il sistema solare in immagini – parte IV – la fascia degli asteroidi

eccoci ad una delle regioni del sistema solare troppo spesso dimenticata, gli asteoridi e la fascia che essi formano tra le orbite di Marte e di Giove

la fascia principale degli asteroidi

La fascia principale degli asteroidi è una regione del sistema solare tra le orbite di Marte e di Giove, occupata da un numero imprecisato di corpi di forma irregolare chiamati asteroidi o pianeti minori. Circa metà della massa della fascia è contenuta nei quattro asteroidi più grandi, Cerere, Vesta, Pallade, e Igea, con diametri medi di oltre 400 km (tranne Cerere, l’unico pianeta nano della fascia, che presenta un diametro medio di circa 950 km. I restanti corpi hanno dimensioni più ridotte, fino ad arrivare a corpuscoli di pochi centimetri (probabilmente la maggior parte dei corpi ha dimensioni fino al granello di polvere) Il materiale che costituisce la fascia è molto diradato.

Risultato immagine per asteroidi fascia principale

sopra rappresentazione della fascia principale

Crediti: NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

In questa sequenza animata d’immagini, scattate dall’orbiter Dawn della NASA il 14 e il 15 aprile del 2015, la regione settentrionale della faccia illuminata dal sole del pianeta nano Cerere. Crediti: NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

Tra gli asteroidi più grandi possono verificarsi collisioni che a loro volta formano altri asteroidi nati dalle frammentazioni, con caratteristiche orbitali e composizioni simili, oltre a materiale corpuscolare e polveri che un tempo si ritenevano componenti principali della luce zodiacale (Nesvorny e Jenniskens, nel 2010 sull’Astrophysical Journal hanno attribuito però circa l’85% della polvere della luce zodiacale a frammentazioni di comete piuttosto che a collisioni tra asteroidi)

Risultato immagine per asteroidi

foto scattata dalla sonda Galileo nel 1991 dell’asteroide Gaspra, il primo asteroide ripreso da una sonda spaziale; i colori non sono reali

I singoli asteroidi della fascia sono classificati in base al loro spettro. La maggior parte rientra in tre gruppi fondamentali a partire dalla loro compsizione: a base di carbonio (tipo C), a base di silicati (tipo S), a base di metalli (tipo M).

La fascia degli asteroidi si è formata dalla nebulosa solare primordiale come aggregazione di planetesimi, che a loro volta hanno formato i protopianeti. Tra Marte e Giove però le perturbazioni gravitazionali causate da Giove davano ai protopianeti troppa energia orbitale perché potessero accrescersi fino a diventare pianeti, e le violente collisioni li frantumarono ulteriormente, tanto che si stima che il 99,9% della massa iniziale della fascia degli asteroidi andò persa per dispersione nello spazio nei primi 100 milioni di anni di vita del Sistema Solare.

Le orbite degli asteroidi continuano ad essere sensibilmente perturbate ogni volta che il loro periodo di rivoluzione attorno al Sole entra in risonanza orbitale con Giove. Alle distanze orbitali a cui si trovano, quando essi vengono spinti in altre orbite, si forma una lacuna di Kirkwood, ossia lacune o cali nella distribuzione degli asteroidi della fascia principale secondo il semiasse maggiore.  

E a tutti gli effetti una regione del Sistema Solare con caratteristiche come altre dove esistono corpi minori,i centauri, gli oggetti della fascia di Kuiper e del disco diffuso, le comete della nube di Oort.

foto di thyco, un cratere lunare originato dall’impatto con un meteorite della fascia principale

L’importanza della fascia principale risiede nell’essere una sorta di sguardo nel passato che consente di comprendere i meccanismi che hanno portato alla formazione dei pianeti del sistema solare con un processo simile a quello dell’ipotesi nebulare, ovvero una nube di polvere e gas interstellari che collassa sotto l’influenza della gravità e che forma un disco rotante di materiale che, condensandosi ulteriormente finì per formare i pianeti. Durante i primi milioni di anni del Sistema Solare, il processo di accrescimento causò l’aggregazione di piccole particelle, che gradualmente aumentavano di dimensioni, raggiungendo massa sufficiente per attirare a loro volta altri corpi per attrazione gravitazionale, fino a diventare planetesimi. Questo graduale accrescimento gravitazionale portò alla formazione, con evoluzioni divere, sia dei pianeti rocciosi che dei giganti gassosi.

All’interno della regione che sarebbe poi diventata la fascia degli asteroidi vera e propria, i planetesimi così formatisi erano perturbati troppo intensamente dalla gravità di Giove perché potessero accrescersi ancora e formare un pianeta, continuando invece a orbitare caoticamente intorno al Sole, urtandosi con meccaniche molto diverse. In regioni dove la velocità media delle collisioni era troppo elevata, la frantumazione dei planetesimi tendeva a dominare sull’accrescimento, impedendo la formazione di corpi di dimensioni planetarie o simili.

Le risonanze orbitali con Giove (si verificava quando il periodo orbitale di un oggetto della fascia forma una frazione intera con il periodo orbitale di Giove, perturbando l’orbita dell’oggetto) nella regione compresa tra le orbite di Marte e del gigante gassoso sono molte e con la migrazione di Giove verso l’interno del Sistema Solare, queste risonanze avrebbero spazzato via la fascia degli asteroidi, eccitando la popolazione dei planetesimi, facendone aumentare le velocità relative.

