Gli oggetti ApolloConosciamo oggi una trentina di questi corpi, simili agli asteroidi,le cui orbite attraversano l'orbita terrestre: è possibile che sitratti di nuclei di comete che hanno perso i loro componenti volatili

numero 129maggio 1979anno mivolume XXII

LE SCIENZESCIENTIFICAMERICAN

2100 Ra-Shalom, che lasciò la breve traccia su questa stampa in negati-vo, fu il terzo dei quattro oggetti Apollo scoperti l'anno scorso. Futrovato da Eleanor F. Helin del California Institute of Technology suuna lastra impressionata il 10 settembre col telescopio Schmidt diMonte Palomar. La scoperta fu in realtà una riscoperta di un oggetto

già fotografato vari anni prima e in seguito perduto. Il numero 2100indica che questo oggetto è il 2100-esimo elencato nel catalogo ufficialedi tutti gli asteroidi di qualsiasi specie. I nomi «Ra», nome dell'anticadi‘ inità solare egizia, e «Shalom», parola ebraica che significa pace,furono attribuiti all'oggetto al tempo dell'incontro di Camp David.

di George W. Wetherill

Apollo, il primo oggetto Apollo conosciuto, fu scoperto nel 1932. Poifu perduto. Queste stampe in negativo ne registrano la riscoperta dopo41 anni. il 28 marzo 1973. Apollo è la debole immagine arrotondata alcentro nella fotografia di sinistra. Nella fotografia di destra, scattataun'ora dopo, si è mosso verso nord-ovest. Le stelle luminose circostanti,che appartengono alla costellazione della Vergine, appaiono comestrisce, dato che nei 25 minuti di esposizione il telescopio era guidato

alla velocità prevista per l'oggetto Apollo. Se si fossero tenute fisse lestelle, il debole oggetto Apollo, che si trovava allora a 100 milioni dichilometri dalla Terra, non avrebbe lasciato nessuna traccia visibile. Lefotografie del ritrovamento furono ottenute col riflettore da 155 centi-metri del Hars ard College Observ atory da Richard F. McCrosky eCheng-Yuan Shao, che si erano preparati per una ricerca di vari mesi.Per una fortuita coincidenza Apollo fu trovato nella prima fotografia.

N

el 1937 un oggetto del diametrodi un chilometro circa, chiama-to poi Hermes, passò a 800 000

chilometri dalla Terra, cioè al doppio cir-ca della distanza Terra-Luna. Ancora nonè stato rivisto. Pressappoco ogni secolo cisi può aspettare che un oggetto simile pas-si presso la Terra a una distanza minore diquella della Luna. Una volta ogni250 000 anni in media un oggetto di quelgenere cadrà sulla Terra. L'impatto libe-rerà un'energia equivalente a 10 000bombe all'idrogeno da 10 megaton e sca-verà un cratere del diametro di 20 chilo-metri. Fortunatamente queste catastrofisono così rare che non ne è stata registratanessuna nel corso della storia umana.

Hermes, l'asteroide trovato nel 1937mentre attraversava l'orbita terrestre, erasolo il terzo corpo di quel genere scoper-to. Il primo di quegli oggetti era statoscoperto cinque anni prima, nel 1932, daKarl Reinmuth dell'Università di Heidel-berg nel corso di una ricerca fotografica diasteroidi comuni. Oggetti analoghi sa-ranno stati fotografati certamente anchein precedenza, ma non erano stati identi-ficati come tali. Il moto veloce di un corpoche si avvicina alla Terra lascia una tracciasulla lastra fotografica che non è distin-guibile a prima vista dalla traccia di unameteora o da una imperfezione della la-stra. Reinmuth fu il primo a dimostrareche l'oggetto da lui stesso fotografato eraun asteroide, la cui orbita ellittica attra-versava l'orbita terrestre prima di rag-giungere il suo perielio (la minima distan-za dal Sole). L'oggetto fu indicato provvi-soriamente come 1932 HA e in seguito fuchiamato Apollo, dal nome della divinitàsolare della mitologia greca. Più tardi tutti

i corpi le cui orbite attraversano l'orbitaterrestre furono chiamati genericamente«oggetti Apollo».

