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ⓘ Asteroide. Un asteroide è un piccolo corpo celeste simile per composizione ad un pianeta terrestre, generalmente privo di una forma sferica, in genere con un di ..




                                               

10 Hygiea

Igea è un grande asteroide della fascia principale, il quarto in ordine di grandezza, con un diametro medio superiore ai 400 km. ed una massa stimata pari al 3% di quella totale della fascia di asteroidi. Nonostante ciò, fu il decimo ad essere individuato perché la superficie scura rende lasteroide meno visibile di quanto le sue dimensioni implicherebbero. Allopposizione infatti raggiunge mediamente una magnitudine pari a 10.2. Igea fu scoperto da Annibale De Gasparis il 12 aprile 1849, dallosservatorio di Capodimonte a Napoli. Fu così denominato su suggerimento di Ernesto Capocci di Belmo ...

                                               

100 Hekate

100 Hekate è un piccolo asteroide della Fascia principale. La sua orbita è assimilabile a quella della famiglia di asteroidi Igea; tuttavia, il suo albedo pari a 0.192 è troppo elevato per un tipico asteroide di classe C, perciò si tratta probabilmente di un intruso e non di un vero membro fisico della famiglia. Hekate fu scoperto l11 luglio 1868 da James Craig Watson al Detroit Observatory delluniversità del Michigan USA ad Ann Arbor. Il 18 luglio fu individuato in modo indipendente da Charles Wolf a Parigi, il quale annunciò per primo la scoperta. Venne battezzato così in onore di Ecate, ...

                                               

1000 Piazzia

1000 Piazzia è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 47.78 km. Fu il millesimo pianeta minore ad essere numerato, venne scoperto nel 1923 e fu così denominato in onore di Giuseppe Piazzi, scopritore di 1 Cerere. Presenta unorbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3.1754530 UA e da uneccentricità di 0.2548956, inclinata di 20.55688° rispetto alleclittica. Il periodo di rotazione, secondo quanto scoperto da Robert D. Stephens nel 2001, è di 9.47 ore. Piazzia passa vicino a Marte ad una distanza di circa 1.33 UA, sebbene nel 1638 passò a quasi 1 UA. Il p ...

                                               

Lista di asteroidi (10001-11000)

                                               

101955 Bennu

101955 Bennu è un asteroide Apollo. Scoperto nel 1999, presenta unorbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 1.1258996 UA e da uneccentricità di 0.2037196, inclinata di 6.03428° rispetto alleclittica. Le sue caratteristiche spettrali ne permettono la classificazione tra gli asteroidi carbonacei di tipo B. Lasteroide ha una forma sferoidale con un diametro medio di circa 500 metri. È stato estensivamente osservato attraverso i radiotelescopi di Arecibo e di Goldstone. È stato selezionato quale obiettivo della missione OSIRIS-REx della NASA che prevede, tra le altre cose, il recupe ...

                                               

1030 Vitja

1030 Vitja è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 64.13 km. Scoperto nel 1924, presenta unorbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3.1242763 UA e da uneccentricità di 0.1199403, inclinata di 14.77442° rispetto alleclittica. Il suo nome è in onore di Viktor Zaslavsky, nipote di Spiridon Zaslavsky, il cognato dello scopritore.

Asteroide
                                     

ⓘ Asteroide

Un asteroide è un piccolo corpo celeste simile per composizione ad un pianeta terrestre, generalmente privo di una forma sferica, in genere con 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 tali.

Si pensa che gli asteroidi siano residui del disco protoplanetario che non sono stati incorporati nei pianeti, durante la formazione del Sistema. La maggior parte degli asteroidi si trova nella fascia principale, e alcuni hanno degli asteroidi satelliti. Hanno spesso orbite caratterizzate da unelevata eccentricità. Asteroidi molto piccoli in genere frammenti derivanti da collisioni, con le dimensioni di un masso o anche meno secondo lUnione Astronomica Internazionale, corpi di massa compresa fra 10 −9 e 10 7 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.