Durante le prime fasi del Sistema Solare, gli asteroidi fondevano in una certa misura, permettendo agli elementi al loro interno di essere parzialmente o completamente differenziati per massa. Alcuni dei corpi progenitori potevano anche aver subito periodi di vulcanismo esplosivo con formazione di oceani di magma e tuttavia, a causa delle dimensioni relativamente ridotte dei corpi, il periodo di fusione era necessariamente breve rispetto a quello dei pianeti, avvenuto nelle prime decine di milioni di anni della formazione del Sistema Solare. Uno studio sui cristalli di zircone di un meteorite antartico, che si ritiene originato da Vesta, fa pensare che quest’ultima, e molto probabilmente il resto della fascia degli asteroidi, si sia formata piuttosto rapidamente, già nel giro di dieci milioni di anni dall’origine del Sistema Solare.

Evoluzione

Gli asteroidi non sono dei campioni sopravvissuti del Sistema Solare primordiale, ma hanno subito una notevole evoluzione dal momento della loro formazione, tra cui il riscaldamento interno, la fusione della superficie a causa di impatti, l’erosione spaziale da radiazioni e il bombardamento di micro meteoriti. Simulazioni al computer indicano che la fascia originale poteva essere costituita da una massa equivalente a quella della Terra, ma a causa delle perturbazioni gravitazionali, la maggior parte del materiale è stato espulso dalla fascia nel giro di un milione di anni circa dalla sua formazione, lasciandosi dietro, come accennato circa lo 0,1% della massa originaria, e che dalla loro formazione, le dimensioni degli asteroidi sono rimaste relativamente stabili.

Quando la fascia di asteroidi si formò, a una distanza di 2,7 UA dal Sole le temperature raggiunsero la frost line, al di sotto del punto di congelamento dell’acqua ed i planetesimi formatisi al di là di questo raggio furono in grado così di accumulare ghiaccio. Nel 2006 fu annunciato che era stata scoperta una popolazione di comete all’interno della fascia deglii asteroidi, al di là della frost line e che tali comete potrebbero aver costituito una fonte d’acqua per gli oceani della Terra.]

Caratteristiche

La fascia degli asteroidi è in gran parte vuota, tanto che gli asteroidi, distribuiti in un volume così grande, possono essere raggiunti all’osservazione solo con un accurato puntamento e tuttavia, si conoscono centinaia di migliaia di asteroidi con un numero totale che, a seconda delle dimensioni, può raggiungere i milioni di oggetti. Compresi Cerere, Vesta, Pallade, e Igea, i giganti della fascia, vi sono 200 asteroidi con un diametro maggiore di 100 km, mentre indagini realizzate con lunghezze d’onda infrarosse ha dimostrato che la fascia principale degli asteroidi conta dai 700.000 a 1.700.000 oggetti con un diametro di 1 km o più.

La massa totale della fascia degli asteroidi è stimata essere il 4% della massa della Luna con i quattro oggetti più grandi, che rappresentano la metà della massa totale della, mentre Cerere da solo ne rappresenta quasi un terzo.

Composizione

L’attuale fascia è costituita principalmente da tre categorie di asteroidi: tipo C (a base di carbonio), tipo S (a base di silicati), tipo M (a base di metalli).

Gli asteroidi carbonacei, come suggerisce il loro nome, sono ricchi di carbonio e dominano le regioni esterne della fascia. Essi costituiscono oltre il 75% degli asteroidi visibili. Sono di colore più rosso rispetto agli altri e hanno una bassissima albedo. La composizione della loro superficie è simile a quella dei meteoriti di condrite carbonacea. Chimicamente, i loro spettri corrispondono alla composizione primordiale del Sistema Solare, con gli elementi più leggeri e gli elementi volatili rimossi.

Gli asteroidi ricchi di silicati sono più diffusi verso la regione interna della fascia, entro 2,5 UA dal Sole. Gli spettri delle loro superfici rivelano la presenza di silicati e di alcuni metalli, mentre la presenza di composti carboniosi è modesta. Ciò indica che i materiali sono stati molto modificati rispetto alla loro composizione primordiale, probabilmente attraverso fusioni. Hanno un’albedo relativamente alta, e formano il 15 – 17% dell’intera popolazione di asteroidi.

Gli asteroidi ricchi di metalli costituiscono circa l’8 – 10% della popolazione totale; i loro spettri assomigliano a quello del ferro-nickel. Si ritiene che alcuni si siano formati dai nuclei metallici di progenitori differenziati che sono stati frantumati in seguito a collisioni. Tuttavia, ci sono anche alcuni composti a base di silicati che possono produrre un aspetto simile. Per esempio, il grande asteroide di tipo M 22 Kalliope non sembra essere composto principalmente di metallo. All’interno della fascia degli asteroidi, la distribuzione degli asteroidi di tipo M raggiunge il livello massimo a una distanza di 2,7 UA circa.

