nanopianeta Cerere (al centro) e il
nostro satellite naturale, la Luna
(a destra)
- Legge di Titius-Bode:
Già nel XVIII secolo era stata individuata una relazione matematica circa la
distribuzione delle distanze dal Sole dei corpi planetari:
D  0.4  0.3  2
( n 1)
Dove D è la distanza dal Sole in AU, n è il numero d’ordine della
successione progressiva dei pianeti contati a partire dal più vicino alla
Stella.
Con tale relazione si possono facilmente ricavare i seguenti dati:
Pianeta
n
2( n 1)
DTB [AU ]
Deffettiva[AU ]

0
0.4
0.387
Venere
1
1
0.7
0.723
Terra
2
2
1.0
1.0
Marte
3
4
1.6
1.52
Asteroidi
4
8
2.8
2.8
Giove
5
16
5.2
5.2
Saturno
6
32
10.0
9.5
Urano
7
64
19.6
19.2
Nettuno
8
128
38.8
30.1
Mercurio
La legge non è precisa per quanto riguarda Nettuno, la distanza
prevista si discosta apprezzabilmente dalla distanza effettiva.
•
•
Per n = 4 , in un primo momento, non era stato osservato alcun pianeta. Questa
discrepanza fece sì che tale legge venisse abbandonata per qualche tempo. Infine,
nel 1801, l’astronomo Giuseppe Piazzi scoprì, a 2.8 AU dal Sole, Cerere, che
fu il primo asteroide osservato.
Il 24 Agosto 2006, con l’introduzione della categoria dei nanopianeti, è stato
decretato che Cerere presenta le condizioni per poter essere annoverato nella
nuova categoria, pertanto attualmente non fa più parte dei corpi asteroidali.
A fianco un confronto tra il
nanopianeta Cerere
in basso a destra e il nostro
satellite, la Luna
Caratteristiche generali
degli asteroidi:
-
E’ stata individuata una relazione tra il numero di asteroidi e
il valore del loro diametro:
NdN  m
(q)
dm  D
( 2 3 q )
dD
dove dN è il numero di corpi contenuti in un
intervallo di massa [m, m+dm] e di diametro [D,
D+dD] e q è un valore numerico prossimo a 1.8.
A sinistra nel grafico è
riportato l’andamento del
logaritmo del numero di
asteroidi in funzione del
logaritmo del diametro
espresso in chilometri.
I corpi con un diametro
inferiore sono molti di più
rispetto a quelli di
diametro più grande.
•
•
•
•
La densità di un asteroide può variare tra 0.9 g/cm³ degli asteroidi più
porosi e 3.5 g/cm³ tipica dei più massicci e ferrosi.
Hanno una forma generalmente irregolare, simile ad un ellissoide a 3
assi.
L’albedo è generalmente basso, con valori che oscillano tra 0.02 e 0.4.
Sembra che il valore dell’albedo diminuisca con l’aumentare della
distanza dal Sole (probabilmente a causa del differente grado di
riscaldamento durante l’aggregazione del Sistema Solare). Gli asteroidi
risultano quindi essere tra i corpi più scuri del Sistema Solare.
Nell’immagine a sinistra un
confronto tra i maggiori
asteroidi della Fascia Principale.
- Classificazione in base alla
composizione chimica
- tipo C: sono i più numerosi, con colore neutro, albedo
molto basso e ricchi di minerali opachi e fotoassorbenti e
carbonati. Generalmente orbitano nella parte esterna della
Fascia.
- tipo S: presentano caratteristiche tipiche di rocce silicee,
con alta riflettività, righe di assorbimento nell’infrarosso e
colorazione rossastra dovuta a tracce di ossidi metallici.
Tendenzialmente occupano la parte interna della Fascia.
- tipo M: sono corpi piuttosto riflettenti, composti
prevalentemente da Ferro e Nichel.
2.
La Fascia Principale:
La Fascia Principale
degli asteroidi, non è
una zona
eccessivamente popolata
di corpi. Attraversandola
con una sonda, le
probabilità di impatti
non sono significative.
Tuttavia in miliardi di
anni le probabilità di
uno scontro tra due
oggetti appartenenti alla
Fascia non sono così
trascurabili.
- Caratteristiche della Fascia:
A causa delle reciproche
perturbazioni
gravitazionali e degli
effetti dell’attrazione
planetaria, gli asteroidi
percorrono orbite piuttosto
instabili e caotiche.
Molti sono gli effetti e le
particolarità studiati
all’interno della Fascia. Di
seguito se ne descrivono i
principali.
A fianco: una rappresentazione
della Fascia. In rosso sono
evidenziati i corpi appartenenti ad
essa.