                                     

1.1. Descrizione Origini e struttura

Dal giorno 1º gennaio 1801 in cui lastronomo italiano Giuseppe Piazzi, dallOsservatorio astronomico di Palermo, scoprì quello che allora venne definito un "pianetino", assai poco luminoso, orbitante nella fascia tra Marte e Giove, e che in seguito sarà classificato come asteroide, gli studiosi cercano di individuare le origini dei singoli "planetini" e delle famiglie di "corpuscoli".

Prendendo come riferimento gli asteroidi formati nel sistema solare, quelli vicini ai pianeti come la Terra e a Marte mostrano lo spettro dei minerali rocciosi mescolati col ferro, mentre quelli vicini a Giove tendono a essere scuri e rossastri, indice di una composizione non molto diversa da quella della nebulosa primordiale, che circa 4.5 miliardi di anni fa avrebbe prodotto i pianeti da condensare.

Quindi, in base alle ipotesi più accreditate, in una prima fase i minuscoli corpi solidi si aggregarono per formare i mattoncini dei pianeti, ma nella zona oltre Marte, a causa degli effetti delle risonanze gravitazionali con la massa di Giove, furono impedite le formazioni di corpi con diametro superiore a 1000 chilometri.

I corpuscoli che non riuscirono ad essere inglobati allinterno dei pianeti in formazione divennero asteroidi, e tra essi i più grandi raggiunsero una temperatura sufficiente per consentire una differenziazione chimica; la conseguenza fu che in alcuni di essi si formò lacqua, in altri fenomeni vulcanici.

Grazie allinterferenza di Giove sulle orbite primarie degli asteroidi aumentarono gradualmente le loro collisioni, che portarono a numerose distruzioni e mutilazioni dalle quali sopravvissero i corpi più grandi, mentre altri corpuscoli furono proiettati fuori dal sistema solare.

Quindi alcuni asteroidi, e anche i meteoriti, rappresentano i resti di questi protopianeti, mentre altri, come le comete, sono corpi ancora più primitivi, che non sono riusciti a differenziarsi e perciò sono testimonianze di un passato molto remoto, vicino alle origini del sistema solare.

Per quanto riguarda la struttura, gli studiosi hanno avanzato lipotesi che accanto alla conformazione tipica solida e rocciosa, gli asteroidi più grandi di un chilometro non siano monolitici, ma piuttosto aggregati di frammenti piccoli o addirittura pile di pietre frammentate sulla falsariga delle comete, come proposero per la prima volta Don Davis e Clark Chapman.

                                     

1.2. Descrizione Sistema solare

Nel sistema solare sono già stati numerati e catalogati oltre 600 000 asteroidi e probabilmente altre centinaia di migliaia alcune stime superano il milione attendono ancora di essere scoperti. Lasteroide più grande del sistema solare interno è Cerere, con un diametro di 900-1000 km ; seguono Pallade e Vesta, entrambi con diametri sui 500 km; i tre sono anche gli unici asteroidi di forma approssimativamente sferica della fascia principale. Al contrario, numerosi oggetti del sistema solare esterno quali Eris, Sedna, Orco, Quaoar, Issione e Varuna, sono più grandi di Cerere.

Vedi anche Lista degli asteroidi principali per una lista degli oggetti più interessanti e degni di nota.

                                     

1.3. Descrizione La fascia principale, di Kuiper, dei Centauri e dei Troiani

La maggior parte degli asteroidi orbitano tra Marte e Giove, ad una distanza compresa tra 2 e 4 UA dal Sole, in una regione conosciuta come Fascia principale. Questi oggetti non poterono riunirsi a formare un pianeta, a causa delle forti perturbazioni gravitazionali del vicino pianeta Giove; queste stesse perturbazioni sono allorigine delle cosiddette lacune di Kirkwood, zone vuote dalla fascia dove gli asteroidi non possono orbitare, in quanto si troverebbero in risonanza orbitale con Giove ne verrebbero presto espulsi.

Un numeroso gruppo di asteroidi, oltre un migliaio, è costituito dai cosiddetti troiani. Questi asteroidi hanno orbite molto simili a quella di Giove. Sono suddivisi in due gruppi: uno precede Giove di 60 gradi nella sua orbita e laltro lo segue ad una medesima distanza angolare. In altre parole, i troiani occupano due dei cinque punti lagrangiani del sistema Sole-Giove, lL4 e lL5, dove le orbite sono stabili. Gruppi simili di asteroidi, molto più piccoli e meno numerosi, sono stati scoperti anche nei punti lagrangiani L4 e L5 del sistema Sole-Marte e del sistema Sole-Nettuno.