Un aspetto non ancora chiarito è la relativa rarità degli asteroidi basaltici (tipo V). Le teorie della formazione degli asteroidi dicono che gli oggetti delle dimensioni di Vesta o maggiori dovrebbero formare croste e mantelli, composti principalmente di roccia basaltica, così più della metà degli asteroidi dovrebbe essere composta di basalto o di olivina, ma le osservazioni indicano che nel 99% dei casi il materiale basaltico non è presente. Fino al 2001, si credeva che molti corpi basaltici scoperti nella fascia degli asteroidi provenissero da Vesta (da qui il loro nome di tipo V). Tuttavia, la scoperta dell’asteroide 1459 Magnya rivelò una composizione chimica leggermente diversa dagli altri asteroidi basaltici scoperti fino ad allora, facendo pensare a una diversa origine. Questa ipotesi è stata rafforzata dall’ulteriore scoperta nel 2007 di due asteroidi nella fascia esterna, 7472 Kumakiri e (10537) 1991 RY16, con diversa composizione basaltica che non poteva aver avuto origine da Vesta. Questi ultimi due sono gli unici asteroidi di tipo V scoperti nella fascia esterna ad oggi.

Comete della fascia principale

Diversi corpi della fascia esterna mostrano un’attività di tipo cometario. Poiché le loro orbite non possono essere spiegate con la cattura di comete classiche, si pensa che molti degli asteroidi esterni possano essere ghiacciati, con il ghiaccio a volte sottoposto a sublimazione attraverso piccoli urti e, come detto, queste comete della fascia principale potrebbero essere state una delle fonti principali degli oceani della Terra

Orbite

La maggior parte degli asteroidi della fascia ha un’eccentricità orbitale inferiore a 0,4 e un’inclinazione inferiore a 30°. La loro distribuzione orbitale è massima ad un’eccentricità di 0,07 circa e un’inclinazione inferiore a 4°. Così, mentre un asteroide tipico ha un’orbita quasi circolare e si trova relativamente vicino al piano dell’eclittica, alcuni possono avere orbite molto eccentriche ed estendersi ben al di fuori del piano dell’eclittica stessa.

A volte, il termine “fascia principale” è usato per indicare solo la regione centrale, dove si trova la più forte concentrazione di corpi circa il 93,4% di tutti gli asteroidi finora scoperti e numerati del Sistema Solare.

Lacune di Kirkwood

Il semiasse maggiore di un asteroide è usato per descrivere la sua orbita attorno al Sole, e il suo valore determina il periodo orbitale del pianeta minore. Nel 1866, Daniel Kirkwood annunciò la scoperta di lacune nelle distanze delle orbite di questi corpi dal Sole. Esse erano situate in posizioni nelle quali il loro periodo di rivoluzione attorno al Sole era una frazione intera del periodo orbitale di Giove. Kirkwood propose l’ipotesi che le perturbazioni gravitazionali del pianeta causavano l’allontanamento degli asteroidi da queste orbite.

Quando il periodo orbitale medio di un asteroide è una frazione intera di quello di Giove, si genera una risonanza di moto medio con il gigante gassoso sufficiente a perturbare gli elementi orbitali dell’asteroide. Gli asteroidi che erano finiti nelle lacune (sia originariamente a causa della migrazione dell’orbita di Giove, sia a causa di precedenti perturbazioni o collisioni) vengono gradualmente spostati in altre orbite casuali, con un diverso semiasse maggiore.

Le lacune non sono visibili in una istantanea delle posizioni degli asteroidi in un certo momento, poiché le orbite degli asteroidi sono ellittiche, e molti asteroidi attraversano ancora i raggi corrispondenti alle lacune. La densità degli asteroidi in queste lacune non si discosta in modo significativo da quella delle regioni vicine.

Collisioni

La popolazione della fascia principale determina un ambiente molto attivo, dove si verificano spesso collisioni tra asteroidi (ovviamente su scale di tempo astronomiche). Collisioni tra corpi della fascia principale con altri di raggio medio di 10 km si verificano una volta ogni 10 milioni di anni circa. Una collisione può frammentare un asteroide in numerosi pezzi più piccoli (portando alla formazione di una nuova famiglia di asteroidi), ma collisioni che si verificano a velocità relativamente basse possono anche unire due asteroidi, tanto che dopo 4 miliardi di anni di tali processi, ora i membri della fascia degli asteroidi assomigliano poco alla popolazione originaria.

Oltre agli asteroidi, la fascia principale contiene anche bande di polvere composte da particelle di raggio fino a qualche centinaio di micrometri. Questo fine materiale viene prodotto, almeno in parte, da collisioni tra asteroidi e da impatti di micrometeoriti sugli asteroidi. A causa dell’effetto Poynting-Robertson, la pressione della radiazione solare fa girare lentamente a spirale questa polvere all’interno verso il Sole.

La combinazione di questa fine polvere asteroidale, così come il materiale cometario espulso, produce la luce zodiacale. Questo debole bagliore aurorale può essere visto di notte estendersi dalla direzione del Sole lungo il piano dell’eclittica. Le particelle che producono la luce zodiacale visibile hanno un raggio medio di 40 micron circa. La vita media di tali particelle è di 700.000 anni circa; pertanto, per conservare le bande di polvere, devono essere costantemente prodotte nuove particelle all’interno della fascia degli asteroidi.

Meteoriti

Alcuni dei detriti prodotti dalle collisioni possono formare dei meteoroidi che entrano nell’atmosfera della Terra. Dei circa 50.000 meteoriti trovati sulla Terra fino ad oggi, si ritiene che il 99,8 per cento abbia avuto origine nella fascia degli asteroidi. Nel 2007 si è ipotizzato che la collisione tra l’asteroide 298 Baptistina e un corpo di grandi dimensioni spinse nel Sistema solare interno un certo numero di frammenti e si ritiene che gli impatti di questi frammenti abbiano creato sia il cratere Tycho sulla Luna che il cratere di Chicxulub in Messico, il relitto dell’enorme impatto che ha provocato l’estinzione dei dinosauri 65 milioni anni fa, secondo le toerie più accreditate

Famiglie e gruppi

Nel 1918, l’astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama notò che le orbite di alcuni asteroidi avevano parametri simili; si pensò così di classificarli in famiglie e gruppi.