Per caso, nello stesso anno fu scopertoun altro piccolo asteroide, Amor, conun'orbita simile a quella di Apollo, ma colperielio appena oltre l'orbita terrestre, a1,08 unità astronomiche dal Sole. (Un'u-nità astronomica, abbreviata UA, è defi-nita come la distanza media tra la Terra eil Sole.) In seguito si scoprì che le orbitedegli oggetti con perielio così vicino a 1UA si evolvono spesso in orbite che ta-gliano quella terrestre. Ora gli astronomichiamano «oggetti Apollo-Amor» tutti icorpi con un perielio minore del valorefissato arbitrariamente di 1,3 UA.

Dal 1932 sono stati identificati circa 28oggetti Apollo le cui orbite tagliano quellaterrestre e un numero un po' inferiore dioggetti Amor. Si deve dire «circa», perchéin qualche caso l'orbita non è stata deter-minata con precisione tale da garantirnel'appartenenza alla classe Apollo-Amor.Anche quando sembrò che l'orbita fosseben definita fu destino comune dei primioggetti Apollo di essere presto perduti. Lostesso Apollo non fu ritrovato fino al 1973,e Adonis, che fu il secondo identificato(nel 1936) di questi corpi, non fu rivistoper 40 anni, durante i quali attraversòl'orbita terrestre più di 30 volte.

Fino a poco tempo fa si prestò poca

attenzione agli oggetti Apollo--Amor, anche da parte della minoranza diastronomi specializzati negli studi plane-tari. Solo lentamente si capì che questipiccoli asteroidi sono molto più importan-ti per la conoscenza terrestre e planetariadi quanto lascino supporre le loro dimen-

sioni e il loro numero. I corpi di tipo Apol-lo-Amor sono stati i principali responsa-bili dei crateri di diametro superiore acinque chilometri sulla Terra, la Luna,Mercurio, Venere e Marte (con la possibi-le eccezione di Marte). A sua volta ladensità superficiale di questi crateri costi-tuisce il mezzo principale per la determi-nazione dell'età relativa di regioni diversedi questi vicini spaziali.

Una notevole percentuale, probabil-mente la maggior parte, delle meteoritiche cadono sulla Terra è costituita daframmenti di oggetti Apollo prodotti nel-le collisioni che hanno luogo quando que-sti oggetti, seguendo le loro orbite eccen-triche, finiscono nella fascia degli asteroi-di, che si trova tra le orbite di Marte e diGiove. Le meteoriti sono le fonti più im-portanti di dati dettagliati sulla storiaprimordiale del sistema solare. L'inter-pretazione di questi dati richiede infor-mazioni sulle sorgenti delle meteoriti.

Si può affermare con una certa sicurez-za che gli oggetti Apollo-Amor non sonosemplicemente un campione statistico dioggetti espulsi in qualche modo dall'am-pia fascia degli asteroidi, che occupa unaregione compresa pressappoco tra 2,1 e3,5 UA. Il primo asteroide, Cerere, fuscoperto nel 1801 dal monaco italianoGiuseppe Piazzi. Cerere, che è il piùgrande asteroide conosciuto, ha un dia-metro di 1000 chilometri circa e si muovein un'orbita a circa 2,8 UA dal Sole. Fino-ra sono stati catalogati oltre 2000 asteroi-di, la grande maggioranza dei quali si tro-va oltre l'orbita di Marte (1,5 UA). Sipensa che la fascia degli asteroidi com-prenda circa 400 000 oggetti di diametrosuperiore a un chilometro. Come vedre-

12 13

Cratere gigante nel Quebec nordorientale formato circa 210 milioni di anni fa dall'impatto di uncorpo di grandi dimensioni simile agli oggetti Apollo. Per scavare un cratere come questo, che siestende per circa 70 chilometri, l'asteroide deve avere avuto un diametro di tre chilometri circa.La fotografia fu scattata dall'Earth Resources Technology Satellite (ERTS). La visibilità delcratere è accresciuta dall'acqua scura del lago Manicouagan, che ne riempie oggi la depressionecircolare. Al centro della formazione c'è un picco di rocce che hanno subito «shock». Molti crate-ri nel Canada furono conservati sotto strati di sedimenti, poi trascinati via dall'azione glaciale.

