SCIENZE della TERRA
ASTRONOMIA
LEZIONE N.1
Slide N. 27
La fascia principale degli
ASTEROIDI o PIANETINI
IV Liceo Tecnologico
IISS “Mattei” – Rosignano S. (LI)
Asteroide
Un asteroide (a volte chiamato pianetino o planetoide)
è un corpo celeste simile per composizione ad un
pianeta terrestre ma più piccolo, e generalmente privo di
una forma sferica; ha in genere un diametro inferiore al
chilometro, anche se non mancano corpi di grandi
dimensioni, giacché tecnicamente anche i corpi
particolarmente massicci recentemente scoperti nel
Sistema solare esterno sono da considerarsi asteroidi
Si pensa che gli asteroidi siano residui del disco protoplanetario che
non sono stati incorporati nei pianeti, durante la formazione del
sistema. Hanno spesso orbite caratterizzate da un'elevata
eccentricità. Asteroidi molto piccoli (in genere frammenti derivanti da
collisioni), con le dimensioni di un masso o anche meno (secondo
l'Unione Astronomica Internazionale, corpi di massa compresa fra 10−9
e 107 kg), sono conosciuti come "meteoroidi". Gli asteroidi composti
per la maggior parte di ghiaccio sono conosciuti invece come comete.
Alcuni asteroidi sono il residuo di vecchie comete, che hanno perso il
loro ghiaccio nel corso di ripetuti avvicinamenti al Sole, e sono adesso
composti per lo più di roccia.
Fascia principale
La fascia principale degli asteroidi è una regione
del sistema solare compresa fra le orbite di Marte e
Giove, che contiene la maggiore concentrazione di
asteroidi del sistema solare. Il termine generico
fascia degli asteroidi è a volte impropriamente
utilizzato come sinonimo, e può invece riferirsi a
una qualunque regione dove si concentrano
asteroidi con orbite simili, detta cintura asteroidale.
Quasi metà della massa della fascia principale è
contenuta nei quattro asterodi più importanti:
Cerere, 4 Vesta, 2 Pallade e 10 Hygiea, che hanno
tutti diametri di oltre 400 km. Cerere in particolare
ha un diametro di circa 950 km ed è l'unico
identificato come pianeta nano. I rimanenti oggetti
della fascia hanno dimensioni molto inferiori, fino a
poco più che particelle di pulviscolo.
Origine
Si ritiene che, durante i primi milioni di anni di vita del sistema solare, i
pianeti si siano formati mediante accumulo di planetesimi. Collisioni
ripetute portarono alla formazione dei pianeti terrestri e dei giganti
gassosi.
Nella zona compresa tra Marte e Giove la forte interazione gravitazionale
di quest'ultimo impedì la formazione di un grosso pianeta, e i planetesimi
non poterono unirsi. Essi invece continuarono ad orbitare attorno al Sole
in maniera indipendente, con collisioni occasionali tra loro. Nelle regioni
dove la frequenza delle collisioni era troppo alta, l'effetto distruttivo
prevaleva sui fenomeni di accrezione impedendo così l'aggregazione di
corpi di dimensioni maggiori. Secondo questa teoria, oggi comunemente
accettata, la fascia principale degli asteroidi può essere considerata un
relitto del sistema solare primitivo. Molte osservazioni inducono tuttavia a
pensare che la fascia sia in veloce evoluzione, e gli asteroidi siano oggi
molto diversi da com'erano all'inizio.
L'alto numero di asteroidi presenti porta, infatti, ad un
ambiente molto attivo, dove le collisioni reciproche
avvengono piuttosto frequentemente. Una collisione può
spezzare un asteroide in molti piccoli frammenti (portando
alla formazione di una famiglia di asteroidi), o può unire due
asteroidi se avviene ad una bassa velocità relativa. Dopo
cinque miliardi di anni, la fascia degli asteroidi odierna
somiglia quindi molto poco a quella originale.
Durante la prime fasi di vita del sistema solare, gli asteroidi
andarono incontro a qualche processo di fusione permettendo
così una differenziazione degli elementi al loro interno in base
alla massa. È anche possibile che in qualcuno dei corpi
progenitori siano avvenuti fenomeni di vulcanismo esplosivo
che ha dato luogo ad oceani di magma. Tuttavia date le
modeste dimensioni di questi corpi, l'attività di fusione deve
essere stata relativamente breve in confronto a quella dei
grandi pianeti ed è generalmente terminata dopo poche decine
di milioni di anni dalla loro formazione. Studi effettuati su
cristalli di zircone trovati nell'Antartico in un meteorite che si
ritiene proveniente da 4 Vesta, suggeriscono che il meteorite (e
per estensione l'intera cintura asteroidale) si sia formato in
tempi piuttosto rapidi nei primi dieci milioni di anni dalla
formazione del sistema solare.