Circa un terzo degli asteroidi della fascia principale sono membri di una famiglia di asteroidi. Questi condividono elementi orbitali simili, come il semiasse maggiore, l’eccentricità e l’inclinazione orbitale, così come simili sono le caratteristiche spettrali, ognuna delle quali indica un’origine comune nella frammentazione di un corpo più grande. Ci sono circa 20-30 associazioni che sono quasi certamente famiglie di asteroidi. Queste possono essere confermate quando i loro membri mostrano caratteristiche spettrali comuni. Le più piccole associazioni sono invece chiamate gruppi o cluster.

Alcune delle famiglie più importanti della fascia degli asteroidi (in ordine crescente di semiasse maggiore) sono: Flora, Eunomia, Coronide, Eos, e Temi. La famiglia Flora, una delle più grandi con più di 800 membri, potrebbe essersi formata da una collisione meno di un miliardo di anni fa. Il più grande asteroide ad essere un vero membro di una famiglia (al contrario dell’intruso Cerere con la Famiglia Gefion) è 4 Vesta. Si pensa che la Famiglia Vesta sia stata formata da un impatto (con relativa formazione di un cratere) su Vesta. Anche i meteoriti HED potrebbero essere il risultato di questa collisione.

All’interno della fascia degli asteroidi sono stati scoperte tre bande di polvere con inclinazioni orbitali simili a quelle delle famiglie Eos, Koronis e Themis, per cui potrebbero forse essere associate a tali gruppi.

Vicino al bordo interno della fascia vi è il gruppo di Hungaria. Prende il nome dal membro principale, 434 Hungaria, e contiene almeno 52 asteroidi con orbite fortemente inclinate. Alcuni membri appartengono alla categoria degli asteroidi che intersecano l’orbita di Marte, le cui perturbazioni gravitazionali sono probabilmente un fattore che riduce la popolazione totale di questo gruppo.

Un altro gruppo ad alta inclinazione orbitale nella parte interna della fascia degli asteroidi è la famiglia Phocaea. Questi sono composti principalmente da asteroidi di tipo S, mentre la vicina famiglia Hungaria comprende alcuni asteroidi di tipo E. La famiglia Phocaea orbita tra 2,25 e 2,5 UA dal Sole.

Vicino al bordo esterno della fascia, vi è il gruppo di Cibele, in orbita tra 3,3 e 3,5 UA, e con una risonanza orbitale 7:4 con Giove. La famiglia Hilda orbita tra 3,5 e 4,2 UA, in orbite relativamente circolari e con una risonanza orbitale stabile 3:2 con Giove. Ci sono pochi asteroidi oltre 4,2 UA, fino all’orbita di Giove. Qui si trovano le due famiglie di asteroidi troiani che, almeno tra oggetti di dimensioni superiori a 1 km, sono numerosi all’incirca quanto gli asteroidi della fascia principale.

Alcune famiglie di asteroidi si sono formati di recente, in termini astronomici. La Famiglia Karin apparentemente formata circa 5,7 milioni di anni fa da una collisione con un asteroide progenitore di raggio di 33 km. La famiglia Veritas si formò circa 8,3 milioni di anni fa, e la prova di questa affermazione è costituita da polvere interplanetaria recuperata da sedimenti marini.

Più di recente, il gruppo Datura sembra essersi formato circa 450 000 anni fa da una collisione con un asteroide della fascia principale. La stima dell’età si basa sull’ipotesi che, a quel tempo, le orbite dei suoi membri fossero quelle attuali. Questo gruppo e altre formazioni, come ad esempio il gruppo Iannini (circa 1,5 milioni di anni fa), potrebbero essere stati una fonte di materiale per la polvere zodiacale.

Esplorazioni

Il primo veicolo spaziale ad attraversare la fascia degli asteroidi fu Pioneer 10, che entrò nella regione il 16 luglio 1972. A quel tempo si temeva che i detriti della fascia potessero rappresentare un rischio per la navicella, ma da allora è stata attraversata da 11 veicoli partiti dalla Terra senza alcun incidente. Pioneer 11, Voyager 1 e 2 e Ulysses passarono attraverso la fascia senza riprendere alcun’immagine. Galileo riprese immagini dell’asteroide 951 Gaspra nel 1991 e di 243 Ida nel 1993, NEAR, di 253 Mathilde nel 1997, Cassini, di 2685 Masursky nel 2000, Stardust, di 5535 Annefrank nel 2002, New Horizons, di 132524 APL nel 2006, Rosetta, di 2867 Steins nel 2008. A causa della bassa densità di materiale all’interno della fascia, oggi si stima che, per una sonda, le probabilità di impatto con un asteroide sono meno di una su un miliardo.