• Famiglie dinamiche:
Hirayama (1918), studiando la dinamica degli urti tra asteroidi, scoprì alcuni
addensamenti di pianetini che presentavano elementi orbitali molto simili.
Analizzandone la distribuzione spaziale in funzione del semiasse maggiore a,
dell’eccentricità e e dell’inclinazione sin(i), si poterono identificare nei vari
diagrammi zone completamente spopolate e zone con una concentrazione di
elementi più elevata della norma.
Le zone spopolate sono state denominate Lacune (a cui venne aggiunto il nome
di Kirkwood in onore dello scopritore), mentre gli addensamenti sono stati
denominati gruppi o famiglie.
Nell’immagine a fianco si
riporta in ascissa il valore del
semiasse maggiore a, mentre
in ordinata quello del seno
dell’inclinazione sin(i).
Si possono chiaramente notare
le Famiglie e i Gruppi e le
Lacune di Kirkwood in
prossimità delle orbite
risonanti.
A fianco: una illustrazione
esplicativa sull’evoluzione di una
famiglia. All’inizio i frammenti
sono vicini tra loro, ma col tempo
le orbite ruotano angolarmente
per effetto della precessione e si
distribuiscono in un volume
toroidale attorno al Sole. Tuttavia,
parametri come semiasse
maggiore, inclinazione ed
eccentricità si mantengono quasi
costanti, permettendo
l’individuazione del gruppo.
Con il termine gruppo vogliamo identificare solo quei pianetini che
presentano parametri orbitali simili.
Con famiglia vogliamo intendere che i corpi che vi appartengono hanno
una probabile origine comune (p.es. la frammentazione di un corpo
maggiore).
Una famiglia si può identificare da caratteristiche spettrali simili, tali da
determinare una affinità chimica e geologica.
• Risonanze:
Nella Fascia Principale la distribuzione della materia non è omogenea.
Kirkwood (1866) notò che per alcuni valori del semiasse maggiore si
riscontrava una relativa mancanza di oggetti. La presenza di tali
lacune si spiega grazie alla terza legge di Keplero:
G ( M  m)  4 2
a3
P
2
dove M è la massa del corpo maggiore, m è la massa del
corpo minore, a è il semiasse maggiore e P il periodo di
rivoluzione. Si è scoperto che le Lacune di Kirkwood sono
poste in corrispondenza di orbite risonanti con quella di
Giove, cioè che i periodi di rivoluzione dei corpi risonanti e
quello del pianeta si possono rapportare secondo rapporti
numerici semplici.
Le risonanze di moto medio hanno
l’effetto di una spinta al corpo che risente della
risonanza. Se la spinta avviene nello stesso punto
di ogni orbita, l’energia del corpo può essere
aumentata. Fuori dalle zone di risonanza, tali
spinte avvengono casualmente con un
incremento energetico risultante nullo.
Le risonanze secolari si verificano
quando i due corpi hanno uguali periodi di
precessione della linea degli apsidi.
I corpi soggetti agli effetti di risonanza vengono
spinti su orbite sempre più allungate finché non
vengono estratti dalle zone di risonanza.
Nel grafico a sinistra si riportano in ordinata le
distanze dal Sole in AU, mentre in ascissa il numero
di pianetini. Sono evidenziate le principali orbite
risonanti.
• Greci e Troiani:
Si tratta di particolari addensamenti di corpi in risonanza 1/1 con Giove. Tale
fenomeno è dovuto all’azione combinata delle forze gravitazionali del Sole, di Giove
e dei singoli asteroidi (problema dei tre corpi ristretto, formulato da
Lagrange nel 1772).
In tale problema, dato un sistema di tre corpi soggetti alla reciproca forza
gravitazionale, si identificano 5 punti di equilibrio detti punti lagrangiani.
I punti L1, L2 ed L3 sono punti di equilibrio instabile, mentre i punti L4 ed L5 sono
punti di equilibrio stabile.
In figura si ha uno
schema che illustra la
posizione dei 5 punti
lagrangiani relativi al
sistema Sole – Giove
– Asteroidi.
Nell’immagine a
sinistra sono
evidenziate le
superfici
equipotenziali del
sistema Sole –
Terra.
A destra nello
schema sono
visibili la Fascia
Principale, Giove,
Greci, Troiani e il
Sistema Solare
interno.
I punti L4 ed L5 formano con il Sole e con Giove un sistema composto da
due triangoli equilateri con la base in comune; il loro moto quindi è
sincrono con quello del pianeta che viene preceduto e anticipato di 60°
nella sua orbita.
Il fenomeno dei Greci e dei Troiani, seppur di minor importanza, è stato
osservato per molti altri corpi, tra cui Nettuno e la Terra.
