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Come può constatare chi clicca sulla home page (vedi sopra)
queste pagine sono dedicate all'Asteroide Cino da Pistoia. Abbiamo
così pensato di realizzare una pagina relativa alla natura e al
numero degli asteroidi
GLI ASTEROIDI
Gli asteroidi, o pianetini, sono minuscoli
corpi che gravitano prevalentemente fra Marte e Giove, non spettacolari
come altri corpi celesti, hanno tuttavia una notevole importanza in
astronomia non solo perché rappresentano quasi un libro aperto
sulle fasi più antiche del Sistema Solare, ma soprattutto
perché lo studio delle loro caratteristiche dinamiche (orbite,
velocità di rotazione su se stessi, etc.) ha notevoli
implicazioni nelle ricerche sull'evoluzione del sistema planetario.
Le dimensioni degli asteroidi variano tra i 1000 km di diametro di
Cerere (*) a quelle di un sasso. Le masse di questi corpi
sono poi estremamente esigue rispetto a quelle dei pianeti:
Cerere ha una massa pari a 2 decimillesimi di quella della Terra.
Gli asteroidi per queste ragioni appaiono, anche con potenti telescopi,
poco più che semplici puntini luminosi.
Attualmente si conosce la maggior parte
degli asteroidi con diametro maggiore di 200 km. Di quelli con diametro
compreso fra 10 e 200 km, ne abbiamo catalogato circa la metà
(**). Ma conosciamo ben pochi degli asteroidi più piccoli: gli
asteroidi con diametro superiore ad un chilometro nella sola fascia
principale sembrano essere compresi tra 1,1 e 2,0 milioni, mentre gli
asteroidi (presenti nella fascia principale) con diametro dell'ordine
del centinaio di metri si stimano nell'ordine di alcuni miliardi.
Gli asteroidi sono classificati secondo vari tipi, in base ai loro
spettri (e quindi alla loro composizione chimica) e al loro albedo in
numerose classi. Tra queste, sono tuttavie le prime due quelle
preminenti: la C e la S. I pianetini del tipo tassonomico C
(dall'inglese Carbonaceous) rappresentano la netta maggioranza della
popolazione della fascia asteroidale: hanno un colore neutro e un
albedo molto bassa, compresa tra 0,02 e 0,08, pertanto sono molto scuri
(sono infatti detti molto spesso "dark asteroids"); ricchi di
carbonati, minerali opachi e fotoassorbenti. Gli asteroidi del tipo
tassonomico S (da Stony, ossia roccioso) presentano invece le
caratteristiche spettrali dei corpi composti prevalentemente da rocce
silicacee: alta riflettività (albedo compresa fra 0,15 e 0,25),
bande di assorbimento nell'infrarosso imputabili alla presenza di
minerali come l'olivina e il pirosseno, e una colorazione spiccatamente
rossastra che viene attribuita all'abbondanza relativamente alta di
metalli quali il ferro e il nichel.
Thoutathis
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simulazione
della rotazione di un piccolo asteroide (link esterno)
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L'asteroide "36446 Cino da Pistoia" appartiene alla fascia principale
degli asteroidi
LA FASCIA PRINCIPALE DEGLI ASTEROIDI
La Fascia principale degli asteroidi è una regione del
Sistema Solare che si trova tra i pianeti Marte e Giove, e che contiene
la maggiore concentrazione di asteroidi del Sistema. Il termine
generico fascia degli asteroidi può descrivere una
qualunque regione dove si concentrano asteroidi con orbite simili.
Origine
Si pensa che, durante i primi milioni di anni della storia del
Sistema Solare, i pianeti si siano formati mediante accumulo di
planetismi. Collisioni ripetute portarono alla formazione dei pianeti
terrestri e dei giganti gassosi.
Nella zona compresa tra Marte e Giove la forte gravità di
quest'ultimo impedì la formazione di un grosso pianeta, e i
planetesimi non poterono unirsi. Essi invece continuarono ad orbitare
il Sole indipendentemente. In questa visione, la fascia degli asteroidi
può essere considerata un relitto del Sistema Solare primitivo.
Molte osservazioni inducono però a pensare che la fascia sia in
veloce evoluzione, e gli asteroidi siano oggi molto diversi da
com'erano all'inizio. Gli asteroidi della fascia di Kuiper (la Fascia
di Kuiper è una regione del Sistema Solare che si estende
dall'orbita di Nettuno (alla distanza di 30 UA) fino a molte centinaia, forse migliaia, di UA dal Sole congiungendosi alla nube di Oort),
al contrario, sono probabilmente molto più simili alle loro
condizioni iniziali.