180°

90°

APOLLO (11)

MERCURIO„

VENERE

ALL'EQUINOZIODI PRIMAVERA

TERP

A-SHALOM (5)

TORO (13)

ICARUS (1)

Le orbite di 31 oggetti Apollo sono rappresentate per confronto con leorbite di Mercurio. Venere, Terra, Marte e Giove. Sono numerateprogressivamente al crescere della distanza dal Sole al perielio, cioè almomento del massimo avvicinamento al Sole. In questo stesso ordinesono elencati nella tabella a pagina 64. L'asteroide che passa più vicinoal Sole è Icarus. Solo tre oggetti Apollo (Ra-Shalom, il numero 6 e il 14)

270°

hanno orbite contenute completamente entro l'orbita di Marte. Lamaggior parte segue orbite che attraversano la fascia principale degliasteroidi (fascia larga in colore), in cui si pensa che si trovi circa mezzomilione di corpi di diametro superiore al chilometro. Frammenti dioggetti Apollo che hanno subito urti in tale fascia possono costituireun'ampia frazione delle meteoriti che cadono sulla superficie terrestre.

mo, alcuni di questi oggetti possono di-ventare di tipo Apollo. D'altra parte,un'ipotesi recente e forse sorprendenteprevede che molti oggetti Apollo-Amornon siano in realtà asteroidi, ma i restiprivi di gas di comete, gli oggetti più pri-mitivi del sistema solare.

Nell'ultimo decennio l'interesse per glioggetti Apollo-Amor si è molto accre-sciuto. Quando gli astronomi osservanosulle loro lastre fotografiche un oggetto inrapido movimento, si affrettano spesso acomunicare la scoperta all'Ufficio Cen-trale per i Telegrammi Astronomici del-l'Unione Astronomica Internazionale ead altri astronomi. Si calcolano e si dif-fondono le effemeridi che indicano la po-sizione, la velocità e la direzione di movi-mento, in modo da consentire successiveosservazioni. Talvolta oggetti appenascoperti possono essere riconosciuti suvecchie lastre. L'identificazione di unoggetto su varie lastre consente solita-mente di calcolare la sua orbita con preci-sione sufficiente da assicurarne il ritro-vamento in occasione dei suoi avvicina-menti successivi.

Il primo programma osservazionale peruna ricerca sistematica di oggetti Apollo--Amor fu intrapreso nel 1973 all'Osser-vatorio di Monte Palomar da Eugene M.Shoemaker e Eleanor F. Helin del Cali-fornia Institute of Technology. Lavoran-do circa quattro notti al mese con un tele-scopio Schmidt a grande campo di dimen-

sioni medie hanno scoperto cinque ogget-ti Apollo e un oggetto Amor, e altri corpiinteressanti, tra cui una nuova cometa.

Contributi significativi sono stati porta-ti anche da vari altri programmi di osser-vazione che utilizzavano telescopiSchmidt di maggiori dimensioni, ma chenon erano rivolti espressamente alla ri-cerca di oggetti Apollo-Amor. CharlesKowal ha scoperto cinque oggetti Apollo-Amor lavorando col telescopio Schmidtda 1,20 metri di Monte Palomar, e altritre sono stati scoperti da un gruppo diricercatori che sta effettuando rilevamen-ti su tutto il cielo all'Osservatorio Euro-peo Australe in Cile.