I maggiori asteroidi facenti parte dei gruppi dei Greci e dei Troiani sono
• Sistemi Multipli:
La loro esistenza fu supposta sin dal XIX
secolo, ma prove della loro esistenza
sono state riscontrate solo di recente con
l’osservazione di Ida con la sua piccola
luna Dattilo.
Per “sistema multiplo di asteroidi”
intendiamo una coppia o più di corpi
minori che influenzano
vicendevolmente il loro moto orbitale
compiendo orbite attorno ad un
baricentro.
Usando la terza legge di Keplero,
attraverso i dati osservativi di un
sistema è possibile calcolare la somma
delle masse .
A destra: Il primo sistema triplo di asteroidi
accertato, Silvia con le sue lune asteroidali
Romolo e Remo (vedi trattazione
successiva).
A sinistra: il secondo sistema
triplo di asteroidi individuato con
Eugenia, Petit-Prince e un terzo
corpo (non visibile) con nome
provvisorio S/2004(45)1.
Sono riportate in figura le fasi
della rivoluzione di Petit-Prince
attorno ad Eugenia.
Ci aspettiamo orbite stabili se:
asec  2a prin
dove asec e aprin sono il semiasse maggiore dell’orbita attorno al baricentro
rispettivamente del corpo secondario e del corpo principale.
Le maggiori evidenze che hanno portato alla teorizzazione di sistemi multipli sono:
1.
curve di luce simili a quelle registrate per binarie ad eclisse;
2.
periodi di rotazione di alcuni corpi relativamente lunghi;
3.
esistenza di crateri da impatto doppi;
4.
eventi supplementari di occultazioni stellari.
Le ipotesi principali circa la formazione di tali sistemi sono :
1.
cattura reciproca attraverso processi gravitazionali;
2.
aggregazione di detriti;
3.
frammentazione di un asteroide genitore.
Ultime scoperte hanno confermato l’esistenza di molti sistemi multipli di Asteroidi,
anche composti da più di due elementi, come nel caso del sistema triplo di Silvia,
Romolo e Remo.
-
Pianetini della Fascia principale:
2 Pallas (Pallade):
Terzo asteroide per grandezza nel
Sistema Solare interno, con un
volume pari a quello di Vesta, ma
massa inferiore. Ha eccentricità ed
inclinazione piuttosto elevate
nonostante le sue dimensioni.
L’elevata inclinazione assiale fa sì
che grandi aree del pianetino siano
esposte al Sole per lunghi periodi.
Ha un periodo di rotazione di circa
7 ore, ma non si è ancora stabilito
se essa sia prograda o retrograda.
Sopra: una immagine di Pallade ottenuta con
HST.
Sotto: due ricostruzioni della forma
dell’asteroide secondo due angolazioni di 90°
3 Juno (Giunone):
Ha una massa pari quasi all’1.2%
di quella dell’intera Fascia e dà il
nome alla famiglia di Giunone.
Sembra appartenere alla classe S,
pur possedendo un notevole
potere riflettente. Sulla superficie
si nota una zona scura con
diametro di circa 100 Km, frutto
probabilmente di un impatto.
Ruota in direzione prograda con
una inclinazione di 51°. E’ stata
individuata un’alta presenza di
condriti, con tracce di silicati di
Fe, come olivina e pirosseno. La
temperatura in superficie
raggiunge picchi al perielio di
301 K..
Sopra: quattro immagini di
Giunone, riprese a diverse
lunghezze d’onda.
4 Vesta (Vesta):
E’ un corpo celeste di diametro considerevole, pari a 530 Km; ha rotazione
prograda e la compie in sole 5 ore. Grazie ad osservazioni compiute con HST, si è
potuta ipotizzare una struttura geologica stratificata, simile a quella planetaria.
La sua superficie presenta zone chiare e scure, cosa che potrebbe far pensare a
disomogeneità chimica. Le zone chiare, di materiale basaltico, rimanderebbero ad
un interno allo stato liquido soggetto a fuoriuscite.
Possiamo dedurre alcune tappe della sua evoluzione:
1. aggregazione in 2 o 3 Myr (la presenza di materiali radioattivi come alluminio
26 spiegherebbe la liquidità interna);
2. penetrazione di materiale più denso e risalita di materiale più leggero in
superficie;
3. cristallizzazione 6 o 7 Myr dopo la formazione.
4. Fuoriuscita di magma in seguito a impatti (oceano);
5. solidificazione e formazione della crosta.
A sinistra: una immagine di Vesta.