L'ambiente della Fascia
Nonostante l'immaginazione popolare, la fascia degli asteroidi
è soprattutto vuota. Gli asteroidi sono distribuiti su un volume
così grande che è estremamente difficile raggiungere un
asteroide senza mirare accuratamente. Le numerose sonde spaziali
lanciate verso il Sistema Solare esterno sono tutte passate attraverso
la Fascia senza problemi. Gli scienziati sono anzi giunti alla
conclusione che all'interno della fascia principale degli asteroidi ci
sono delle intere regioni del tutto prive di asteroidi (le cosiddette
"lacune di kirkwood").
Ciononostante le stime sul loro numero totale sono
considerevoli (considerando i pianetini con diametro superiore al
chilometro si ritiene che il loro numero superi abbondantemente il
milione). Circa 220 di loro sono più grandi di 100 chilometri.
Il più grande è Cerere, con un diametro di circa 1000
chilometri. La massa totale della Fascia è stimata a 2,3×1021
chilogrammi (di cui più di un terzo è fornito dal solo
Cerere), il che è piuttosto poco: meno della massa di Plutone.
L'alto numero di asteoridi porta ad un ambiente molto attivo, dove
le collisioni reciproche accadono molto frequentemente (in termini
astronomici). Una collisione può spezzare un asteroide in molti
piccoli frammenti (portando alla formazione di una famiglia di
asteroidi(***)), o può unire due asteoridi se accade ad una
bassa velocità relativa. Dopo cinque miliardi di anni, la fascia
degli asteroidi odierna somiglia molto poco a quella originale.
Gli asteroidi della fascia principale sono suddivisi in vari gruppi
alcuni dei quali, talvolta, non vengono neppure considerati come membri
della fascia principale degli asteroidi: è il caso, ad esempio,
del pianetini del gruppo Thule e dei pianetini del gruppo Hilda con
orbite di risonanza 2/3 (Hilda) e 3/4 (Thule) rispetto a Giove. Tra i
gruppi della fascia principale ricordiamo i seguenti: Ungarias, Flora,
Focea, Koronis, Eos, Temi, Cibele.
Gli asteroidi che sono fuori della cintura principale appartengono a
diverse famiglie:
- i cosiddetti NEO / NEA (Near Earth Object (Asteroid) = oggetti
(asteroidi) vicini alla Terra) sono quelli che per
dimensioni della loro orbita possono avvicinarsi pericolosamente alla
Terra; appartengono a questa classe di oggetti i gruppi Amor, Apollo ed
Atena;
- i Centauri, asteroidi che circolano tra Saturno e Nettuno;
- i Transnettuniani o Kuiperoidi quelli provenienti dalla cintura di
Kuiper con semiasse maggiore per taluni compreso tra 30 e 50 UA (Unità
Astronomiche) mentre per altri la fascia di Kuiper si estende per centinaia o migliaia di UA;
- i Troiani: gli asteroidi che sono posti sulla stessa orbita di Giove,
nei punti Lagrangiani, ove sono particolarmente stabili nei confronti
dell’azione gravitazionale del Sole e di Giove stesso. Tali punti si
trovano sul vertice di un triangolo equilatero, un altro vertice
è occupato da Giove e l’altro ancora dal Sole. In tempi recenti
sono stati trovati degli asteroidi di tipo "troiano" anche attorno a
Marte (tra cui "5261 Eureka") e addirittura intorno a Nettuno (vedi il
caso di "2001 QR322")
NOTA:
(*) Il ruolo di Cerere come asteroide più grande è stato
definitivamente soppiantato da alcune recenti scoperte: "50000 Quaoar",
"90377 Sedna", "90482 Orcus". Questi asteroidi, tutti situati nella
cosiddetta fascia di Kuiper, hanno infatti diametro superiore a quello
di Cerere (Orcus 1600 Km, Quaoar 1200 km, Sedna 1700 km). A Cerere
rimane il più modesto ruolo di asteroide più grande della
fascia principale.
(**) La misteriosa fascia di Kuiper potrebbe tuttavia riservare
più di una sorpresa; secondo alcuni studiosi il numero di
pianetini con diametro compreso tra i 100 e 1000 km che orbitano
nella fascia di Kuiper potrebbe essere stimato in almeno
100.000!!! (cfr. AA.VV., "Il sistema solare", supplemento a
"le Scienze" di maggio 2005, p. 102).
(***) E' il caso delle Famiglie di Hirayama: Gruppi di asteroidi della
Fascia Principale i cui parametri orbitali indicano una identica
origine, riconducibile a un asteroide disgregatosi in seguito ad un
impatto. K. Hirayama è l'astronomo giapponese che, nel 1918, per
primo propose questa teoria identificando 9 famiglie