Caratteristiche
Il 95% degli asteroidi (cioè dei corpi "a
forma di stella") che si trovano tra l'orbita di
Marte (1.5 U.A. dal Sole) e l'orbita di Giove
(5.2 U.A. dal Sole) si concentra in una
regione compresa tra circa 2.1 U.A. e 3.6
U.A. dal Sole: la cosiddetta fascia principale
degli asteroidi, un anello largo 225 milioni di
chilometri ed altrettanto spesso.
La densità media di materia in questa zona non è molto diversa da
quella del Sistema Solare interno, ogni cubo di 100 milioni di
chilometri di lato contiene in genere un solo asteroide più grande di
100 km, quindi se una navicella spaziale la attraversasse, la
collisione con uno di essi sarebbe altamente improbabile; infatti negli
anni 1973-74 le due sonde spaziali Pioneer 10 e Pioneer 11 della
NASA, dirette verso Giove, attraversarono la fascia principale
uscendone dopo 7 mesi avendo subito solo l'impatto di pochi
micrometeoriti.
Come tutti gli asteroidi anche quelli della fascia principale non presentano
atmosfera, hanno un albedo che varia tra 0.02 e 0.4, e sono suddivisibili nelle
stesse classi spettrofotometriche.
Dallo studio delle curve di luce è stato evidenziato che i periodi di rotazione degli
asteroidi possono variare da un paio d'ore a diversi giorni o addirittura settimane,
nei casi più rari, sebbene la maggior parte di essi ruoti con tempi compresi fra 4 e
12 ore; gli assi di rotazione sono orientati casualmente nello spazio.
ALBEDO =
Indice della capacità riflettente della superficie di un oggetto
celeste che non brilli di luce propria. Esso è dato dal rapporto fra la luce
riflessa e luce incidente.
Termine usato anche per indicare una struttura geologica di un corpo
celeste che si differenzia dalla zona circostante per l'indice di riflettività.
Classi spettrofotometriche = In fisica il termine spettrofotometria
designa lo studio degli spettri elettromagnetici (spettro elettromagnetico, anche
abbreviato in spettro EM, è l'insieme di tutte le possibili frequenze delle radiazioni
elettromagnetiche. Le radiazioni elettromagnetiche sono onde elettromagnetiche
caratterizzate da una lunghezza d'onda e da una frequenza).
Distribuzione delle orbite
La maggior parte degli asteroidi hanno eccentricità orbitale inferiore a 0,4
e inclinazione inferiore a 30°. La distribuzione orbitale degli asteroidi
raggiunge il picco massimo ad una eccentricità di 0,07 e un'inclinazione al
di sotto di 4°.Pertanto un tipico asteroide ha un'orbita quasi circolare che
giace nel piano dell'eclittica, mentre solo alcuni hanno orbite fortemente
eccentriche che si estendono al di fuori del piano dell'eclittica.
Gli asteroidi non sono però distribuiti uniformemente: alcune "zone", definite
come gruppi di asteroidi con lo stesso periodo orbitale, oppure la stessa
inclinazione e così via, sono piuttosto fitte, altre quasi vuote (le zone vuote
sono dette lacune di Kirkwood).
La causa è la risonanza orbitale con i pianeti vicini, soprattutto con Giove: gli
asteroidi con periodi orbitali pari alla metà, 1/3 o altri rapporti frazionari interi
di quello di Giove, hanno ricevuto perturbazioni ad ogni periodo, causate
anche dalla migrazione primordiale dell'orbita di Giove che li hanno
gradualmente spinti verso orbite casuali con un semiasse diverso. Di
conseguenza, gli asteroidi con tali orbite sono estremamente rari.
Lacune di Kirkwood
All'interno della fascia asteroidale la
distribuzione non è omogenea: nel
1866 l'astronomo americano Daniel
Kirkwood si accorse che in
corrispondenza di alcuni valori del
semiasse maggiore orbitale a si
evidenziavano degli intervalli
pressoché prive di oggetti, che da
lui presero il nome di lacune di
Kirkwood. Poiché il semiasse a è
legato dalla terza legge di Keplero
al periodo dell'orbita stessa, si è
scoperto che le lacune si trovano in
corrispondenza di orbite risonanti
con quella di Giove, in particolare
per quelle con risonanza 4:1, 3:1,
5:2, 7:3, 2:1, 5:3.