A differenza di una decina di anni fa,oggi si sa che quasi metà degli oggettiApollo-Amor sono certamente asteroidied è stato attribuito loro un numero. Po-chi sono perduti senza speranza. La mag-gior parte della quarantina di oggetti pre-senta orbite molto eccentriche che sispingono nella fascia principale degliasteroidi e, in una mezza dozzina di casi,anche oltre. Almeno tre oggetti, però,hanno orbite moderatamente eccentri-che, con un afelio (massima distanza dalSole) interno all'orbita di Marte.

ualsiasi discussione quantitativa sul-l'importanza di corpi Apollo-Amor

per la formazione di crateri sui pianeti oper la produzione di meteoriti richiedeuna conoscenza della loro abbondanza. Il

loro diametro angolare è nettamente in-feriore alla migliore risoluzione angolaredei telescopi, pertanto le loro dimensionidevono essere determinate indirettamen-te. Questo è possibile misurando la loroalbedo geometrica: cioè, la frazione diluce solare incidente che riflettono. Com-binando l'albedo di un oggetto e la sualuminosità misurata con la sua distanzadalla Terra e dal Sole si può calcolarel'area della sua sezione, e da questa, sup-ponendo che abbia una forma grossola-namente sferica, si può risalire alle suedimensioni approssimate.

L'albedo può essere determinata inmolti modi. In una situazione stazionarial'energia incidente su un oggetto che nonviene riflessa deve essere assorbita e poiriirradiata, per lo più nell'infrarosso. Per-tanto, misurando la luminosità di un og-getto nell'infrarosso e confrontandolacon la luminosità nel visibile, si può de-terminare la riflettività dell'oggetto. Mi-sure di laboratorio hanno dimostratoanche che il grado di polarizzazione dellaluce riflessa da una superficie dipende siadall'angolo di riflessione che dall'albedo.Inoltre il «colore» di un asteroide puòessere determinato misurandone la lumi-nosità in corrispondenza a lunghezzed'onda differenti: nella regione ultravio-letta dello spettro, in quella visibile e inquella dell'infrarosso vicino. Spesso que-ste misure consentono di riconoscerealmeno indicativamente negli asteroidigruppi di minerali trovati nelle meteoriti enelle rocce terrestri e lunari. Misure dilaboratorio sull'albedo di questi gruppi diminerali possono darci un controllo ulte-riore sull'albedo di un asteroide.

È facile trovare difetti in questi metodiper la determinazione dell'albedo degliasteroidi, ma va notato che in molti casil'albedo è stata determinata facendo usodi più metodi e che quasi tutti i risultatisono in buon accordo tra loro. La maggiorparte delle misure è stata effettuata suoggetti tipici della fascia degli asteroidi.Finora è stata misurata l'albedo solo di 11oggetti Apollo e Amor. Comunque, lealbedo geometriche di questo piccolocampione sono simili a quelle dei normaliasteroidi e variano da 0,05 a 0,2. (Perconfronto, l'albedo geometrica dellaLuna è 0,12.) Se si assume 0,16 comevalore tipico dell'albedo geometrica deglioggetti Apollo-Amor, si trova che glioggetti finora scoperti hanno diametricompresi per lo più tra uno e due chilome-tri. Un oggetto del diametro di un chilo-metro con un'albedo 0,16 posto a 1 UA didistanza sia dal Sole che dalla Terra avràuna magnitudine astronomica di + 18. Sidice magnitudine assoluta di un asteroidela sua magnitudine riferita a queste con-dizioni standard.

Si può sistemare il numero totale dioggetti Apollo-Amor più brillanti dellamagnitudine assoluta + 18 (cioè, con undiametro superiore a un chilometro) con-frontando il numero di quelli effettiva-mente scoperti con una valutazione delgrado di completezza raggiunto dalla ri-cerca telescopica. Il primo tentativo inquesta direzione fu compiuto da Ernst

elpik dell'Armagh Observatory in Irlan-da nel 1963, quando erano noti 10 oggettiApollo. Opik ne trasse la conclusione chedovevano esserci almeno 43 oggetti Apol-lo, ma che potevano essercene molti dipiù. Poiché sono stati scoperti 28 oggettiApollo e la frequenza delle nuove scoper-te, ora di quattro circa all'anno, va au-mentando, devono essercene effettiva-mente molti più di 43.

