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Viaggio nel sistema solare: la fascia degli asteroidi

livello elementare
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ARGOMENTO: ASTRONOMIA
PERIODO: NA
AREA: NA
parole chiave: asteroidi

 

Dopo aver visitato il pianeta rosso ed osservato i suoi due strani satelliti, ci spingiamo verso l’esterno del sistema solare per raggiungere Giove, un pianeta gassoso gigante che nasconde ancora tanti misteri. Non sarà facile perché prima dovremo attraversare la cintura di asteroidi, una regione a forma di anello nel Sistema Solare che si colloca tra Marte e Giove.
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Storia della loro scoperta

La presenza di un corpo tra Marte e Giove fu supposto nel 1596 da Johannes Kepler nel suo Mysterium Cosmographicum. In una nota anonima alla sua traduzione del 1766 del Contemplation de la Nature di Charles Bonnet, l’astronomo Johann Daniel Titius di Wittenberg intravide una curiosa sequenza matematica nella disposizione dei pianeti, ora nota come la legge di Titius-Bode. In pratica iniziando una sequenza numerica da 0, poi passando a 3, raddoppiando i numeri seguenti (6, 12, 24, 48, ecc.,) e aggiungendo quattro a ciascun numero e poi dividendo per 10, si otteneva un’approssimazione dei raggi delle orbite dei pianeti noti.

Misurando in unità astronomiche la sequenza sembrava essere rispettata dai corpi celesti maggiori conosciuti ma esisteva un “pianeta mancante” (equivalente a 24 nella sequenza) tra le orbite di Marte e Giove. Curiosamente, quando William Herschel scoprì Urano nel 1781, l’orbita del pianeta corrispondeva quasi perfettamente alla legge di Titius-Bode. Questo fu il motivo per cui, quando Giuseppe Piazzi scoprì Cerere, pensò si trattasse del pianeta mancante. Quindici mesi dopo, Heinrich Olbers scoprì un secondo oggetto nella stessa regione, l’asteroide Pallade. Essendo non distinguibili rimasero dei punti di luce e, nel 1802, William Herschel suggerì di inserirli in una categoria separata, chiamata “asteroidi”, che dal greco significava “simili a una stella”. Ma le sorprese non erano finite e, nel 1807, furono scoperti altri due oggetti nella regione: Juno e Vesta.
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Nel 1845 gli astronomi rilevarono un quinto oggetto, Astraea e, poco dopo, furono trovati nuovi oggetti, al punto che Alexander von Humboldt, nei primi anni 1850, li fece cancellare dalla lista dei pianeti e il termine “asteroidi”, divenne di uso comune. L’espressione “cintura di asteroidi” entrò in uso in quegli anni. 

Nel 1921, con l’introduzione dell’astrofotografia di Max Wolf, il numero di scoperte aumentò fino ad un totale di 1.000 asteroidi. Nel 2000 il numero si collocò intorno a 100.000, probabilmente formatisi dai resti di diversi pianeti antichi. Gli astronomi ritengono che l’attuale cintura di asteroidi contenga solo una piccola frazione della massa della cintura primordiale. Nel 2006 fu annunciato che erano state scoperte delle comete all’interno della fascia di asteroidi, e fu ipotizzato che esse potrebbero aver fornito nel tempo una fonte d’acqua per gli oceani della Terra. Contrariamente a quello che si pensa, la cintura degli asteroidi è poco densa … essendo gli asteroidi distribuiti su un volume così grande che sarebbe improbabile raggiungere un asteroide per caso. Questo è stato provato dal passaggio delle sonde spaziali che, come vedremo, non ebbero alcun problema ad attraversarla dirigendosi verso i pianeti esterni.
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La prima domanda che ci poniamo e come si formò la cintura degli asteroidi?
Tutto iniziò con la nebulosa solare primordiale. Mentre i pianeti prendevano forma, ad una distanza tra Marte e Giove, le perturbazioni gravitazionali di quest’ultimo permearono la materia dei proto pianeti con tanta energia da impedire che si potessero accumulare in un pianeta. In pratica, le collisioni divennero così violente che questi corpi si disintegrarono, distribuendosi sia verso i pianeti interni che esterni; il 99,9% della massa originale della cintura di asteroidi si perse nei primi 100 milioni di anni di vita del sistema solare. Inutile dire che il responsabile fu ed è tuttora Giove, un gigante gravitazionale che continua ad influenzare il loro moto. Attualmente circa la metà della massa della cintura è contenuta nei quattro asteroidi più grandi: Cerere, Vesta, Pallade e Igea. Nel nostro viaggio verso Giove potremmo non incontrarli a meno di dirigersi verso di loro, ma li racconteremo comunque.

Cerere
Cerere è l’unico oggetto nella fascia degli asteroidi abbastanza grande da essere chiamato pianeta nano, ha un diametro di circa novecentocinquanta chilometri, mentre Vesta, Pallas e Hygiea hanno diametri medi inferiori a seicento chilometri.