Molti studi sono stati possibili
grazie al ritrovamento di
meteoriti di tipo V (come Vesta)
sulla Terra. La principale
caratteristica superficiale è un
cratere nel polo sud di Vesta,
occupante l’80% della sua
larghezza, profondo 13 Km, con
pareti alte da 4 a 12 Km rispetto
al terreno. Un picco centrale si
innalza per 18 Km dal fondo. Si
suppone che questa sia l’origine
degli asteroidi di tipo V. Si nota
una regione scura estesa 200 Km.
Probabilmente composta da
materiale basaltico, frutto di
eruzioni; è stata battezzata
“Olbers” in onore dello scopritore
di Vesta.
Sopra: tre immagini di Vesta, a
sinistra una ottenuta con HST; in
basso al centro in evidenza le
zone azzurre sono le depressioni e
le zone rosse i rilievi; a destra un
modello estrapolato dalle
osservazioni.
10 Hygiea (Igea):
Ha un diametro di 400 Km, che
lo colloca al quarto posto per
dimensioni tra gli asteroidi della
Fascia Principale e una massa
pari al 4% della Fascia stessa.
Appartiene alla classe C e
sembra ricco di materiale
carbonioso. Dà il nome alla
famiglia di Igea.
Sopra: a sinistra una immagine non
elaborata di Igea; a destra una
corretta e raffinata.
A fianco: due ricostruzioni della
forma dell’asteroide secondo due
diverse angolazioni.
15 Eunomia (Eunomia):
Membro dell’omonima famiglia,
l’asteroide, di classe spettrale S, risulta
ricco di silicati con tracce di ferro e
nichel. La sua peculiarità consiste
nella bassa densità, ritenuta inferiore
a quella dell’acqua. Si suppone quindi
che abbia una composizione
altamente porosa. La variabilità della
sua curva di luce fa presupporre o
una forma allungata o la presenza di
un asteroide satellite di 180 Km,
orbitante a circa 300 Km da Eunomia.
Sopra: un’immagine di Eunomia con il relativo interferogramma.
A destra: una ricostruzione della forma di Eunomia.
87 Sylvia (Silvia):
Per questo corpo è stata
accertata la presenza di due
satelliti, Romolo e Remo. Ha una
densità molto bassa e una
composizione molto porosa (si
suppone che il 60% del volume
sia vuoto). Compie una rotazione
in 5 ore con una velocità
equatoriale di 160 Km/h. Si
suppone che le lune siano
frammenti della stessa Silvia
espulsi per un impatto. Romolo
(18 Km di diametro) rivolve in 3
giorni a 1300 Km da Silvia; Remo
(7 Km) rivolve in 1.4 giorni a 706
Km. Le due orbite sono
complanari e non è esclusa
l’eventuale presenza di ulteriori
satelliti.
Sopra: due immagini di Silvia in cui
sono visibili Romolo e Remo;
Sotto: una ricostruzione in tre
dimensioni del sistema di corpi.
511 Davida (Davida):
Asteroide di tipo C con colorazione
molto scura e rocce carboniose.
Misura circa 326 Km di diametro ed è
ritenuto il quinto pianetino della
Fascia Principale per ordine di
grandezza. Secondo alcune stime
contiene l’1.6% della massa contenuta
nell’intera Fascia. La sua forma è stata
determinata da osservazioni compiute
da Terra al telescopio Keck alle
Hawaii. Il suo periodo di rotazione è
di circa 5 ore.
In alto: un’animazione della
rotazione di Davida.
Al centro: una ricostruzione della
forma del pianetino.
Sotto: quattro immagini prese in
tempi diversi.
624 Hektor (Ettore).
Si tratta di uno dei corpi più
allungati del Sistema Solare,
misurando 370x195 Km. Data la
forma alcune teorie suggeriscono
che possa essere un asteroide
binario a contatto come Cleopatra.
Le osservazioni operate con HST
nel 1993 non hanno fornito né la
conferma né la smentita a tale
teoria. Ha una superficie scura e
rossastra. È posto in prossimità del
punto lagrangiano L4 di Giove cioè
nel gruppo dei Greci.
Sopra: delle simulazioni della forma di
Ettore, basate su immagini.
A lato: due modelli per la forma di
Ettore.
A sinistra il modello di asteroide binario
a contatto, a destra un modello che
mostra una forma allungata.
3.
Near Earth asteroids:
Con il termine NEA (Near Earth Asteroid) intendiamo l’insieme di quei corpi
asteroidali che orbitano nei pressi del nostro pianeta. Più in genere
definiamo NEO (Near Earth Object) conprendiamo tutti gli oggetti anche
comete aventi una distanza perieliaca inferiore a 1.3 AU.
I corpi di questa categoria genericamente non raggiungono dimensioni
ragguardevoli, tuttavia questi hanno una possibilità concreta di interagire col
nostro pianeta, causando eventualmente catastrofi di enormi dimensioni.