Una stima più recente sulla base delmetodo della completezza di ricerca è sta-ta effettuata da Shoemaker, che ha con-cluso che il numero totale di oggetti Apol-

lo più brillanti della magnitudine + 18 èdi 750 i- 300. Nel 1967 Fred L. Whippledell'Università di Harvard considerò unmetodo di stima piuttosto differente, ba-sato sull'ipotesi che se il numero totaledegli oggetti Apollo è piccolo, allora sa-rebbe molto probabile la riscoperta ca-suale di alcuni di essi. Fino al 1967 non sierano avute riscoperte casuali. Dall'alge-bra delle combinazioni e delle permuta-zioni si può dedurre un limite inferioreper il numero totale di oggetti Apollo.Dapprima Whipple stimò che fossero piùdi 50, e una ripetizione del calcolo nel

1973 diede un valore di 100. Sulla basedei dati più recenti, che comprendono lariscoperta casuale di un oggetto Apollo(Ra-Shalom) avvenuta nel 1978, il meto-do rifiuta decisamente valori inferiori a200 e porta a una stima in accordo conquella di Shoemaker.

Il fatto che un oggetto Apollo colpirà o no la Terra dipende dal caso. Al mo-

mento nessuno degli oggetti Apollo cono-sciuti è in rotta di collisione con la Terra.Tutti gli oggetti Apollo-Amor sono peròsoggetti continuamente all'attrazione

14 15

Coni di frantumazione, cioè rocce che sono state frantumate secondo uno schema conico a seguitodi un impatto, sono state trovate nella maggior parte delle sedi sicure di crateri. I coni visibili inquesta fotografia sono stati trovati in un affioramento sulla riva meridionale del lago Keeley,presso il bacino di Sudbury: il resto di un cratere che si pensa abbia avuto un diametro originale di140 chilometri. La struttura è quella indicata con il numero 13 nella mappa della pagina a fronte.

Metà circa dei crateri antichi sicuri sono stati trovati nel Canada centra-le e orientale, cioè in una regione che rappresenta solo l'l per cento ditutte le terre emerse. I cerchi pieni indicano la posizione e le relativedimensioni di 23 crateri da impatto sicuri, numerati progressivamentein ordine di scoperta; i circoletti vuoti indicano possibili strutture daimpatto. Il cratere più giovane conosciuto (1) ha meno di cinque milionidi anni; il più vecchio (13, presso Sudbury, Ontario) ha circa 1,8miliardi di anni. Quest'ultimo è uno dei due soli crateri conosciuti di cuici resta traccia dall'era Precambriana, che terminò 600 milioni di anni

fa. Il cratere 3 è la formazione di Manicouagan, rappresentata nellafotografia aerea di pagina 14. Richard Grieve del Dipartimento cana-dese per l'energia , le miniere e le risorse ha fatto un conto complessivodegli antichi crateri sicuri nell'America Settentrionale e in Europa; inbase a questo conto si può stimare che negli ultimi 600 milioni di annicaddero sulla Terra 1500 oggetti Apollo di diametro pari almeno a unchilometro, il 70 per cento dei quali cadde probabilmente negli ocea-ni. La mappa si basa su una compilazione fatta dalla Divisione di fisi-ca terrestre del Dipartimento per l'energia, le miniere e le risorse.

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65°

140°

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21

500CHILOMETRI

5

120° 100° o

gravitazionale dei pianeti circostanti, inparticolare di Giove, che determina laprecessione delle orbite degli asteroidi. Aseguito della precessione l'asse maggioredi un'orbita ellittica ruota progressiva-mente di 360 gradi nello spazio. Questosignifica che tutti gli oggetti con un perie-lio interno all'orbita terrestre e un afelioesterno a essa finiranno per intersecarlaprima o poi. Pertanto, un oggetto Apollotipico si troverà ogni 5000 anni circa inun'orbita che taglia l'orbita terrestre.

