I corpi “minori”: piccoli, importanti
attori nella storia del Sistema Solare.
Alberto Cellino
INAF --Osservatorio Astronomico di Torino
comete
polveri
asteroidi
Meteoroidi e meteoriti
I corpi “minori”: piccoli, importanti
attori nella storia del Sistema Solare.
INAF --Osservatorio Astronomico di Torino
Alberto Cellino
La fascia principale degli asteroidi e la fascia di Kuiper
Asteroidi
Oggetti Trans-nettuniani (TNO)
Comete e TNO
Le differenze più importanti
tra i diversi tipi di corpi
minori sono dovute
principalmente alle
differenze in distanza dal
Sole e alle corrispondenti
differenze nelle
abbondanze di elementi
volatili (ghiacci) nelle loro
composizioni.
Qui, ci
concentreremo
soprattutto sugli
asteroidi, i corpi
minori che orbitano
principalmente alle
distanze
eliocentriche tra
Marte e Giove.
Una vecchia storia: la “legge” di Titius-Bode:
Dn = 0.4 + 0.3 · 2n
n = -, 0, 1, 2, 3, ...
D-= 0.4
a (Mercurio) = 0.39 UA
D0 = 0.7
a (Venere)
= 0.72 UA
D1 = 1.0
a (Terra)
= 1.00 UA
D2 = 1.6
a (Marte)
= 1.52 UA
D3 = 2.8
a (??)
= 2.8 UA
D4 = 5.2
a (Giove)
= 5.20 UA
D5 = 10.0
a (Saturno) = 9.54 UA
D6 = 19.6
a (Urano)
= 19.18 UA
a(Cerere) ~ 2.8 AU
Un piccolo numero di considerazioni
fondamentali
Gli Asteroidi sono corpi rocciosi
Gli Asteroidi non sono stupidi sassi
I sassi sono pezzi di roccia, e non sono stupidi
Le rocce sono aggregati di minerali
I minerali sono composti chimici allo stato solido
Le rocce hanno lunghe e interessantissime storie, che
risalgono all’epoca della formazione del Sistema Solare
Interesse puramente
scientifico
Ci sono due ragioni
principali per voler
studiare gli asteroidi
Le interazioni
nostro pianeta
col
Che cosa vogliamo capire:
• di che cosa sono fatti
• che strutture hanno
• che età hanno
• la loro storia
• la loro evoluzione nel tempo
• quanti ce ne sono, e come sono distribuiti
• che cosa possono dirci sulla storia del Sistema Solare
Tecniche di osservazione
remota
• Astrometria
• Fotometria UBVRI
• Fotometria IR (Radiometria Termica)
• Polarimetria
• Spettrofotometria e Spettroscopia
• Radar
• Immagini ad alta risoluzione
• Occultationi
+ Missioni Spaziali (esplorazione
in situ)
C’è voluto molto
tempo per passare
da questo ...
... a questo
Astrometria: le orbite
Scoperta delle famiglie dinamiche
Photometria UBVRI:
 periodi di rotazione
(423 Diotima, Di Martino and Cacciatori., 1984)
 “poli”
 binarietà
 forme approssimative
 colori
Scoperta dei cosiddetti LASPA: Large-Amplitude ShortPeriod Asteroids
La sequenza di
forme di equilibrio
di Chandrasekhar
a2/a1, a3/a1: axial ratios;
l:
adimensional angular momentum
a: average radius
 GM 3a 
M: mass
1/ 2
Triaxial Equilibrium Shapes among the Asteroids ?
Farinella et al. (1981)
Famiglie + LASPAs
Evidenza che l’evoluzione
collisionale è stata un
meccanismo fondamentale per
l’evoluzione della popolazione
asteroidale
Gli Asteroidi come “rubble piles”
Esperimenti di
laboratorio su
impatti ad ipervelocità come mezzi
per comprendere la
popolazione degli
asteroidi.
Fisica dei
fenomeni di
distruzione
collisionale
Evoluzione
dinamica
Proprietà
interne
Evoluzione
collisionale
degli
asteroidi
Famiglie
di
Asteroidi
Inventario della
popolazione
e
distribuzione
delle dimensioni
Formazione
di sistemi
binari
Origine dei
near-Earth
Asteroids
Inventario e
Distribuzione di massa
Immagini ISO (Tedesco & Désert, 2002)
Differenti modelli della
distribuzione cumulativa delle
dimensioni degli asteroidi. Il ruolo
controverso delle famiglie.