Le risonanze producono una spinta sul corpo di massa minore e se la spinta
avviene sempre nello stesso punto dell'orbita comporta un aumento, o una
diminuzione, dell'energia del corpo; ciò porta ad una variazione del semiasse
maggiore dell'orbita e all'espulsione del corpo dall'orbita originaria.
Fuori dagli intervalli di risonanza tali spinte avvengono casualmente, con un
incremento energetico nullo.
Le risonanza a cui sono soggetti gli asteroidi nelle lacune prendono il
nome di risonanze di moto medio e si affiancano alle risonanze secolari,
che si verificano quando i due corpi risonanti sono caratterizzati da uguali
periodi di precessione della linea degli apsidi.
L'entitá degli effetti delle risonanze secolari, su tempi dell'ordine di milioni
di anni, sono confrontabili con quelle di moto medio e il risultato finale è
l'espulsione degli asteroidi da alcuni intervalli di semiasse maggiore. Tali
asteroidi vengono inviati su orbite molto eccentriche, che possono
incrociare quelle di altri pianeti.
Famiglie dinamiche
Nel 1918 l'astronomo giapponese K. Hirayama ha rilevato un'interessante
fenomenologia collegata alla dinamica degli urti, che porta alla formazione
delle famiglie dinamiche di asteroidi; infatti analizzando la distribuzione dei
circa 950 pianetini allora conosciuti in uno spazio tridimensionale (semiasse
maggiore, eccentricità, inclinazione), scoprì interessanti addensamenti di
asteroidi le cui orbite, anche se orientate in modo differente, presentavano
elementi molto simili.
Hirayama notò che esistevano delle zone in cui la concentrazione di oggetti era
molto elevata e delle zone quasi completamente spopolate (le lacune di
Kirkwood); le concentrazioni furono chiamate inizialmente tutte famiglie.
Successivamente sono state chiamate famiglie solo quei gruppi di asteroidi che
oltre ad avere parametri orbitali simili risulta abbiano avuto origine da un
asteroide primordiale, che ha dato il nome alla famiglia, e che si è spezzato in
decine o centinaia di grossi frammenti, forse a causa di una esplosione.
Gli asteroidi che presentano solo analoghi parametri orbitali, sono denominati
invece gruppi di asteroidi.
Si stima che tra il 33% e il 35% degli asteroidi della fascia principale faccia parte
di una famiglia, che probabilmente si è originata da una collisione fra asteroidi.
Nella maggior parte dei casi non ci sono più gli asteroidi originari e dove ciò
succede si riscontra la presenza di un corpo di grandi dimensioni, pieno di
crateri, e di tanti asteroidi minori, come si puó notare nella famiglia Vesta, nella
famiglia Pallade, nella famiglia Igea e nella famiglia Massalia.
Per stabilire se un asteroide fa parte di una famiglia in genere, oltre alla
somiglianza dei parametri orbitali, si ricorre alle caratteristiche spettrali, per
verificare l'affinità chimico-geologica con la famiglia. Esistono però delle
eccezioni, come la famiglia Vesta e poche altre, in cui essendo il planetoide
origianario di discrete dimensioni, era dotato di strati geologici di diversa
composizione chimica.
Le famiglie più grandi possono contenere centinaia di
asteroidi noti, e forse migliaia di corpi minori non
ancora identificati, mentre le famiglie più piccole
possono contenere meno di 12 asteroidi.
Dall'introduzione del concetto di famiglia sono state
create sette diverse classificazioni dinamiche, ognuna
delle quali si basa sull'analisi di diversi elementi propri
degli asteroidi; l'ultima in ordine di tempo, Williams
definita nel 1979, ha portato alla classificazione di 104
famiglie, contro le 9 della classificazione Hirayama del
1933.
Le famiglie più note comprendono ciascuna circa 200 oggetti e sono:
• Koronis hanno un semiasse maggiore di 2.86 U.A.;
• Eos hanno un semiasse maggiore di 3.01 U.A.;
• Themis hanno un semiasse di circa 3.13 U.A., sono vicino al bordo interno della risonanza 1:2
con Giove.
Vi sono poi un'altra ventina di famiglie facilmente riconoscibili e diverse decine meno evidenti a
prima vista, ma identificabili grazie a raffinate tecniche di tipo statistico, come ad esempio la
famiglia Flora, i cui numerosi componenti hanno orbite soggette a perturbazioni a lungo periodo.