A fianco: a sinistra uno
schema del Sistema Solare
interno, con le orbite dei
pianeti rocciosi; a destra, a
tale schema, sono state
sovrapposte in rosso le orbite
dei NEA conosciuti.
- classificazione:
I NEA si suddividono principalmente in 3 classi, in base ai parametri dinamici
orbitali che ne caratterizzano il moto. I parametri a cui si fa riferimento sono
l’eccentricità e il semiasse maggiore orbitale, dai quali si può determinare la
distanza di perielio ed afelio.
I nomi di ogni classe derivano dal nome del primo asteroide osservato
appartenente ad ognuna di esse.
1.
Amor:
Hanno un’orbita che si mantiene
esterna a quella terrestre. Il loro
perielio è compreso tra 1.3 e 1.017
AU. Questi asteroidi possono
quindi risultare tangenti
esternamente all’orbita terrestre. Si
ritiene che i due satelliti di Marte,
Phobos e Deimos, siano asteroidi
Amor catturati dal pianeta.
A fianco: Phobos
(27 Km di
diametro, sopra) e
Deimos (10 Km di
diametro, sotto),
satelliti di Marte e
supposti asteroidi
appartenenti alla
categoria Amor.
2.
Apollo:
Il semiasse maggiore di questi
corpi è sempre maggiore di 1 AU,
mentre la distanza perielica è
inferiore a 1.017 AU. Tali
parametri fanno sì che questi
oggetti intersechino l’orbita
terrestre. I loro periodi di
rivoluzione in genere sono
superiori ad un anno terrestre.
3.
Aten:
E’ la classe meno popolata di NEAs,
le loro orbite sono interamente
contenute in quella terrestre alla
quale si avvicinano internamente
approssimandosi al loro afelio. Il
loro afelio si trova al più quindi ad
una distanza di 1 AU, mentre i loro
periodi orbitali risultano essere
inferiori ad un anno terrestre.
Sopra: uno scema che illustra
le differenze tra le orbite delle
differenti classi di NEA.
Solamente gli Apollo o gli Aten per la
loro conformazione orbitale hanno la
possibilità di collidere con la Terra. A
causa della caoticità delle orbite,
perturbate dal Sole e dai pianeti, non è
possibile prevedere quali siano le orbite
degli asteroidi a lungo termine. Per poter
quantizzare efficacemente la minaccia di
impatti asteroidali sono state istituite due
scale che quantizzano il grado di
pericolosità di un impatto in base alla
probabilità di collisione e all’energia
cinetica che potrebbe svilupparsi. Tali
scale sono state denominate Scala
Torino e Scala Palermo ed
assegnano ogni evento ad una di 10
classi di rischio.
A fianco: sopra una immagine scattata nei pressi di
Tunguska, in Siberia, sito di un forte impatto nel 1908;
sotto l’interazione di una meteora con l’atmosfera
terrestre (solitamente, corpi di piccole dimensioni, si
consumano completamente nell’atmosfera terrestre
producendo suggestivi bagliori).
- Caratteristiche dei NEA:
Da analisi osservative
emerge che i NEA sono simili
per composizione chimica
agli asteroidi della Fascia
Principale. I corpi più
numerosi risultano essere
quelli appartenenti alla
classe S, probabilmente a
causa dell’alto potere
riflettente se paragonato alle
altre classi, in particolare
alla classe C. I corpi
maggiori possono arrivare a
valori di diametro di circa
30 Km (ad esempio gli
asteroidi Ganimede ed
Eros).
Sopra: un grafico in cui si riporta il numero di
NEA catalogati per anno a partire dal 1980
fino al Luglio 2008.
433 Eros (Eros):
Il suo perielio raggiunge le 1.1 AU,
cosa che lo ha inserito nel catalogo
dei NEA. Fa parte del gruppo degli
Amor, in quanto la sua orbita è
interamente esterna a quella terrestre.
Fu scoperto nel 1898 e il 12 Febbraio
2001 vi è atterrata la sonda NEAR per
condurre analisi chimiche al suolo.
A fianco: sopra una immagine di Eros ripresa
dalla Sonda NEAR; sotto una serie di
fotogrammi dell’asteroide.
4.
Pianetini esterni:
Internamente all’orbita di Nettuno si
trovano i centauri. Possiamo trovare
corpi asteroidali anche oltre l’orbita di
Nettuno; tali corpi sono denominati
TNO (Trans Neptunian Objects), che si
addensano in strutture che procediamo
ad elencare.
La Fascia di Edgeworth-Kuiper ha una
forma schiacciata e si estende tra 30 e
100 AU dal Sole. Si stima che vi siano
circa 10 milioni di corpi con dimensioni
superiori ai 10 Km di diametro.