La maggior parte delle immagini degli asteroidi della fascia provengono da brevi flyby di sonde dirette verso altri obiettivi. Solo le missioni Dawn, NEAR e Hayabusa hanno studiato le orbite e le superfici degli asteroidi per un periodo prolungato. Dawn ha esplorato Vesta dal luglio 2011 al settembre 2012, ed è attualmente in rotta verso Cerere per un rendez-vous nel 2015. Se la sonda sarà ancora operativa dopo aver esaminato Cerere, un’estensione della missione potrebbe consentire ulteriori esplorazioni, forse un flyby di Pallade.

cerere

Cerere è l’unico pianeta nano del sistema solare interno, a differenza degli altri che si trovano nella fascia di Kuiper. Nonostante sia il più piccolo tra i pianeti nani noti, è il più grande oggetto della fascia principale degli asteroidi, da cui differisce sia per le dimensioni, sia per la sua forma arrotondata con un rigonfiamento attorno al suo equatore. Scoperto la notte del 1 Gennaio 1801 dall’astronomo italiano Giuseppe Piazzi, gli astronomi oggi ritengono che Cerere possa ospitare un piccolo oceano, ed eventualmente un’atmosfera. Nonostante sia il pianeta nano più piccolo, le sue dimensioni di 950 chilometri (pari alle dimensioni dello stato del Texas), gli permettono di avere una massa pari a un terzo di tutti gli asteroidi . Ruota su se stesso in poco più di 9 ore, ma percorre una rivoluzione intorno al sole in 4,6 anni terrestri.

Cerere è probabilmente un protopianeta (embrione planetario) formatosi 4,57 miliardi di anni fa nella fascia degli asteroidi e sopravvissuto, relativamente intatto, al processo di formazione del sistema solare, a differenza della maggior parte dei protopianeti del sistema interno che o si fusero tra loro per andare a costituire i pianeti terrestri, oppure furono espulsi dal sistema da Giove. Una teoria alternativa propone che Cerere si sia formato nella fascia di Kuiper e abbia successivamente raggiunto l’attuale posizione in seguito a un processo di migrazione

Credit: NASA
Credit: NASA

Cerere ha una densità di 2,09 grammi per centimetro cubo, portando così gli scienziati a concludere che un quarto del suo peso è costituito da acqua. Con picchi di temperatura intorno ai -38°C, l’acqua potrebbe sublimare, andando a formare un lieve strato di atmosfera. Le prove di tale passaggio di stato sarebbero state osservate al polo nord del pianeta nel 1990, anche se non si è mai avuta una conferma. Si suppone che Cerere abbia una crosta polverosa composta di roccia ed un nucleo roccioso; recenti osservazioni spettrali del corpo dalla Terra, hanno dimostrato la presenza di argille ricche di ferro. Furono osservati, inoltre, segni di carbonati, facendo di Cerere uno dei pochi corpi del nostro sistema solare, insieme a Marte e alla Terra, ad ospitare questi potenziali indicatori di abitabilità. I misteri di questo pianeta nano sono studiati dalla missione Dawn della NASA (la sonda è entrata in orbita attorno a Cerere il 6 marzo 2015). La vicinanza e la ridotta massa di Cerere hanno portato alcuni scienziati a suggerire che potrebbe servire come sito potenziale per gli atterraggi con equipaggio e un punto di lancio per future missioni nello spazio profondo con equipaggio. Cerere è oggi incluso tra gli asteroidi di tipo G

Cerere da Dawn

foto scattata dalla sonda Dawn della NASA del cratere Occator e delle sue macchie bianche

Haulani Oxo Cerere Dawn (3)

sopra foto scattata dalla sonda Dawn del cratere Haulani, 34 chilometri di diametro

sotto foto dello stesso cratere in falsi colori 

Haulani Oxo Cerere Dawn (2)

 


 

 


sopra animazione NASA dell’avvicinamento a Cerere della sonda Dawn

sotto foto scattata dalla sonda Dawn del cratere Oxo, invece, largo circa dieci chilometri, la seconda zona più luminosa del pianeta dopo il cratere Occator. 

Haulani Oxo Cerere Dawn (1)

Atmosfera

Ci sono indizi che suggeriscono la presenza di una tenue atmosfera e la formazione di brina su Cerere. Raggiunta la superficie dagli strati sottostanti, il ghiaccio d’acqua sublimerebbe quando esposto direttamente alla luce solare, fuggendo nello spazio.

Nei primi anni novanta, osservazioni nell’ultravioletto condotte con l’International Ultraviolet Explorer (IUE) rilevarono quantità significative di idrossile in prossimità del polo nord di Cerere, prodotto dalla fotodissociazione del vapore acqueo. Tuttavia, la scoperta non fu successivamente confermata da ulteriori osservazioni. Potrebbe essere possibile, in futuro, rilevare la sublimazione di ghiaccio in prossimità di recenti crateri d’impatto o da fratture della superficie.

vesta

Il 27 settembre 2007 la NASA ha lanciato la missione Dawn, dotata di una fotocamera e di due spettrometri, uno operante nell’infrarosso e nel visibile e l’altro nei raggi gamma, che ha visitato Vesta nel biennio 2011–2012

Caratteristiche fisiche

Vesta è il secondo asteroide in ordine di grandezza e il più grande nella Fascia principale interna, situata all’interno della lacuna di Kirkwood a 2,50 AU. Possiede un volume pari a quello di 2 Pallas, ma con una massa significativamente maggiore. La forma di Vesta sembra essere quella di uno sferoide oblato stabile compresso gravitazionalmente, o “corpo planetario”. La sua rotazione è prograda ed è molto veloce per un asteroide

Le temperature sulla sua superficie oscillano in un intervallo compreso fra circa -20 °C con il Sole allo zenit, e circa -190 °C al polo invernale. Tipiche temperature diurne e notturne sono rispettivamente -60 °C e -130 °C.