Si pensa che una famiglia asteroidale abbia una vita media di circa 1 miliardo di anni, quindi
nessuna di quelle presenti oggi risale alla formazione del Sistema Solare.
STORIA
Seconda metà del XVIII secolo: la legge di Titius-Bode prevede l'esistenza di un
pianeta tra Marte e Giove e scatta la caccia per trovarlo. Nel 1801 Padre Giuseppe
Piazzi scopre invece un asteroide proprio nella fascia indicata, Cerere. Fu soltanto il
primo di tutta una serie di pianetini trovati in quella zona: sembra proprio che il
pianeta in quella fascia non sia riuscito a formarsi e che le sue componenti rocciose
siano rimaste a metà tra l'attrazione gioviana e quella solare: è la Fascia Principale
degli Asteroidi.
La Legge di Titius-Bode e la mancanza di un pianeta tra Marte e Giove aprì la
caccia e portò a scoprire che, tra le 2.17 e le 3.3 UA dal Sole, c'è una fascia piena di
asteroidi, detta Fascia Principale degli Asteroidi, posta proprio tra l'ultimo pianeta
terrestre (Marte) ed il primo gassoso (Giove). Questi corpi minori dovrebbero essere
i corpi che non si sono mai aggregati a formare il pianeta previsto dalla legge, attratti
da un lato da Giove e dall'altro dal Sole. Oppure sono il residuo di un pianeta che
esisteva ma che si è frantumato per cause sconosciute. I corpi sono rimasti o
tornati, quindi, allo stato di pianetino.
Johann Daniel Titius
Johann Daniel Titius nasce a
Konitz, in Germania, il 2
gennaio del 1729. Astronomo
tedesco e professore a
Wittenberg, nella quale morì il
giorno 11 dicembre 1796.
La sua opera massima è
proprio la Legge di Titius nel
1766. In suo onore sono stati
battezzati l'asteroide 1998
Titius ed il cratere lunare
Titius.
Johann Elert Bode
Johann Elert Bode nasce ad Amburgo il 19 gennaio del 1747.
Astronomo con seri problemi di vista, visto che una malattia
giovanile lo danneggiò irreparabilmente ad un occhio. Nel 1772
pubblicò il suo lavoro più famoso, noto come Anleitung zur
Kentniss des Gestirnten Himmels, nel quale annunciò la Legge
di posizionamento dei pianeti intorno al Sole, senza peraltro
operare nessuna attribuzione a Titius.
Inoltre, Bode contribuiì in maniera decisiva alla determinazione
dell'orbita di Urano, suggerendo anche il nome da attribuire al
pianeta. Infine, Bode è anche indicato come lo scopritore della
galassia M81, nota anche - guarda caso - con il nome di
Galassia di Bode.
Scrisse, nel 1801, Uranographia, un atlante in grado di indicare
una mappa dettagliata del cielo ed una interpretazione artistica
delle costellazioni.
Bode morì a Berlino, il 23 novembre del 1826.
LA LEGGE DI TITIUS-BODE
Fece la prima apparizione con la formulazione di Titius nel 1766 e venne pubblicata ufficialmente da Bode nel
1772.
La Legge di Titius-Bode è oggi considerata una formula empirica in grado di descrivere, con
approssimazione sorprendentemente ottima, il valore dei semiassi maggiori (e quindi le distanze) delle orbite
dei pianeti presenti nel Sistema Solare.
La formulazione originaria è data dalla formula:
a = (n+4)/10, con n = 0, 3, 6, 12, 24, 48, ... ed a espresso in UA.
Sganciamoci per un attimo dai corpi del Sistema Solare ed ipotizziamo un sistema astratto. Quindi, partendo
dal primo corpo celeste in ordine di distanza dalla stella centrale, si ha un risultato di (n+4)/10 Unità
Astronomiche dal centro, con n=0. Facendo i semplici conti, il primo corpo celeste si trova a 4/10 UA, quindi a
0,4 UA dalla stella. Il secondo si trova, con n=3, a 0,7 UA dalla stella. Il terzo, con n=6, si trova a 1 UA dalla
stella e così via.
La formulazione più moderna della Legge di Titius-Bode è la seguente:
a = (0,4 + 0,3 * k) UA, con k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, ...
Rifacendo i conti con il primo corpo celeste, abbiamo (0,4 + 0) = 0,4 UA, con il secondo si ha (0,4 + 0,3) = 0,7
UA e via dicendo. In pratica la nuova formulazione è identica alla precedente, ma ha normalizzato soltanto i
valori della variabile impedendo che partisse, quasi arbitrariamente, da 3.