Oltre la Fascia di Kuiper si estende una
zona denominata Disco Diffuso
(Scattered Disk), una regione
periferica ricca di planetoidi ghiacciati.
La sua parte interna sfuma nella Fascia,
mentre esternamente si estende ben oltre,
portandosi anche sopra e sotto il piano
dell’eclittica.
Sopra: uno schema della Fascia di
Edgeworth-Kuiper.
Sopra: uno schema illustrativo della
Nube di Oort.
Secondo alcune teorie questo
potrebbe essere composto di TNO
spinti in orbite altamente eccentriche
ed inclinate dall’azione gravitazionale
di Nettuno. Sta prendendo sempre più
piede l’ipotesi che gli oggetti del Disco
siano molto simili ai Centauri, con la
sola differenza che le interazioni
gravitazionali subite li abbiano spinti
all’esterno del Sistema Solare anziché
all’interno. In questa regione i corpi
non presentano un perielio inferiore
alle 35 AU. La scoperta di
2000CR105, con orbita oltre il Disco,
ha suggerito l’ipotesi di inserire il
concetto di Disco Diffuso
Esteso o distaccato.
Oltre la zona del Disco Diffuso si
estende la Nube di Oort, di forma
approssimativamente sferica, posta a
circa 30000 AU dal Sole.
I pianetini più esterni presentano caratteristiche diverse da quelli della Fascia
Principale; si suppone che ciò sia dovuto al differente ambiente in cui essi si sono
sviluppati.
A causa della grande distanza che ci separa dal Sistema Solare esterno le
informazioni che possiamo reperire su questi corpi sono molto esigue. Solamente
i corpi più luminosi possono trasmetterci informazioni, risulta quindi molto
importante una corretta determinazione dell’albedo. Una maggior conoscenza di
questi corpi potrebbe aiutarci a comprendere meglio la formazione del Sistema
Solare.
A fianco: quattro illustrazioni mostrano la struttura
del Sistema Solare. In alto troviamo il Sistema Solare
interno con la Fascia Principale (in giallo); in alto a
destra il Sistema Solare esterno con la Fascia di
Kuiper (in azzurro); in basso a destra è evidenziata
l’orbita di Sedna (in rosso); in basso a sinistra la
parte interna della Nube di Oort.
- Centauri
Sono planetoidi ghiacciati che percorrono un’orbita esterna a quella di Giove, ma
contenuta quasi interamente in quella di Nettuno. Tali corpi, apparentemente asteroidali,
per dimensioni ed aspetto, all’approssimarsi al proprio perielio sviluppano attività
tipicamente cometarie (i valori di luminosità registrati possono essere attribuiti
unicamente alla dispersione di materiali volatili causata della sublimazione dei ghiacci
per il riscaldamento solare). Per la loro posizione non possiedono orbite particolarmente
stabili, a causa delle interazioni con i pianeti giganti. In alcuni casi quindi potrebbero
essere spinti all’interno del Sistema Solare per poi collidere con qualche altro corpo o,
viceversa, potrebbero essere espulsi.
Secondo alcune teorie si tratterebbe di TNO spinti verso il Sistema Solare interno
dall’azione gravitazionale di Nettuno e di altri corpi minori.
A fianco: una immagine che riproduce
l’ipotetico aspetto del centauro Asbolo.
Da alcune analisi si è accertato che i centauri non sono corpi
con caratteristiche omogenee: alcuni sembrano possedere ad
esempio una superficie neutra, mentre altri propendono per
una colorazione rossa.
Tale diversità si potrebbe spiegare con la teoria del
rifacimento collisionale, proposta da Luu e Jewitt:
i processi che intervengono sugli asteroidi coinvolgerebbero
l’irradiazione della luce solare e le mutue collisioni tra corpi.
La colorazione neutra, dovuta ai materiali portati in
superficie dalle collisioni, sarebbe caratteristica di croste più
recenti; mentre quella più rossa sarebbe dovuta ad una
prolungata esposizione alla radiazione solare che ne
arrosserebbe la superficie.
Secondo altre ipotesi, la diversa colorazione sarebbe
imputabile ad una diversa composizione chimica.
Sopra: una immagine
di Phoebe, satellite di
Saturno.
Alcuni scienziati ritengono che anche il satellite di Saturno
Phoebe, per l’abbondanza di ghiaccio e biossido di
carbonio nella sua superficie, potrebbe essere un centauro
catturato dall’attrazione gravitazionale del pianeta.
A fianco: le orbite di
quattro centauri (in
giallo) rispetto a
quelle di alcuni
pianeti (in celeste
Urano e in grigio
Nettuno).
