Alberto Cellino INAF --Osservatorio Astronomico di Torino

I corpi “minori”: piccoli, importanti attori nella storia del Sistema Solare.

asteroidi

comete

Meteoroidi e meteoriti

polveri

Alberto Cellino INAF --Osservatorio Astronomico di Torino

I corpi “minori”: piccoli, importanti attori nella storia del Sistema Solare.

Asteroidi Oggetti Trans-nettuniani (TNO)

La fascia principale degli asteroidi e la fascia di Kuiper

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

D0 = 0.7

D1 = 1.0

D2 = 1.6

D3 = 2.8

D4 = 5.2

D5 = 10.0

D6 = 19.6

a (Mercurio) = 0.39 UA

a (Venere) = 0.72 UA

a (Terra) = 1.00 UA

a (Marte) = 1.52 UA

a (??) = 2.8 UA

a (Giove) = 5.20 UA

a (Saturno) = 9.54 UA

a (Urano) = 19.18 UA

a(Cerere) ~ 2.8 AU

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

Un piccolo numero di considerazioni fondamentali

Ci sono due ragioni principali per voler studiare gli asteroidi

Interesse puramente scientifico

Le interazioni col nostro pianeta

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

“poli”

binarietà

forme approssimative

colori

(423 Diotima, Di Martino and Cacciatori., 1984)

Scoperta dei cosiddetti LASPA: Large-Amplitude Short-Period Asteroids

La sequenza di forme di equilibrio di Chandrasekhar

a2/a1, a3/a1: axial ratios;

l: adimensional angular momentum

a: average radius

M: mass

2/13aGM

Triaxial Equilibrium Shapes among the Asteroids ?Farinella et al. (1981)

Famiglie + LASPAsEvidenza 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 iper-velocità come mezzi per comprendere la popolazione degli asteroidi.

Famigliedi

Asteroidi

Fisica dei fenomeni di distruzione collisionale

Inventario della popolazione e distribuzione delle dimensioni

Proprietà interne

Origine dei near-Earth Asteroids

Formazione di sistemi binari

Evoluzione dinamica

Evoluzione collisionale degli asteroidi

Inventario e Distribuzione di

massa Immagini ISO (Tedesco & Désert, 2002)

Discrepanze tra I risultati delle osservazioni da Terra nel visibile (SDSS, Subaru) e le osservazioni dallo spazio nell’Infrarosso

Differenti modelli della distribuzione cumulativa delle dimensioni degli asteroidi. Il ruolo controverso delle famiglie.

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?

(% )

)()(

//

//

IIII

Pr

1 Cerere

Polarimetria: Che cosa si misura ?Polarizzazione lineare parziale e

Curve fase-polarizzazione.

Presenza di un “ramo di

Polarizzazione Negativa”

Plane of the sky

I

Scattering Earth body

I

Scattering plane, SP Sun

y

z

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”

Masiero & Cellino (2009)

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)

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,...)

Generalmente OK, MA...

??

Il problema dell’origine delle Condriti Ordinarie dagli asteroidi della classe S: inconsistenze spettroscopiche.

Spettri di tipo Condrite Ordinaria tra gli asteroidi Near-Earth

(Da Binzel et al., 2001)

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

Risultati spettroscopici in accordo con l’esplorazione in situ di 243 Ida da parte della sonda spaziale Galileo.

Space weathering al lavoro.

(Da Rivkin et al., 2002)

Un altro problema: la banda di idratazione a 3-µm osservata tra gli

asteroidi di classe M, tradizionalmente creduti essere di composizione metallica

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

Impact!

Formazione di un grosso cratere e della famiglia dinamica di Vesta (asteroidi di classe V).

Una breve storia di Vesta

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

Proprietà di Cerere

Come è possibile ?

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 ?Aspettando DAWN

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

(da Gladman et al., 1997)

Le Famiglie di asteroidi come sorgenti possibili di oggetti near-Earth e “meteorite showers”.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 AustraliaEtà = 300,000 anni, Diametro = 850 m

CI SONO 150 AREE DI IMPATTORICONOSCIBILI SULLATERRACI SONO 150 AREE DI IMPATTORICONOSCIBILI SULLATERRA

Evento di Tunguska : 30 giugno 1908Area devastata = 2000 km2

Barringer Crater, Arizona, USAEtà = 49000 anni, Diametro = 1.2 km

Manicouagan Crater, Quebec, Canada, Diametro = 100 km

TIPO TUNGUSKA (15 MT): 1 ogni < 1000 anni

REGIONAL CATASTROFI (10,000 MT): 1 ogni 100000 anni

CATASTROFI GLOBALI (>1,000,000 MT): 1 ogni 1-10 milioni di anni

FREQUENZE DI IMPATTO SULLA TERRA

Evento Tunguska: 30 giugno 1908. Area devastata = 2000 km2

Wolf Creek Crater, Western Australia. Età = 300000 anni, Diametro = 850 m

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

NEAR

31 X 13 X 13 Km

Eros

(25143) Itokawa 535 X 294 X 209 metri

La determinazione delle Masse degli asteroidi: la tecnica classica

(From Hilton, 2002)aspettando Gaia !!

Misure di deflessioni orbitali in seguito ad incontri ravvicinati tra asteroidi

Grandi incertezze !

La precisione astrometrica di Gaia sarà senza

precedenti• Astrometria

da Terra Singola misura di Gaia 0.05 - 1 arcsec 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 differentiationEucrites Differentiation

Planetesimal DifferentiationPlanetesimal DifferentiationAngrites

PallasiteMesosiderites

Mars

Earth

Planetary Planetary AccretionAccretion

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