Riassumiamo i risultati in una tabella:
Corpo celeste
Coefficiente k
Distanza Titius-Bode (UA)
Primo corpo celeste
0
0,4
Secondo corpo celeste
1
0,7
Terzo corpo celeste
2
1
Quarto corpo celeste
4
1,6
Quinto corpo celeste
8
2,8
Sesto corpo celeste
16
5,2
Settimo corpo celeste
32
10
Ottavo corpo celeste
64
19,6
Nono corpo celeste
128
38,8
Decimo corpo celeste
256
77,2
Undicesimo corpo celeste
512
154
Questi sono i risultati della Legge di Titius-Bode. Proviamo a confrontarli con i dati del nostro
Sistema Solare. Mettiamo a confronto le distanze dei pianeti del Sistema Solare con quelle
indicate dalla Legge in una tabella:
Pianeta
Distanza reale
Distanza Titius-Bode (UA)
Mercurio
0,39
0,4
Venere
0,72
0,7
1
1
1,52
1,6
5,2
2,8
9,54
5,2
19,2
10
30,1
19,6
Terra
Marte
Giove
Saturno
Urano
Nettuno
Venere, Mercurio, Terra e Marte sembrano rispecchiare molto da vicino la
distribuzione prevista dalla Legge, ma da Giove in poi iniziano i problemi. Eppure,
guardando bene, Giove ha la stessa distanza reale prevista per il corpo successivo,
come ad indicare che secondo la Legge di Titius-Bode, tra Marte e Giove, deve
esserci un altro pianeta. Oggi sappiamo che probabilmente, in quel posto preciso, un
pianeta ci sarebbe stato se i piccoli pianetini non fossero scombussolati dalla gravità
del Sole da una parte e da quella di Giove dall'altra.
Tra Marte e Giove c'è la Fascia degli Asteroidi, e prendiamo a rappresentanza Cerere,
rifacendo la tabella:
Pianeta
Distanza reale
Distanza Titius-Bode (UA)
Mercurio
0,39
0,4
Venere
0,72
0,7
Terra
1
1
Marte
1,52
1,6
Cerere
2,77
2,8
Giove
5,2
5,2
Saturno
9,54
10
Urano
19,2
19,6
Nettuno
30,1
38,8
Il pianeta mancante
Quando la Legge fu formulata e pubblicata, il successo non fu poi così
eclatante. All'epoca i pianeti noti si fermavano a Saturno. Urano e Nettuno
non si conoscevano, ed in più mancava proprio il pianeta tra Marte e Giove.
Alcuni dati calzavano a pennello, ma si pensò ad una fortuita coincidenza.
Nel 1781, invece, ci fu la svolta: Urano fu scoperto da Sir William Herschel
proprio nella posizione predetta dalla Legge. Questa scoperta indusse gli
astronomi a cercare, tra Marte e Giove, il famoso pianeta mancante e venti
anni dopo fu trovato Cerere, attualmente classificato tra i pianeti nani (1801
ad opera di Giuseppe Piazzi). Con la scoperta degli altri pianetini è venuta
alla luce la Fascia degli Asteroidi che, estendendosi tra le 2,2 e le 3,2 UA, ha
il suo centro proprio alle previste 2,8 UA..
Nettuno e Plutone
Proprio quando la legge sembrava trovare la sua definitiva consacrazione, la
scoperta di Nettuno prima e di Plutone poi segnarono un duro colpo per la sua
validità. Nettuno, infatti, fu scoperto ad orbitare ben 8 UA più vicino di quanto
previsto, mentre Plutone fu scovato a 39,5 UA dal Sole.
Non ci sono conferme scientifiche alla validità della Legge. Una possibile
spiegazione risiede nella risonanze orbitali indotta dai pianeti esterni, che
potrebbe creare delle regioni intorno al Sole prive di orbite stabili a lungo termine.
Alcune simulazioni al computer sembrano spingere verso l'ipotesi che la legge
derivi da meccanismi di formazione planetaria, in via diretta.
Se invece del Sole prendiamo a riferimento un pianeta e facciamo gli stessi
calcoli con i satelliti in orbita, scopriamo che la Legge non vale proprio. I quattro
principali satelliti di Giove più Amantea, ad esempio, seguono una progressione
regolare ma non secondo la Legge. Stessa cosa per i satelliti di Urano. C'è da
chiedersi, tuttavia, se conosciamo tutti i satelliti di questi pianeti.