I centauri orbitano attorno al Sole in mezzo ai pianeti giganti, quindi oltre lorbita di Giove. Il primo scoperto di questa categoria fu Chirone, nel 1977, un asteroide di più di 100 km di diametro e il più grande della categoria. Si pensa che questi oggetti siano asteroidi o ex-comete che sono state espulse dalle loro orbite originali e immesse in orbite che le portano in regioni relativamente poco popolate dagli asteroidi tradizionali.

Le migliorate capacità dei moderni telescopi hanno permesso di estendere le nostre conoscenze sugli oggetti transnettuniani. Oggi vengono comunemente riconosciute tre grandi distribuzioni asteroidali oltre lorbita di Nettuno: la fascia di Edgeworth-Kuiper, il disco diffuso e la nube di Oort.

La fascia di Kuiper è la sorgente di circa la metà delle comete che arrivano nel sistema interno. Le prime scoperte risalgono al 1992, quando David Jewitt dellUniversità delle Hawaii e Jane Luu di Harvard individuarono corpi ghiacciati poco oltre lorbita di Nettuno. Si conosce molto poco degli asteroidi della fascia di Kuiper, che appaiono come minuscoli puntini anche nei telescopi più potenti. La loro classificazione e composizione chimica è per adesso materia di speculazioni. Alcuni di questi asteroidi si sono rivelati essere non molto più piccoli di Plutone o della sua luna Caronte. È stata proprio la scoperta, negli ultimi anni, di oggetti di dimensioni sempre maggiori - Quaoar, con i suoi 1200 km di diametro, scoperto nel 2002; Eris, nel 2003, con un diametro stimato di 2400 km, appartenente alla regione del disco diffuso - a portare ad una stretta finale lUnione Astronomica Internazionale, che durante lassemblea generale del 24 agosto 2006 ha promulgato definitivamente la definizione ufficiale di pianeta. Nel 2008 è stata riconosciuta lappartenenza di Plutone ed Eris alla nuova classe dei pianeti nani.



                                     

2.1. Classificazione Classificazione spettrale

Gli asteroidi sono classificati in tipi spettrali, che corrispondono alla composizione del materiale superficiale dellasteroide. Il numero degli asteroidi conosciuti nelle diverse classi spettrali potrebbe non corrispondere alla distribuzione effettiva, perché alcuni tipi di asteroidi sono più facili da osservare di altri, ed il loro numero viene quindi sovrastimato.

  • Asteroidi di tipo C - 75% degli asteroidi conosciuti. La C sta per "carbonacei". Sono estremamente scuri albedo 0.03, simili alle meteoriti carbonacee. Questi asteroidi hanno allincirca la stessa composizione del Sole, tranne lidrogeno, lelio e altri elementi volatili. I loro spettri hanno colori relativamente blu, e sono molto piatti e senza strutture evidenti.
  • Asteroidi di tipo S - 17% degli asteroidi conosciuti. La S sta per "silicio". Sono oggetti relativamente luminosi albedo 0.1-0.22. Hanno una composizione metallica principalmente silicati di nichel, ferro e magnesio. Lo spettro di questi asteroidi ha una forte componente rossa, ed è simile alle meteoriti ferrose.
  • Asteroidi di tipo M - Questa classe comprende quasi tutti gli altri asteroidi. La M sta per "metallico". Sono asteroidi piuttosto brillanti albedo 0.1-0.18, sembrano fatti di nichel-ferro quasi puro.