Nella maggior parte dei casi la Terrasarà in qualche altro punto della sua orbi-ta nel momento in cui l'oggetto Apollopasserà per il punto di intersezione, cosìche i due corpi non entreranno in collisio-ne. Esiste però una probabilità calcolabileche la Terra e l'oggetto Apollo giunganocontemporaneamente al punto di interse-zione. La probabilità di collisione per undato oggetto Apollo è pari soltanto a circa5 x 10-9 per anno, equivalente cioè a unacollisione in 200 milioni di anni. Se sup-

poniamo che ci siano da 750 a 1000 og-getti Apollo con un diametro maggiore diun chilometro, deduciamo che circa quat-tro di essi colpiranno la Terra ogni milio-ne di anni. Questa frequenza di collisioneè piccola se confrontata coi 5000 annidella storia scritta dell'uomo, ma è note-vole se confrontata coi miliardi di anni deltempo geologico.

Nel corso della storia scritta dell'uomonon c'è stata nessuna catastrofe prodottadall'impatto di un oggetto Apollo. L'in-contro più recente che si conosca con unoggetto di tipo asteroidale di dimensionisignificative ebbe luogo tra 25 000 e50 000 anni fa, quando un corpo ferrosodi tipo asteroidale, che probabilmentenon misurava più di 100 metri di diame-tro, scavò un cratere di poco più di unchilometro di diametro e profondo 200metri: Il Meteor Crater in Arizona. Tra icrateri conosciuti che hanno un diametrosuperiore ai 10 chilometri, il più recentefa da bacino per il lago Bosumtwi nel

Ghana. L'evento che lo genti ° avvennecirca 1,3 milioni di anni fa. I crateri piccolicome il Meteor Crater sono erosi rapida-mente. Solo i crateri più grandi lascianoqualche traccia dopo 500 000 anni. Senzagli effetti di erosione prodotti dagli agentiatmosferici, dai processi geologici e dagliorganismi viventi, la Terra apparirebbecoperta di crateri come la Luna.

Quando queste collisioni rare, ma stati-sticamente inevitabili, avvengono, si han-no conseguenze impressionanti. Nel si-stema di riferimento della Terra l'energiacinetica di un oggetto Apollo di un chilo-metro di diametro e di densità normale(cioè, 3,5 grammi per centimetro cubo),che si muove in un orbita pure normale èdi circa 4 x 10 27 erg. Questa energia èpari a 100 000 volte l'energia liberata nel-l'eplosione di una testata nucleare da unmegaton. Tutta questa energia deve esse-re dissipata in qualche modo nell'impattocon la Terra. Una piccola frazione dell'e-nergia totale è sufficiente per vaporizzare

il corpo proiettile, così che la maggiorparte dell'energia sarà spesa per polveriz-zare il materiale della superficie terrestree scagliarlo via ad alta velocità. Pertantol'impatto scaverà un cratere simile a quel-li che dominano i paesaggi sulla Luna, suMarte e su Mercurio.

Non ci sono dati diretti sulle dimensionidi crateri prodotti in esplosioni da 105megaton. Si può però estrapolare qualchelegge empirica basata su esplosioni moltopiù ridotte e simulare al calcolatore esplo-sioni di scala asteroidale. Secondo talicalcoli un impatto capace di liberareun'energia di 4 x 10 27 erg scaverà un cra-tere del diametro di 22 chilometri circa.

Se si accetta la stima in base alla quale la

Terra sarebbe colpita circa quattrovolte ogni milione di anni da oggetti capa-ci di produrre crateri di venti chilometri didiametro, ci si può chiedere dove se nepossano trovare le prove sperimentali. Cisi potrebbe attendere che la Terra siaabbondantemente ricoperta di crateri. Èproprio così, ma fino a poco tempo fatutto questo era sfuggito all'attenzione.

Un'attenta osservazione di fotografieaeree rivela molte strutture circolari,spesso poco evidenti, nel paesaggio di tut-to il mondo. Studi geologici dettagliatihanno mostrato che si tratta in parte diresti di crateri da impatto, originariamen-te di diametro maggiore di 20 chilometri.La loro origine è provata dalla scoperta distrutture geologiche che ci si aspetta ditrovare in crateri da esplosione fortemen-te erosi. Ci sono anche chiare prove che lerocce nella regione circostante hanno su-bito «shock» fortissimi. I dati di fattocomprendono la presenza di rocce igneeche si sono ricristallizzate dopo la fusioneprodotta dall'impatto improvviso, e lapresenza di tipi di quarzo, come la coesitee la stisciovite, che si generano solo a se-guito di una combinazione di temperaturae pressione elevate. Tra le prove speri-mentali macroscopiche ci sono i «coni difrantumazione», strutture di quarzite chesi diramano verso l'esterno e verso il bas-so dalla direzione di impatto. In qualchecaso le caratteristiche chimiche di un cor-po non terrestre caduto sono riconoscibilinel materiale espulso dal cratere. Soloraramente, però, si trovano frammentiproprio dell'oggetto caduto, dato che èstato vaporizzato per la temperatura rag-giunta nell'esplosione.