Discrepanze tra I risultati delle
osservazioni da Terra nel
visibile (SDSS, Subaru) e le
osservazioni
dallo
spazio
nell’Infrarosso
La regione occupata dalla cintura degli asteroidi è
fortemente depauperata di massa.
La distribuzione usata da Bottke et
al., (2005).
N ≥ 1 km ~ 1.2 · 106
Da confrontare con SDSS:
N ≥ 1 km ~ 7 · 105
(Ivezic et al., 2001, 2002)
E con la predizione SAM:
N ≥ 1 km ~ 1.7 · 106 (Tedesco et al., 2005)
Il grosso problema è di
convertire la magnitudine
assoluta H in Diametro,
avendo una conoscenza
inadeguata
dell’albedo
degli oggetti
La maggior parte degli asteroidi luminosità
apparenti
molto
deboli
e
sono
intrinsecamente piccoli: le loro grandezze
angolari apparenti sono normalmente ben
al di sotto del potere risolutivo anche dei
telescopi più grandi da Terra e dallo
spazio.
Come si fa allora a stimare le dimensioni e
le masse di oggetti così minuscoli per
mezzo
delle
nostre
tecniche
di
osservazione remota?
Una tecnica potente
di indagine remota: il
RADAR
“immagine” Radar di 4179 Toutatis
Siccome l’intensità dell’eco decresce con la
quarta potenza della distanza, la cosa funziona
bene solo con gli oggetti più vicini (“near-Earth”)
Osservazioni di Occultazioni:
Eccellente in linea di principio,
ma molto difficile in pratica.
Problemi di conoscenza
insufficiente delle orbite degli
asteroidi e delle posizioni precise
delle stelle.
“Striscie” di visibilità degli eventi
molto limitate (e problemi di
tempo atmosferico)
Aspettando GAIA !
Radiometria Termica
Distribuzione delle albedo IRAS
D > 50 km
D < 50 km
Problema: Sarà vero?
y
Polarimetria: Che cosa si
misura ?
z
Polarizzazione lineare parziale e
1 Cerere
Curve fase-polarizzazione.
( I   I // )
Pr 
( I   I // )
Plane of th e sky
Scat t ering
body
I 



Scat t ering plane, SP
 Presenza di un “ramo di
Polarizzazione Negativa”
Eart h

Sun
(%
)
I
Determinazione dell’Albedo dalle proprietà
polarimetriche. Problemi di calibrazione.
log pV = C1 log (h) + C2
log pV = C3 log (Pmin) + C4
Sviluppi recenti: La scoperta dei “Barbari”
Le curve tratteggiate
mostrano gli andamenti
tipici
degli
“oggetti
perbene”.
I
punti
mostrano
invece
il
comportamento di due
“Barbari”
Oggetti noti:
234 (Ld),
172, 236, 387,
980 (L)
679 (K)
Masiero & Cellino (2009)
Spettroscopia e Spettrofotometria
(Bus et al., 2002)
La classificazione tassonomica
degli Asteroidi è tradizionalmente
basata sulle proprietà
spettrofotometriche, su un
intervallo di lunghezze d’onda che
include I colori UBVRI.
La distribuzione
di diverse classi
tassonomiche in
funzione della
distanza
eliocentrica è
legata alla
variazione
generale della
composizione
con la distanza
nel nostro
Sistema Solare
L’interpretazione mineralogica degli
spettri di riflessione
Interpretazione delle classi tassonomiche in
termini di un confronto con le meteoriti
(M -> Metalliche; C -> Carbonacee,...)
Il problema dell’origine
delle Condriti Ordinarie
dagli asteroidi della
classe S: inconsistenze
spettroscopiche.
Generalmente
OK, MA...
??
Spettri di tipo Condrite Ordinaria tra
gli asteroidi Near-Earth
I NEA di classe S
“fanno da cesura”
tra gli spettri
delle C.O. E quelli
degli asteroidi S di
fascia principale.
Questo è molto
importante, dato
che i NEA sono
oggetti giovani,
dato che le loro
orbite non sono
stabili
(Da Binzel et al., 2001)
Risultati spettroscopici in accordo con
l’esplorazione in situ di 243 Ida da parte della
sonda spaziale Galileo.
Space weathering al lavoro.