Ci sono altri tipi di asteroidi, molto più rari:

  • Asteroidi di tipo R - La R sta per colore e spettro rossastro.
  • Asteroidi di tipo G - Una suddivisione degli asteroidi di tipo C, spettralmente distinta per le differenze nellassorbimento degli ultravioletti. Il principale rappresentante di questa classe è lasteroide 1 Ceres.
  • Asteroidi di tipo V - La V sta per Vesta, un grosso asteroide di cui si pensa che questi potrebbero esserne frammenti.
  • Asteroidi di tipo E - La E sta per enstatite. Raccoglie asteroidi di ridotte dimensioni che orbitano principalmente nella parte interna della Fascia principale e che probabilmente hanno avuto origine dal mantello di asteroidi di grandi dimensioni, distrutti in tempi remoti.
                                     

2.2. Classificazione Classificazione orbitale

Molti asteroidi sono stati classificati in gruppi e famiglie in base alle loro caratteristiche orbitali. A parte le suddivisioni più ampie per esempio una volta si usava dare nomi femminili agli asteroidi la cui orbita era interamente compresa tra quelle di Marte e Giove, nomi maschili a quelli che avevano il perielio allinterno dellorbita di Marte e/o lafelio oltre lorbita di Giove: vedi per esempio Eros, è abitudine nominare un gruppo di asteroidi dal primo asteroide scoperto tra gli appartenenti al gruppo ovvero dallasteroide con il numero identificativo più basso tra gli appartenenti al gruppo. I gruppi sono associazioni dinamicamente sciolte, mentre le famiglie sono molto più "strette" e sono il risultato della disgregazione catastrofica di un progenitore nel passato. Finora, la quasi totalità delle famiglie scoperte appartiene alla Fascia principale. Esse furono inizialmente riconosciute da Kiyotsugu Hirayama nel 1918 e sono spesso chiamate famiglie Hirayama in suo onore.

Tra il 30% ed il 35% degli oggetti della Fascia principale appartengono a famiglie dinamiche, ognuna delle quali si pensa sia stata originata dalla collisione tra due asteroidi nel passato. Una famiglia è stata associata alloggetto transnettuniano Haumea.

                                     

3.1. Studio Ricerca

Fino al 1998, e in parte ancora oggi, gli asteroidi venivano scoperti con un procedimento articolato in quattro fasi. Per prima cosa, una regione del cielo veniva fotografata con un telescopio a grande campo. Venivano prese coppie di fotografie della stessa regione, separate, in genere, da unora di tempo. In un secondo momento, le due pellicole della stessa regione venivano osservate sotto uno stereoscopio, che permetteva di trovare ogni oggetto che si fosse mosso tra le due esposizioni.

Poiché le stelle sono fisse, mentre gli oggetti del Sistema Solare si sono mossi leggermente, durante lora di tempo trascorsa tra le due foto, ogni asteroide risalta come un punto in movimento. Terzo, una volta che un corpo in movimento fosse stato trovato, si misuravano le sue posizioni in modo molto preciso, usando come riferimento stelle presenti sulla fotografia, le cui posizioni siano conosciute con grande precisione.

Alla fine di queste tre fasi non si aveva ancora una scoperta, ma solo un "candidato asteroide". Il passo finale era di inviare i risultati al Minor Planet Center, dove, a partire dalle posizioni misurate, veniva calcolata unorbita preliminare e venivano calcolate le effemeridi per i giorni successivi. Una volta che loggetto veniva ritrovato grazie alle predizioni segno che tutti i passi precedenti erano stati svolti senza errori, lastronomo, il gruppo di astronomi o il dilettante che aveva fatto le osservazioni ne era riconosciuto lo scopritore e aveva il diritto di proporre allUnione Astronomica Internazionale il nome da dare allasteroide.

Quando lorbita di un asteroide viene confermata, esso viene numerato, e più tardi può anche ricevere un nome per esempio, 1 Cerere o 2060 Chirone. I primi vennero chiamati con nomi derivati dalla mitologia greco-romana, ma quando questi nomi iniziarono a scarseggiare, ne vennero usati altri: persone famose, nomi delle mogli degli scopritori, persino attori di televisione. Alcuni gruppi hanno nomi derivati da un tema comune, per esempio i Centauri sono tutti chiamati a partire da centauri leggendari, mentre i Troiani portano i nomi degli eroi della guerra di Troia.