Geologia

Caso unico fra tutti gli asteroidi, esiste una vasta collezione di campioni di Vesta accessibile agli scienziati sotto forma di oltre 200 meteoriti HED. Ciò ha permesso la comprensione della struttura e della storia geologica di questo pianetino.

Agli albori del sistema solare, Vesta era abbastanza caldo da fondere al proprio interno. Questo ha permesso la differenziazione dell’asteroide. Si suppone che Vesta possieda una struttura scalare: un nucleo planetario metallico di ferro e nickel, un mantello roccioso sovrastante di olivina e una crosta superficiale di roccia basaltica.

Si ipotizza che la crosta di Vesta sia composta da (in ordine crescente di profondità): regolite litificata, colate di lava basaltica, rocce plutoniche (pirosseno, pigeonite e plagioclasio), rocce plutoniche a grani grossi ricche di ortopirosseno. In base alle dimensioni degli asteroidi di tipo V (che si pensa siano frammenti della crosta di Vesta espulsi in seguito a un enorme impatto) e alla profondità del cratere Rheasilvia, si suppone che la crosta sia spessa approssimativamente 10 chilometri.

Full View of Asteroid Vesta

sopra e sotto foto della sonda Dawn dell’asteroide Vesta

Risultato immagine per vesta dawn

La caratteristica superficiale più prominente, individuata dal telescopio Spaziale Hubble nel 1996, è il cratere Rheasilvia con un diametro pari a 505 chilometri situato vicino al polo sud dell’asteroide. La sua larghezza è pari al 90% dell’intero diametro di Vesta. Il fondo di questo cratere si trova a circa 13 km sotto il livello superficiale e il suo bordo si eleva di 4-12 chilometri sopra il terreno circostante, con un rilievo superficiale totale di circa 25 chilometri. Un picco centrale si innalza per 22 chilometri dal fondo del cratere. Si è stimato che nell’impatto generatore sia stato asportato circa l’1% dell’intero volume di Vesta, ed è probabile che la famiglia di asteroidi Vesta e gli asteroidi di tipo V siano i prodotti di questa collisione. È interessante notare che Vesta è rimasto pressoché integro dopo un impatto di tale potenza

Sono presenti sulla superficie del pianetino anche diversi altri grandi crateri, larghi 150 km e profondi 7 km. Una zona scura (bassa albedo) con un diametro di 200 km è stata battezzata Olbers in onore dello scopritore di Vesta, ma questa non appare nella mappa topografica come un cratere di recente formazione e la sua natura è sconosciuta; si tratta forse di una vecchia superficie basaltica. Questa “macchia” serve da punto di riferimento per definire gli 0° di longitudine; il meridiano fondamentale passa proprio per il suo centro.

Gli emisferi occidentale e orientale mostrano terreni marcatamente differenti. Dalle preliminari analisi spettrali delle immagini del telescopio Hubble, l’emisfero orientale sembra possedere un’elevata albedo, un terreno di antica regolite con altopiani pesantemente craterizzati, e crateri che raggiungono gli strati plutonici più profondi della crosta. D’altra parte, grandi regioni dell’emisfero occidentale sono ricoperte da scuri elementi geologici che si suppone siano basalti superficiali, analoghi forse ai mari lunari.

Risultato immagine per vesta dawn

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sopra il cratere Rheasilvia fotografato dalla sonda Dawn

Pallade

Pallade (formalmente 2 Pallas, dal greco Παλλάς Pallás) è un asteroide di grosse dimensioni che orbita all’interno della fascia principale, la cintura asteroidale più interna del sistema solare. Fu il secondo asteroide ad essere individuato dopo Cerere, ed il primo ad essere individuato da un astronomo non professionista. Si stima che la sua massa costituisca il 7% di quella dell’intera fascia principale. Il suo diametro, pari a 512–545 km, è confrontabile con quello di Vesta, sebbene Pallade sia meno massiccio del 20%. È un probabile protopianeta.

La superficie di Pallade risulta costituita da silicati; lo spettro superficiale ed il valore stimato per la densità ricordano le condriti carbonacee. Pallade segue un’orbita altamente inclinata (34,8°) rispetto al piano medio delle orbite degli oggetti della fascia principale, caratterizzata, inoltre, da un’eccentricità considerevole, pari quasi a quella posseduta da Plutone. Di conseguenza, raggiungere l’asteroide con una sonda spaziale risulta assai dispendioso.

Missioni spaziali

I segnali radio provenienti da sonde in orbita attorno a Marte e sulla sua superficie tra il 1961 ed il 2003 sono stati usati per determinare le variazioni indotte nell’orbita del pianeta dall’interazione gravitazionale degli asteroidi maggiori; ciò ha permesso di calcolare anche la massa di Pallade.

Nessuna sonda spaziale ha ancora visitato l’asteroide, ma se al termine della fase di studio di Cerere e Vesta, la sonda Dawn avrà ancora disponibile una quantità sufficiente di carburante, la missione potrebbe essere estesa per prevedere un sorvolo ravvicinato di Pallade, quando nel 2018 attraverserà l’eclittica. A causa dell’elevata inclinazione dell’orbita dell’asteroide non sarà possibile per Dawn entrarvi in orbita attorno.