La Legge di Titius-Bode ha aperto la strada ad altre formulazioni matematiche
come ad esempio quella di Gaussin, Belot, Giuseppe Armellini, Stauch,
Mohorovicic, Nicolini.
Cerere
È l'asteroide più massiccio della fascia
asteroidale ed è anche l'unico asteroide ad
essere considerato un nanopianeta, in
quanto le sue dimensioni e la sua massa
sono sufficienti a dargli una forma quasi
sferica: ha un diametro pari a 940 km ed una
massa di 9.5x1020 kg, pari al 40% di quella di
tutta la fascia asteroidale.
È stato il primo asteroide ad essere scoperto,
grazie alla sua magnitudine apparente, che in
alcuni punti dell'orbita raggiunge il valore 7.0;
venne scoperto per caso il 1o gennaio 1801
dall'astronomo italiano Giuseppe Piazzi
dall'Osservatorio Nazionale del regno delle
Due Sicilie a Palermo, poi perso e ritrovato il
31 dicembre 1801 da Zach e Olbers, grazie
ai calcoli di Gauss.
Caratteristiche
Cerere orbita attorno al Sole in 4.599 anni terrestri su un'orbita ellittica, con
eccentricità di 0.08, con una distanza al perielio di 2.766 UA ed una distanza
all'afelio di 2.987 UA. Nessuna sonda spaziale al momento lo ha raggiunto, ma nel
giugno 2007 è partita la sonda Dawn che dovrebbe entrare in orbita attorno a Cerere
nel 2015, per cui quello che si sa si deve solo ai telescopi terrestri e al telescopio
Hubble.
Si pensa che la superficie dell'asteroide sia relativamente calda e che possa esserci
una tenue atmosfera e della brina; da rilevazioni eseguite il 5 maggio 1991 si è potuto
quantificare la temperatura massima di Cerere al perielio, che risulta essere di 239oK.
Le osservazioni fatte da Hubble tra dicembre 2003 e gennaio 2004 hanno coperto
l'intero periodo di rotazione dell'asteroide di 9 ore 4 minuti e 28 secondi e mostrano
anche una misteriosa macchia bianca.
Recentemente sono stati fatti dei modelli computerizzati basati sulle osservazioni,
da cui risulta che l'interno di Cerere dovrebbe essere costituito da un nucleo
roccioso, ricoperto da un mantello ghiacciato spesso 120-160 km, che potrebbe
contenere 200 milioni di km3 di acqua!
2 Pallade
è attualmente il più grande corpo del Sistema
Solare interno la cui superficie non è mai stata
fotografata ed il più grande corpo celeste
conosciuto con una forma irregolare
(570×525×500 km). Fu il primo asteroide ad
essere individuato da un astronomo non
professionista, infatti venne scoperto nel 1802
da H. W. Olbers mentre, dall'osservatorio
installato al piano superiore della sua casa a
Brema (Germania), cercava di individuare
Cerere; lo stesso scopritore lo battezzò col
nome di una delle figlie di Tritone, compagna
di giochi della giovane Atena, uccisa
accidentalmente dalla dea.
Caratteristiche
Pallade presenta parametri orbitali inusuali per un oggetto di tali
dimensioni (eccentricità=0.2306, inclinazione=34.841o, periodo orbitale di
4.62 anni), malgrado sia situata alla stessa distanza dal Sole della
maggior parte degli asteroidi della fascia principale, semiasse maggiore di
2,773 U.A.. Possiede anche un asse di rotazione molto inclinato, la stima
varia tra 56o e 81o, quindi per la durata di circa 1 anno terrestre gran parte
della sua superficie è costantemente illuminata, in estate, o costantemente
al buio, in inverno. Non si è ancora riusciti a stabilire se la sua rotazione,
di 7.8132 ore, è prograda o retrograda.
La composizione di Pallade presenta molto Fe (ferro) e Ni (nichel)
metallico, ha un volume pari a quello di Vesta, ma con una massa
significativamente minore: si stima che Pallade contenga il 9% dell'intera
massa della fascia principale.
FINE della LEZIONE N.1
La fascia principale degli ASTEROIDI o PIANETINI
Grazie per l’attenzione
E ricordatevi…!
… Considerate la vostra semenza
fatti non foste a viver come bruti
ma per seguir virtute e canoscenza…
DANTE ALIGHIERI
La Divina Commedia, INFERNO, canto XXVI, 118-120