A partire dal 1998, un gran numero di telescopi automatizzati eseguono automaticamente tutte le fasi precedentemente descritte, usando camere CCD e computer collegati direttamente al telescopio, che calcolano lorbita e vanno a ripescare lasteroide in seguito. Tali sistemi scoprono ormai la maggior parte degli asteroidi, ed ognuno è gestito da un gruppo di astronomi e tecnici. Ecco un elenco di alcuni di questi gruppi:

  • Il gruppo Lowell Observatory Near-Earth Object Search
  • Il gruppo Lincoln Near-Earth Asteroid Research LINEAR
  • La Japan Spaceguard Association
  • La Catalina Sky Survey
  • LAsiago DLR Asteroid Survey in Italia
  • Il gruppo Near Earth Asteroid Tracking
  • Spacewatch "guardia spaziale", il primo di essi

Il solo sistema LINEAR, uno dei più avanzati, al 31 dicembre 2007, ha scoperto 225 957 asteroidi. Tutti insieme, i sistemi automatici hanno anche scoperto, al 1º giugno 2008, 5 432 asteroidi near-Earth, cioè potenzialmente pericolosi per il nostro pianeta.



                                     

3.2. Studio Esplorazione

Prima dellera dei viaggi spaziali, gli asteroidi erano soltanto dei puntini luminosi anche se osservati con i più grandi telescopi. La loro forma le caratteristiche della superficie rimanevano un mistero.

Le prime fotografie ravvicinate di un oggetto di tipo asteroidale furono scattate nel 1971 quando la sonda Mariner 9 riprese delle immagini delle piccole lune di Marte, Fobos e Deimos, due asteroidi catturati. Queste immagine mostrarono la forma irregolare, simile ad una patata, comune alla maggior parte degli asteroidi, in seguito confermato dalle immagini acquisite dalle sonde Voyager delle lune più piccole dei giganti gassosi.

Le prime fotografie ravvicinate di un asteroide vennero scattate dalla sonda Galileo, agli oggetti Gaspra nel 1991, e Ida nel 1993. Nel 1996 la NASA ha lanciato la prima missione dedicata allo studio di un asteroide: la sonda NEAR Shoemaker, dopo aver effettuato nel 1997 il sorvolo dellasteroide Mathilde, atterrò sullasteroide Eros nel 2001, determinandone la densità con estrema precisione a partire dalle misure del campo gravitazionale.

Altri asteroidi visitati da sonde in rotta per altre destinazioni sono:

  • 5535 Annefrank da Stardust nel 2002.
  • 9969 Braille da Deep Space 1 nel 1999

Nel settembre del 2005, la sonda giapponese Hayabusa ha iniziato lo studio dellasteroide 25143 Itokawa, riportando sulla Terra campioni della superficie 5 anni più tardi. La sonda Hayabusa ha incontrato numerosi contrattempi, compresi i guasti di due delle tre ruote di reazione, che controllano lorientazione della sonda rispetto al sole e mantengono il puntamento dei pannelli solari, e di due dei quattro motori a ioni.

Il lancio della missione Dawn della NASA, diretta verso Cerere e Vesta, è avvenuto nel mese di settembre del 2007.

La sonda Rosetta dellESA è transitata ad 800 km dallasteroide 2867 Šteins il 5 settembre 2008 ed a 3162 km da 21 Lutetia il 10 luglio 2010.

                                     

3.3. Studio Modifica dellorbita

Negli ultimi tempi, si è sviluppato molto interesse attorno agli asteroidi la cui orbita interseca quella della Terra e che potrebbero, nel corso dei secoli, scontrarsi con essa. La quasi totalità degli asteroidi near-Earth sono classificati, a seconda del semiasse maggiore della loro orbita e della distanza da Sole del loro perielio, come asteroidi Amor, asteroidi Apollo o asteroidi Aten. Sono stati proposti diversi modi per modificarne lorbita, nel caso fosse confermato il rischio di collisione, tuttavia la scarsa conoscenza della struttura interna di tali oggetti impedisce di prevedere nel dettaglio come reagirebbero ad un impatto o ad unesplosione che avvenga nelle loro vicinanze allo scopo di defletterli o distruggerli. Persino i modelli che cercano di prevedere le conseguenze di una collisione catastrofica con la Terra sono ancora di dubbia validità a causa dellimpossibilità di sottoporli ad una prova sperimentale.