Formazione

Si ritiene che Pallade sia stato interessato da un qualche grado di alterazione termica e differenziazione interna, la qual cosa suggerisce che sia un protopianeta. Si sarebbe formato 4,57 miliardi di anni fa nella fascia degli asteroidi e sarebbe poi sopravvissuto al processo di formazione del sistema solare, a differenza della maggior parte dei protopianeti del sistema interno che si fusero tra loro per andare a costituire i pianeti terrestri, oppure furono espulsi dal sistema da Giove.

Caratteristiche fisiche

Pallade ha un volume paragonabile a quello dell’asteroide Vesta, con cui si è conteso il titolo di secondo più grande asteroide del sistema solare interno. Tuttavia rispetto a Vesta, Pallade è molto meno massiccio. La massa di Pallade è stimata pari all’80% di quella di Vesta, al 22% di Cerere e a circa lo 0,3% di quella della Luna.

Pallade ha una forma irregolare, modellata come un ellissoide scaleno. Da osservazioni condotte attraverso il telescopio spaziale Hubble nel settembre del 2007, si sono stimate le dimensioni in 582 × 556 × 500 km, cui corrisponde un diametro medio di 545 ± 18 km. Una seconda stima nel 2010, con osservazioni condotte dalla Terra, hanno determinato le dimensioni in 550 × 516 × 476 km, cui corrisponde un diametro medio di 512 ± 6 km.

Se venisse appurato in futuro che la superficie dell’asteroide è modellata prevalentemente dall’equilibrio idrostatico, Pallade potrebbe essere riclassificato come pianeta nano.

Composizione

Informazioni parziali sulla composizione di Pallade sono state determinate dall’analisi spettroscopica della sua superficie. Pallade appartiene alla classe degli asteroidi di tipo B.

Il componente principale della sua superficie è un silicato, povero di ferro ed acqua, molto simile alla meteorite di Renazzo, scoperta nell’Emilia nel 1824 ed è una delle meteoriti più primitive conosciute.

Superficie

Poco o nulla è noto 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

Igea

Igea è 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 l’asteroide meno visibile di quanto le sue dimensioni implicherebbero.

Igea si compone di materiale primitivo carbonioso, simile alle condriti carbonacee. Percorre un’orbita assai prossima al piano dell’eclittica, mediamente eccentrica, che completa in 5 anni e 7 mesi, spaziando dalla distanza media di Cerere e Pallade dal Sole fino al bordo esterno della fascia principale, in prossimità del perielio degli oggetti della famiglia Hilda. È il prototipo della famiglia Igea

Missioni spaziali

Igea non è mai stato raggiunto da alcuna sonda spaziale. L’esplorazione degli asteroidi della fascia principale, però, potrebbe fornire indizi sul processo che ha condotto alla formazione del sistema solare ed Igea è stato quindi indicato come uno degli oggetti che meriterebbero di essere studiati da vicino. Nel 2006 è stata presentata alla NASA la missione Exploring the Very Earliest Epoch (EVE), nell’ambito del Programma Discovery. La proposta, non approvata, suggeriva di lanciare verso Igea una copia della sonda Dawn. Nel 2013, all’Agenzia Spaziale Europea è stata presentata la missione INSIDER, di classe media, che avrebbe eseguito dei rendezvous con vari grandi asteroidi della fascia principale e sganciato dei lander su almeno due di essi, indicando Igea e 24 Themis come obiettivi dei moduli di atterraggio.

Igea si sarebbe formato quindi 4,57 miliardi di anni fa nella porzione esterna della fascia.

Composizione

Informazioni parziali sulla composizione di Igea sono state dedotte tramite l’analisi spettroscopica della sua superficie. Igea appartiene alla classe degli asteroidi di tipo C, che dominano la porzione esterna della fascia principale (oltre la lacuna di Kirkwood in corrispondenza di 2,82 UA).

La superficie di Igea si compone di materiale carbonaceo primitivo, simile a quello trovato nelle condriti carbonacee, sebbene una ricerca spettroscopica nel 2002 non abbia individuato un corrispettivo esatto dei minerali presenti sull’asteroide nei meteoriti raccolti sulla Terra, nonostante alcune corrispondenze con le proprietà del meteorite Yamato 8216. È stata rilevata inoltre la presenza di minerali che sarebbero stati alterati dall’interazione con acqua liquida; sulla superficie dell’asteroide in passato potrebbero essere state raggiunte localmente temperature tali da portare alla liquefazione del ghiaccio che si presume possa esservi presente. Tuttavia, la presenza di materiale primitivo indica altresì che Igea non si è completamente fuso durante il processo di formazione, in contrasto rispetto ad altri grandi planetesimi come Vesta.

Superficie

In generale, le proprietà di Igea sono le meno note tra quelle dei quattro asteroidi maggiori della fascia principale. Questo è ancor più vero per le caratteristiche superficiali dell’asteroide, anche prima che Cerere e Vesta fossero raggiunti dalla missione Dawn. La superficie sarebbe ricoperta da uno strato di regolite dallo spessore superiore agli 8 cm.

Il Planet Definition Commitee (comitato per la definizione di pianeta) dell’Unione Astronomica Internazionale che nel 2006 ha avanzato la proposta della nuova definizione di pianeta successivamente approvata, ha considerato l’eventualità di classificare Igea tra i pianeti nani, qualora venisse appurato che la superficie dell’asteroide è modellata prevalentemente dall’equilibrio idrostatico.