Cerere osservata dalla sonda Dawn

L’asteroide è probabilmente un proto pianeta (embrione planetario) che si formò circa 4,57 miliardi di anni fa nella fascia degli asteroidi e sopravvisse, relativamente intatto, al processo di formazione del sistema solare. La sua scoperta, avvenne il 1 gennaio 1801 ad opera di un astronomo italiano, Giuseppe Piazzi,  Direttore Generale degli osservatorii astronomici di Napoli e Palermo. Le sue dimensioni sono tali che Cerere per mezzo secolo fu considerato l’ottavo pianeta. Dal 2006 è l’unico asteroide del sistema solare interno considerato pianeta nano come Plutone.

Le missioni spaziali
Il 27 settembre 2007 la NASA inviò la missione Dawn che, dopo aver visitato Vesta nel biennio 2011–2012, entrò nell’orbita di Cerere il 6 marzo 2015 raccogliendo molte informazioni. Dalle immagini raccolte, l’asteroide appare essere un corpo inattivo, la cui superficie è costellata da numerosi crateri. Si suppone che l’interno di Cerere sia differenziato, con un nucleo roccioso ricoperto da un mantello ghiacciato, spesso un centinaio di chilometri (tra il 23 e il 28% della massa di Cerere e il 50% del suo volume), che potrebbe contenere un volume d’acqua pari a 200 milioni di chilometri cubici, molto più della quantità complessiva di acqua dolce presente sulla Terra. La presenza di una significativa quantità di ghiaccio nella sua composizione apre la possibilità che Cerere abbia o abbia avuto uno strato di acqua liquida (oceano) al suo interno, collocato tra il nucleo roccioso e il mantello ghiacciato. La presenza di sali, ammoniaca, acido solforico o di altre sostanze antigelo nell’acqua favorirebbero l’ipotesi dello stato liquido. Il 22 gennaio 2014, gli scienziati dell’ESA hanno scoperto emissioni di vapore acqueo.

Vesta
l’asteroide ha un diametro medio pari a circa 530 chilometri e una massa stimata pari al 12% di quella dell’intera fascia.

Vesta

La superficie di Vesta è insolitamente brillante, cosa che ne fa l’asteroide in assoluto più luminoso. Tanto brillante che in certe circostanze Vesta è l’unico asteroide visibile ad occhio nudo dalla Terra. Ma non solo, esso risulta essere anche l’unico asteroide intatto la cui superficie mostra la presenza di processi geologici evidenti. La sua rotazione ha un periodo pari a 5,342 ore per cui è molto veloce. Le temperature sulla sua superficie oscillano 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., insomma un corpo decisamente freddo.

cratere Rheasilvia

Quando si formò, Vesta era invece abbastanza caldo e si ritiene che possieda un nucleo planetario metallico di ferro e nickel, un mantello roccioso sovrastante di olivina e una crosta superficiale di roccia basaltica. 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 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.

Inoltre si osserva un picco centrale si innalza per ventidue chilometri dal fondo del cratere. Una curiosità: molte meteoriti che sono cadute sulla Terra provengono proprio da Vesta. Cosa non incredibile in quanto il 99,8 per cento dei meteoriti caduti sulla Terra sembra abbiano avuto origine proprio dalla fascia degli asteroidi.

Pallade
Pallade è un asteroide di grosse dimensioni che orbita all’interno della fascia principale, la cintura asteroidale più interna del sistema solare. 

Si ritiene che, dal punto di vista geologico, la sua superficie sia composta da silicati. Pallade segue un’orbita altamente inclinata (34,8°) rispetto al piano medio delle orbite degli oggetti della fascia principale, con un’eccentricità considerevole, pari quasi a quella posseduta da Plutone. Questo comporta che se volessimo raggiungerlo con una sonda spaziale il viaggio risulterebbe molto complesso e dispendioso. Con una temperatura media di 175 Kelvin, a causa della sua inclinazione, le sue zone polari sperimentano una durata massima di luce e buio superiore a due anni terrestri.

Igea
è il quarto asteroide 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. Igea si compone di materiale primitivo carbonioso, simile alle condriti carbonacee. 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 Percorre un’orbita assai prossima al piano dell’eclittica, mediamente eccentrica, che completa in 5 anni e 7 mesi. Igea non è mai stato raggiunto da alcuna sonda spaziale.

La cintura di asteroidi

La fascia di asteroidi può essere suddivisa nella cintura interna, formata dagli asteroidi più vicini alla Terra, e quella esterna formata da quelli prossimi all’orbita di Giove. Gli asteroidi non sono tutti uguali e si distinguono in relazione al tipo predominante di minerale che le compongono; in generale vengono suddivisi in asteroidi di tipo C (carbonacei), asteroidi di tipo S (silicacei) e asteroidi di tipo M (metallici).