Un altro problema: la banda di idratazione a
3-µm osservata tra gli asteroidi di classe M,
tradizionalmente creduti essere di composizione
metallica
(Da Rivkin et al., 2002)
Esempio:
(21)
Lutetia,
visitato da Rosetta, non è
più classificato come un
tipo M, dato che il suo
spettro
nell’IR
e
le
proprietà
polarimetriche
contraddicono
la
sua
vecchia classificazione e
suggeriscono
invece
analogie inaspettate con
alcune meteoriti primitive.
Lo spettro IR
ha poco a che
fare con quello
della meteorite
metallica
Odessa, mentre
è molto simile a
quello della
condrite
carbonacea
Allende
Le meteoriti di tipo HED:
composizione
basaltica.
Pezzi
di
Vesta
sono
probabilmente nei nostri
laboratori!
… aspettando DAWN !
Cerere e Vesta: il grande paradosso
Il grosso Problema: Perchè sono
così diversi?
Poco dopo la sua formazione, Vesta fuse quasi
completamente e si differenziò. Sorgenti probabili
di calore: nuclei instabili come Al26
Eruzioni vulcaniche ricoprirono
la superficie di Vesta di lava,
formando una crosta basaltica
Una breve storia
di Vesta
Impact!
Formazione di
un grosso
cratere e della
famiglia
dinamica di
Vesta (asteroidi
di classe V).
Proprietà di Cerere
 Cerere è un nano-pianeta.
• Contiene gran parte della massa tra Marte e Giove
• Spettroscopicamente simile alle meteoriti primitive
dette Condriti Carbonacee.
• Ghiaccio d’acqua e minerali argillosi forse presenti in
superficie
• Ceres è una sorgente possibile di condriti carbonacee,
che sono i corpi più antichi che conosciamo nel
nostro Sistema Solare
Come è possibile ?
Aspettando DAWN
Essendo grande il
doppio di Vesta,
Cerere dovrebbe
essersi accresciuto
più in fretta. Se era
fatto dello stesso
materiale di Vesta,
avrebbe dovuto
anch’esso fondersi e
differenziarsi. E’
possibile che una
differenza
ragionevole di
composizione
iniziale possa
spiegare questo
paradosso ?
Gli Asteroidi di classe C mostrano strette somiglianze
con le classi di meteoriti più primitive che
conosciamo, le Condriti Carbonacee.
Con l’eccezione degli elementi più
volatili (più volatili dell’azoto), le
Condriti Carbonacee della
sottoclasse CI sono campioni che
rappresentano in modo eccellente la
composizione originaria del Sistema
Solare. Sono I campioni più
antichi di materiale del Sistema
Solare
Le Famiglie
di asteroidi
come
sorgenti
possibili di
oggetti nearEarth e
“meteorite
showers”.
(da Gladman et al., 1997)
Prima (iniezione
immediata in
risonanza) or poi
(Yarkovsky)
arrivano!
Le Risonanze sono
“autostrade
dinamiche” dalla
cintura principale
degli asteroidi alle
regioni interne
Le orbite di 5 meteoriti che
sono stati visti produrre
“fireballs” in atmosfera.
[Brown et al., 2000]
In tutti i casi conosciuti,
l’afelio dell’orbita
dell’oggetto era nella
cintura principale degli
asteroidi.
Se le meteoriti
provengono dalla
cintura principale,
alcuni dei campioni di
materiale più antico
del Sistema Solare che
abbiamo nei laboratori,
sono pezzi di asteroidi
La frammentazione della fireball Morávka (16 maggio 2000)
La fireball Peekskill (9 ottobre 1992)
+90°
0°
-90°
-180° 0°180°
Eventi ottici in atmosfera con energie > 1 kT rilevati da sensori a bordo di satelliti tra il 1975 e il 1997
Wolf Creek Crater, Western Australia
Età = 300,000 anni, Diametro = 850 m
CI SONO 150 AREE DI IMPATTO
RICONOSCIBILI SULLATERRA
Evento di Tunguska : 30 giugno 1908
Area devastata = 2000 km2
Barringer Crater, Arizona, USA
Età = 49000 anni, Diametro = 1.2 km
Manicouagan Crater, Quebec, Canada, Diametro = 100 km
FREQUENZE DI IMPATTO SULLA TERRA
TIPO TUNGUSKA (15 MT): 1 ogni < 1000 anni
Evento Tunguska: 30 giugno 1908. Area devastata = 2000 km2
REGIONAL CATASTROFI (10,000 MT):
1 ogni 100000 anni
Wolf Creek Crater, Western Australia. Età = 300000 anni, Diametro = 850 m
CATASTROFI GLOBALI (>1,000,000 MT): 1 ogni
1-10 milioni di anni
Manicouagan Crater, Québec, Canada, Diametro = 100 km
La grande domanda per le tecniche di
difesa: Come sono fatti dentro?