Gaspra

951 Gaspra è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 12,2 km. Scoperto nel 1916, presenta un’orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,2094488 UA e da un’eccentricità di 0,1740047, inclinata di 4,10252° rispetto all’eclittica.

Stanti i suoi parametri orbitali, è considerato un membro della famiglia Flora di asteroidi.

Il 29 ottobre 1991 venne raggiunto ed osservato dalla sonda Galileo nel suo viaggio di avvicinamento verso Giove (foto pubblicata ad inizio articolo)

l’intruso

Ha un ‘volto’ e un nome l’intruso cosmico avvistato in ottobre nel Sistema Solare ed è qualcosa di mai visto finora: si chiama Oumuamua, ‘messaggero’ nella lingua delle Hawaii, ed è un asteroide interstellare lungo circa 800 metri e largo 100, piatto e di colore rosso scuro. Probabilmente è fatto di un materiale ricco di metalli, nel quale i raggi cosmici hanno prosciugato ogni traccia di acqua. 

Scoperto il 19 ottobre 2017 dal telescopio Pan-STARRS 1 nelle Hawaii, inizialmente il corpo celeste sembrava una cometa o un piccolo asteroide come tanti, ma le osservazioni nei due giorni successivi hanno indicato che si trattava di qualcosa di insolito. Così il corpo celeste è stato riclassificato dall’Unione Astronomica Internazionale (Iau) che ha creato una nuova classe di oggetti celesti, ossia gli asteroidi interstellari.

Subito dopo l’avvistamento è stata reclutata un’armata di telescopi per studiare l’intruso, fra i quali il Very Large Telescope (Vlt) dell’Osservatorio europeo meridionale (Eso). Grazie alle immagini catturate, i ricercatori hanno scoperto che la luminosità di Oumuamua varia drasticamente mentre completa una rotazione sul proprio asse ogni 7,3 ore. ”Questo indica – osserva Meech – che l’asteroide è molto allungato. Abbiamo anche scoperto che ha un colore rosso scuro, simile a quello dei corpi celesti della periferia del Sistema Solare”.

Le osservazioni indicano anche che Oumuamua sia fatto di un materiale ricco di metalli, nel quale acqua e ghiaccio sono stati prosciugati dai raggi cosmici. Si stima che un asteroide interstellare, come questo, si intrufoli nel Sistema Solare una volta all’anno, ma questi corpi celesti sono troppo piccoli e difficili da vedere. Tuttavia, adesso gli astronomi intendono intensificare le ricerche per scoprirne altri e continueranno a osservare Oumuamua mentre si allontana, per capire se davvero arrivi dalla costellazione della Lira, come suggerivano i primi calcoli, e quale sarà la sua prossima destinazione.

Tuttavia alcuni astronomi avanzano la teoria che l’asteroide intruso sia composto di una materia tanto densa,  forse materia oscura, al punto che il suo passaggio fra l’orbita di Mercurio e quella della Terra potrebbe deviare di una decina di metri l’orbita di Mercurio e, in modo impercettibile quella della Terra. L’ipotesi, pubblicata sul sito arXiv, arriva da un’istituzione scientifica che gode di ottima fama, come l’università californiana di Stanford. Molto cauta la reazione del mondo scientifico, che guarda comunque con interesse alla possibilità di verificare l’ipotesi

per saperne di più https://dawn.jpl.nasa.gov/

 

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fu genocidio…

chiunque di noi lo sapeva già che in quei giorni di quei mesi di quegli anni l’europa era ricaduta in una barbarie che mai più sarebbe dovuta accadere, eppure accade…che sia di monito questa condanna di un uomo che equivale alla condanna di ogni pratica politica violenta o che ingeneri impossibilità al dialogo o che agiti l’ethnos a motivo di qualcosa…mai più!!! 

ansa – Il tribunale penale internazionale dell’Aja per i crimini nella ex Jugoslavia (Tpi) ha condannato all’ergastolo, in primo grado, l’ex generale Ratko Mladic, ex comandante dell’esercito serbo bosniaco, per genocidio e crimini di guerra e contro l’umanità perpetrati durante la guerra in Bosnia (1992-95). A Sarajevo Ratko Mladic volle portare avanti una campagna micidiale di bombardamenti e cecchini e a Srebrenica volle perpetrare genocidio, persecuzione, sterminio, assassinio e atti disumani attraverso trasferimenti forzati. Lo ha detto il giudice del Tribunale per la ex Jugoslavia leggendo la sentenza nei confronti dell’ex generale.

Il giudice aveva allontanato Ratko Mladic dall’aula dopo uno scoppio di ira contro la corte. Il giudice sta leggendo il verdetto.

Mladic, tra le altre cose, era accusato di essere stato alla testa delle peggiori atrocità commesse durante il conflitto, come l’assedio di tre anni di Sarajevo ed il massacro di ottomila musulmani nell’enclave di Srebrenica, la peggiore esecuzione di massa in Europa dalla Seconda guerra mondiale.

Risultato immagine per Massacro di Srebrenica

Risultato immagine per Massacro di SrebrenicaRisultato immagine per Massacro di Srebrenica

Risultato immagine per Massacro di Srebrenica

Risultato immagine per Massacro di Srebrenica

 

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