Questi indizi di origine per urto hannoportato oggi all'identificazione di oltre 50strutture da impatto per lo più, non sor-prendentemente, in regioni della Terraabitate da geologi interessati a esse. Metàcirca dei crateri sicuri sono stati trovati nelCanada centrale e sudorientale, che costi-tuisce soltanto 1'1 per cento circa dellasuperficie terrestre. Dato che non ci sonomodi naturali per dirigere corpi extrater-restri verso una piccola regione della Ter-ra, l'abbondanza di crateri nel Canada puòessere attribuita soltanto all'efficacia delprogramma di ricerca predisposto dalDipartimento canadese per l'energia, leminiere e le risorse di Ottawa.

La maggior parte dei crateri ben studia-

ti è costituita da crateri geologicamentegiovani, cioè di età inferiore a poche cen-tinaia di milioni di anni. Si conoscono solodue crateri precambriani (uno pressoSudbury in Ontario e l'altro presso Vre-defort in Sud Africa), nonostante che ilperiodo precambriano comprenda piùdell'80 per cento della storia terrestre. Ameno che un cratere sia insolitamentegrande, tutte le tracce della sua presenzasaranno cancellate dall'erosione in menodi 600 milioni di anni. Inoltre, i crateriprodotti da asteroidi caduti negli oceani,che coprono più del 70 per cento dellasuperficie terrestre, sono comprensibil-mente di difficile identificazione. Tenen-do conto di tutto si riconosce oggi che iltasso di formazione di crateri per unità diarea sulla Terra è elevato almeno quantoquello sulla Luna.

Molti crateri terrestri identificati nonsuperano i 100 metri di diametro e perciòcadono nell'intervallo di dimensioni pro-prie dei crateri che possono essere scavatidalle meteoriti più grandi conosciute.Possono essere chiamati correttamentecrateri da meteoriti. Metà circa dei crateriterrestri conosciuti hanno diametri supe-riori a 10 chilometri, e pertanto devonoessere stati scavati da corpi molto piùgrandi di qualsiasi meteorite trovata fino-ra. In altre parole, questi crateri devonoessere stati prodotti dall'impatto di corpidi dimensioni comparibili a quelle deglioggetti Apollo visibili telescopicamente.Una stima plausibile basata sulla distribu-zione dei crateri conosciuti prevede checirca 1500 oggetti di tipo Apollo abbiano

colpito la Terra dopo la fine dell'era pre-cambriana 600 milioni di anni fa. Tenen-do conto dell'incertezza attuale sul nume-ro totale, sulle dimensioni e sulla velocitàdegli oggetti Apollo, questa valutazioneconcorda ragionevolmente con la stimaindicata in precedenza di quattro collisio-ni ogni milione di anni.

Come si può essere sicuri che è corretto

correlare i grandi crateri terrestri elunari con gli oggetti Apollo conosciutisolo recentemente? La risposta sta nelfatto che oggetti capaci di scavare cratericosì grandi devono essere abbastanzagrossi da risultare visibili coi telescopi. Cisono solo due tipi di oggetti astronomiciosservabili che attraversano l'orbita ter-restre: gli oggetti Apollo e le comete. Adifferenza degli asteroidi, il nucleo solidodi una cometa contiene ghiaccio e altresostanze che volatilizzano quando lacometa passa vicino al Sole e produconouna chioma nebulare, o testa, e spessoanche una coda. Le chiome si espandonofrequentemente fino a raggiungere undiametro di migliaia di chilometri. Si puòstimare il diametro del nucleo nella chio-ma confrontando i valori osservati e cal-colati della quantità di gas che ci si aspettache venga emessa, in funzione della di-stanza della cometa dal Sole. Un indiziopiù diretto per valutare le dimensioni delnucleo di una cometa è fornito dalla lumi-nosità, quando dista così tanto dal Soleche manca la chioma, la quale altrimentine provoca un oscuramento. Queste sti-me indicano che i nuclei delle comete