Gli asteroidi esterni descrivono la stessa orbita di Giove; sono divisi in due gruppi: i Greci che lo precedono di 60 gradi ed  i Troiani lo seguono di 60 gradi,  formando con Giove e col Sole dei triangoli equilateri che ruotano rigidamente. Sulla mappa appare la famiglia Hilda, un gruppo di asteroidi dinamicamente correlati ma che non dipendono da un comune oggetto progenitore; si trovano tuttavia intrappolati in un rapporto di risonanza orbitale 2:3 con il pianeta Giove. 

Gli asteroidi di tipo C dominano le regioni esterne della cintura di asteroidi e comprendono oltre il 75% degli asteroidi visibili. Hanno una tonalità più rossa rispetto agli altri asteroidi e hanno un’albedo (potere riflettente) molto basso. Quelli di tipo S (17%) sono più comuni verso la regione interna della cintura, entro 2,5 UA dal Sole e hanno un’albedo relativamente alto. Gli asteroidi di tipo M formano circa il 10% della popolazione totale; i loro spettri assomigliano a quelli del ferro-nichel e si formarono dai nuclei metallici di corpi progenitori dopo la collisione. All’interno della fascia degli asteroidi, sembrano concentrarsi su un asse semi-maggiore di circa 2,7 UA.

Un mistero della cintura di asteroidi è la rarità relativa di asteroidi di tipo V (V perché si ritenevano originati dall’asteroide Vesta) che sono invece composti da materiali basaltici. Le teorie sulla formazione degli asteroidi prevedono che si dovrebbero formare croste e mantelli, che sarebbero composti principalmente da roccia basaltica, ma le osservazioni suggeriscono che manca il 99 percento del materiale basaltico previsto. Anche gli asteroidi Magnya e Kumakiri hanno una composizione basaltica differente da quella di Vesta. La temperatura varia con la distanza dal Sole. Per le particelle di polvere all’interno della fascia, le temperature variano da -73 ° C a 2,2 UA fino a -108 ° C a 3,2 UA. Tuttavia, a causa della rotazione, la temperatura superficiale di un asteroide può variare considerevolmente poiché i lati sono alternativamente esposti alla radiazione solare.

Nel nostro viaggio attraverso la cintura incontreremo anche bande di polveri sottili (ovvero con dimensioni di pochi millimetri o minori). La combinazione di questa sottile polvere di asteroidi è (per il 10%) responsabile della luce zodiacale che in certe condizioni possiamo osservare, e si estende dalla direzione del Sole lungo il piano dell’eclittica. 
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Le esplorazioni effettuate  
Il primo veicolo spaziale ad attraversare la cintura di asteroidi fu il Pioneer 10, che entrò nella regione il 16 luglio 1972 diretto per la sua prima missione verso Giove. La preoccupazione degli scienziati era che i detriti nella cintura potessero ostacolare il transito ma ciò non avvenne e da allora dodici sonde la hanno attraversata senza incidenti. Ma non solo:  una di queste, la sonda NEAR, dopo aver scattato delle immagini di Mathilde 253, atterrò sull’asteroide Eros nel febbraio del 2001. Anche NEAR, ribattezzata Near Shoemaker, terminò indenne la sua missione e si ritiene oggi che le probabilità che una sonda impatti in un asteroide è stimata a meno di una su un miliardo. Possiamo stare tranquilli.

Nel 1996 la NASA ha lanciato la sonda Near Earth Asteroid Rendezvous, in seguito rinominata NEAR Shoemaker, sviluppata per eseguire lo studio prolungato di un asteroide near-Earth. Eros fu raggiunto grazie all’individuazione di un opportuno piano di volo che previde una manovra di fionda gravitazionale con la Terra e il sorvolo dell’asteroide 253 Mathilde nella fascia principale. Dopo un tentativo fallito, il 14 febbraio 2000, la sonda entrò in orbita con successo. NEAR Shoemaker orbitò attorno ad Eros percorrendo orbite progressivamente più strette fino a 35 km di raggio ed eseguendo sorvoli radenti raggiungendo una distanza minima di 2–3 km dalla superficie. Mappò la superficie e ne identificò le formazioni geologiche, permise misure gravimetriche e compì analisi della composizione dell’asteroide attraverso spettrometri nell’infrarosso e nei raggi X.  Il 12 febbraio 2001 eseguì una discesa controllata verso la superficie che si concluse con l’atterraggio della sonda in prossimità del cratere Himeros – vicino alla “sella” dell’asteroide. Nei successivi sedici giorni furono condotte misure sulla composizione del suolo del sito di atterraggio con lo spettrometro nei raggi gamma. La missione terminò il 28 febbraio 2001 


L’attraversamento della cintura ha necessitato circa sette mesi … ed ora ci avviciniamo a Giove … e vi prometto che ne vedremo delle belle.

 

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