In alto a sinistra
Asbolo; a destra
Chirone; in basso a
sinistra Nesso; a
destra Folo.
2060 Chiron (Chirone):
E’ uno tra i corpi più anomali
del Sistema Solare. Classificato
prima come asteroide di tipo C,
destando perplessità per la sua
collocazione (tra le orbite di
Saturno ed Urano) e per il tipo
di orbita, più simile a una
cometaria che ad una
asteroidale. Si ritiene che il suo
diametro sia compreso tra i 132
e i 142 Km (10 volte più grande
di una cometa). È stato il primo
corpo asteroidale per cui si
osservava un incremento di
luminosità;
Sopra: una immagine del
nucleo della cometa di Halley.
Può rendere una idea dei
processi che si sviluppano
sulla superficie di un
centauro che si avvicina al
suo perielio.
- TNO:
Classificazione:
Con l’approfondirsi delle conoscenze su
questi corpi si è potuto catalogarli secondo
alcune peculiarità:
1.
TNO Classici:
E’ la categoria più popolata di oggetti.
Sono caratterizzati da semiasse maggiore
compreso tra 42 e 48 AU, distanza di
perielio maggiore di 35 AU, distanza di
afelio massima di 50 AU e piccola
eccentricità (intorno a 0.1). I loro valori di
inclinazione fanno sì che giacciano
perlopiù su uno stesso piano. Si
suddividono ulteriormente in due classi:
- TNO caldi: con inclinazioni orbitali
accentuate e colorazioni che spaziano dal
blu al rosso;
- TNO freddi: con inclinazioni inferiori a
5° e colorazione rossa.
Sopra: una immagine che
illustra le orbite dei TNO. In
alto si ha una visione polare
delle orbite; in basso una
visione complanare con
l’eclittica.
2.
TNO risonanti:
Corpi con valori di eccentricità ed
inclinazione più alti della media dei
TNO. Risentono pesantemente degli
effetti gravitazionali di Nettuno con
il quale orbitano in risonanza. La
maggior parte di questi corpi è
situata in prossimità della risonanza
3:2. Questi corpi vengono anche
chiamati plutini, in quanto il
maggior esponente di questa classe
è Plutone. Alcuni valori di perielio
raggiungono le 30 AU,
intersecando l’orbita di Nettuno.
Rappresentano circa il 10% dei
TNO conosciuti.
Sopra: Nel grafico sono riportati in ascissa i
valori del semiasse maggiore, in ordinata
quelli dell’ eccentricità.
Si può facilmente notare l’addensamento di
corpi in prossimità della risonanza 3:2 con
Nettuno.
A fianco:
una
immagine
del sistema
di Plutone.
3.
TNO diffusi:
Contraddistinti da alti valori di
inclinazione ed eccentricità, che
possono spaziare in un grande
intervallo di valori. Situati oltre la
zona dei TNO classici, vanno a
comporre quella zona denominata
Disco Diffuso.
4.
TNO cubewani:
Appartengono alla Fascia di Kuiper
e si estendono fino a 41 AU. Non
presentano alcun fenomeno di
risonanza con i pianeti. Il nome
della categoria è dovuto al
prototipo di questo tipo di oggetti
1992QB1.
A fianco: una serie di immagini del TNO
1992QB1.
- CARATTERISTICHE DEI TNO:
-
Caratteristiche fisiche:
Si osserva che mediamente i corpi maggiori
posseggono un albedo più elevato che si
attesta attorno a 0.04 – 0.05. Si ritiene che
ciò sia dovuto al fatto che tali corpi,
impedendo alle particelle più volatili di
sfuggire alla gravità, possono sviluppare e
sostenere una superficie ghiacciata che ne
aumenta l’albedo. Anche gli urti con altri
corpi possono contribuire a questo,
modificando le caratteristiche dei TNO
bersagliati. Secondo altre teorie, avrebbero
un ruolo decisivo le atmosfere dei TNO
(sviluppatesi grazie alle condizioni tipiche
della Fascia di Kuiper). Dalle osservazioni
sono noti corpi di dimensioni che spaziano
da 100 Km a quelle dei nanopianeti come
Eris. Non si esclude la presenza di oggetti
ancora più grandi (3000 Km di diametro).
Sopra: un confronto dimensionale tra i
maggiori TNO individuati.
-
Composizione chimica:
A causa della loro debolezza non è facile
poter ottenere spettri ottici dei TNO,
tuttavia, dalle osservazioni effettuate si
riscontra una colorazione che varia dal
neutro al rosso, spiegabile con una
differente composizione chimica o con la
teoria del rifacimento collisionale (vedi
centauri). Si è riscontrata la debole presenza
di ghiaccio d’acqua (probabilmente
mescolato ad altre sostanze), dello ione OH e
di quello Fe2. Si hanno tracce della
presenza di CO e CH 4 . Una eventuale
attività criovulcanica potrebbe essere
responsabile di rimodellamenti della crosta.