???
La scoperta delle
“main-belt comets”
Immagini ad alta risoluzione: La scoperta
dei sistemi binari di asteroidi
 90 Antiope,
45 Eugenia

La scoperta in situ del primo asteroide
binario: Ida
Eros
31 X 13 X 13
Km
NEAR
(25143) Itokawa
535 X 294 X 209 metri
La determinazione
delle Masse degli
asteroidi: la tecnica
classica
Misure di deflessioni orbitali
in
seguito
ad
incontri
ravvicinati tra asteroidi
Grandi
incertezze !
(From Hilton, 2002)
aspettando Gaia !!
La precisione astrometrica di
Gaia sarà senza precedenti
• Astrometria
da Terra
0.05 - 1 arcsec
Singola misura di Gaia
0.1 – 1 mas
• Capacità di misurare « piccoli » effetti:
– Perturbazioni mutue (<100 mas)
• => Masse per circa 100 oggetti
– Misure di grandezza angolare (<0.1 • diameter)
• Differenza fotocentro-baricentro
– Accelerazioni non-gravitazionali
• Da emissione termica (Yarkovsky, ~0.1 mas)
– Effetti relativistici
Miglioramento
dell’orbita (> 100)
Scenario previsto post-GAIA per gli studi degli
Asteroidi:
 Masse e densità medie per ~100 oggetti
 Dimensioni misurate direttamente per ~1,000 oggetti
 Rotazioni, poli e forme generali per migliaia di oggetti; Rotazioni
come vincoli ulteriori per I modelli di evoluzione collisionale
 Orbite conosciute con una precisione enormemente migliorata
 Nuova classificazione tassonomica di un campione molto grande
della popolazione .
Implicazioni sul
gradiente
originale
di
composizione del Sistema Solare in funzione della distanza dal Sole,
sui fenomeni di diffusione dinamica e sui meccanismi collisionali.
Nuove famiglie “spettroscopiche” .
Scoperte recenti: Il grande legame tra le
proprietà fisiche e dinamiche: l’effetto
Yarkovsky diurno (a) e stagionale (b)
Il valore dell’accelerazione dovuta a Yarkovsky
dipende da molti parametri fisici:
• Angolo di obliquità
• Periodo di rotazione
• Dimensioni (svanisce per diametri grandi o molto piccoli)
• Condittività superficiale (inerzia termica)
• Distance eliocentrica:
Gran bell’esempio di un legame tra proprietà fisiche e
dinamiche (moto orbitale) degli oggetti. Il problema è
che l’effetto è intrinsecamente assai complicato.
Calcolo della deriva in
semi-asse maggiore
orbitale prodotta
dall’effetto Yarkovsky
diurno nella parte
interna della cintura
principale degli
asteroidi in funzione di
possibili diversi valori
della conduttività
termica della superficie
K (W/m2)
(a): in 1 Milione di anni
(b): vita collisionale
(Bottke et al., 2006)
L’effetto YORP
(Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack)
Previsione di
un’evoluzione
sia del
periodo di
rotazione, sia
dell’angolo di
obliquità
La famiglia di Koronis
Distribuzione delle direzioni
degli assi di rotazione
ricavata da osservazioni
fotometriche.
Bimodalità prodotta dalla
collisione originale, o da
un’evoluzione
diretta
dall’effetto YORP ?
… aspettando l’inversione
dei dati fotometrici di Gaia…
Riassumendo:
I corpi minori sono interessanti e mostrano grande
diversità.
Includono oggetti con storie diverse, e che hanno alle
spalle evoluzioni termiche molto diversificate.
Forniscono campioni del materiale più primitivo del
nostro Sistema Solare.
Ruolo delle collisioni e di effetti non-gravitazionali.
Sistemi binari non sono rari.
Problemi aperti: Inventario e distribuzione di massa;
paradosso Cerere-Vesta; strutture interne; effetto
Yarkovsky e YORP; masse e densità; rischio di impatto e
strategie di difesa, ecc., solo limitandosi agli asteroidi.
Grazie
#
CAIs
Chondrules
HED differentiation
Eucrites Differentiation
Angrites
Pallasite
Planetesimal Differentiation
Mesosiderites
Planetary
Accretion
Mars
Earth