Sopra: fenomeni di criovulcanesimo sono
già noti agli astronomi da alcuni corpi
del Sistema Solare. Nell’immagine,
Encelado, satellite di Saturno presenta
una spettacolare attività superficiale,
teoricamente attribuita ad un
criovulcano.
5.
tabelle:
Dimensioni
[Km]
e
a [AU]
Perielio
[AU]
Afelio
[AU]
P [yr]
v
[Km/s]
i
Pallade
570 x 525 x 500
0.2306
2.773
2.133
3.412
4.62
17.65
34.841°
Giunone
290 x 240 x 190
0.2583
2.668
1.979
3.358
4.36
17.93
12.971°
Vesta
578 x 560 x 458
0.08902
2.361
2.151
2.572
3.63
19.34
7.133°
Igea
500 x 385 x 350
0.119
3.137
2.763
3.511
5.56
16.76
3.842°
Eunomia
255.3
0.186
2.646
2.514
3.138
4.30
18.15
11.732°
Eufrosine
255.9
0.226
3.150
2.438
3.862
5.591
16.57
26.317°
Cibele
237.3
0.105
3.434
3.075
3.794
6.365
16.03
3.548°
Silvia
384 x 264 x 232
0.080
3.490
3.212
3.768
6.521
15.92
10.856°
Eros
13 x 13 x 33
0.223
1.458
1.133
1.783
1.76
24.36
10.829°
Davida
326.1
0.185
3.167
2.580
3.754
5.64
16.59
15.936°
Ettore
370 x 195
0.024
5.222
5.095
5.349
11.93
13.03
18.098°
Interamnia
316.6
0.149
3.063
2.606
3.519
5.36
16.92
17.285°
Chirone
137
0.382
13.670
8.449
18.891
50.54
7.750
6.935°
Sopra: una tabella in cui sono riportati i dati orbitali dei maggiori asteroidi.
Massa
[10^18 Kg]
Densità
[g/cm³]
Gravità sup.
[m/s²]
Velocità di
fuga [Km/s]
Periodo
rot. [d]
Temperatura
sup. media
[K]
Pallade
220
2.8
0.18
0.32
0.32555
≈ 164
Giunone
30
3.4
0.12
0.18
0.3004
≈ 163
Vesta
270
3.4
0.22
0.35
0.2226
≈ 170
Igea
90
2.6
0.096
0.22
1.1510
≈ 164
Eunomia
8.4
0.96
0.0343
0.0935
0.2535
≈ 166
Eufrosine
17.5
≈ 2.0
0.0715
0.1353
0.2305
≈ 159
Cibele
14.0
≈ 2.0
0.0663
0.1254
0.1684
≈ 151
Silvia
14.78
1.2
0.048
0.12
0.2160
≈ 151
Eros
0.0072
2.4
0.0059
0.0000103
0.2194
≈ 227
Davida
36
2.0
0.0911
0.1724
0.2137
≈ 160
Ettore
≈ 14
≈ 2.0
≈ 0.067
≈ 0.13
0.2884
≈ 122
Interamnia
33
≈ 2.0
0.0885
0.1674
0.364
≈ 160
Chirone
2.4 – 3.0
≈ 2.0
0.037 – 0.040
0.70 – 0.75
0.2466
≈ 75
Sopra: una tabella in cui si riportano i dati fisici dei maggiori asteroidi.
6.
Bibliografia:
http://www.nasa.gov
http://www.geocities.com
http://it.wikipedia.org
http://home.comcast.net
http://spaceflightnow.com
http://www.aanda.org (articolo di P. Tanga, D. Hestroffer, A Cellino, M. Di Martino, V. Zappalà – “Asteroid
observation with HST”)
http://www.aanda.org (articolo di D. Hestroffer, F. Marchis, T. Fusco, J. Berthier – “Adaptive optics
observations of asteroid (216) Kleopatra”)
http://geographicsimaging.com
http://space.newscientist.com
http://news.nationalgeographic.com
http://www2.keck.hawaii.edu
http://www.astron.nl
http://neo.jpl.nasa.gov
http://www.redorbit.com
http://www.aneshvarii.eu
http://www.johnstonsarchive.net
http://dangun5.com.ne.kr
Basato sulla tesi di laurea di G. Gostinicchi “Caratteristiche dei pianetini più grandi”, AA 2006-2007.
FINE
Giacomo
Gostinicchi