16 D 17

,PERIELIO

co =355,9°

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ALL'EQUINOZIO DI PRIMAVERA

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2100 RA-SHALOM

ALL'EQUINOZIO DI PRIMAVERA

PERIELIO 2

hanno dimensioni sostanzialmente ana-loghe a quelle dedotte per gli oggettiApollo: da uno a 10 chilometri.

Dato che sia gli oggetti Apollo sia lecomete possono entrare in collisione conla Terra e la Luna lasciando dei crateri, cisi chiede come si possa valutare la fre-quenza di bombardamento per i due tipidi oggetti. Se si considerano solo le stimedelle dimensioni e del numero degli og-getti Apollo, sembra che questi bastinoper spiegare il numero di grandi crateriprodotti sulla Luna, dopo che i magmibasaltici si sono riversati nelle regioni dei«mari» lunari circa tre miliardi di anni fa.Come abbiamo visto, l'abbondanza sti-mata degli oggetti Apollo concorda anchecol numero di grandi crateri che si ritienesiano stati prodotti sulla Terra a partiredal Precambriano.

Inoltre, si può dimostrare che se i nucleidelle comete non sono più grandi deglioggetti Apollo, le comete possono spiega-re solo una piccola percentuale dei crateridi grandi dimensioni osservati sulla Luna.La percentuale sarebbe però molto mag-

giore se le comete avessero in realtà di-mensioni più grandi di quelle stimatecomunemente, e se, a seguito di ciò, cifossero molte comete non osservate didiametro superiore a un chilometro. In talcaso gli impatti di comete potrebberospiegare fino al 35 per cento dei craterilunari (e terrestri) più grandi. Recente-mente A. H. Delsemme dell'UniversitàdiToledo e L'ubor Kresak dell'Istituto perl'astronomia di Bratislava in Cecoslo-vacchia hanno presentato indipendente-mente prove del fatto che il numero dicomete deboli sarebbe in realtà minore diquanto ci si potrebbe attendere. Questosignificherebbe che il contributo dellecomete alla formazione dei crateri è effet-tivamente basso.

Dopo aver operato questa distinzione

tra gli oggetti Apollo e le comete,ora la renderò un po' confusa indicandouna possibilità sulla quale ritornerò piùdettagliatamente. Come fu suggerito ini-zialmente da Opik, molti oggetti Apollopotrebbero essere comete «estinte», cioè

i resti non volatili di nuclei di comete untempo attivi, che hanno perso tutti i lorogas nei ripetuti passaggi in prossimità delSole. Se le cose stanno così, molti crateriterrestri e lunari sono di origine «cometa-ria», nel senso che le comete responsabilidella loro formazione si erano trasforma-te precedentemente in oggetti Apollo, epertanto sono già state considerate neicalcoli dei tassi di craterizzazione ad ope-ra degli oggetti Apollo.

In qual modo gli oggetti Apollo capacidi formare grandi crateri sono correlati,se pure esiste una correlazione, con lamiriade di corpi più piccoli, dalle grandimeteore fino alle particelle microscopi-che, che bombardano continuamentel'atmosfera terrestre? Sembra probabileche questi corpi di dimensioni più ridotteprovengano da vari tipi di sorgente. Inbreve si può dire, comunque, che una fra-zione notevole delle meteore osservate(distinte dalle meteoriti) non sono corre-late a oggetti dall'aspetto di asteroide, maderivano da comete osservabili. Le me-teore cometarie sono quelle che si vedono

negli sciami periodici, come le Berseidi,che seguono l'orbita della cometa Swift--Tuttle, e le Draconidi, che sono associatealla cometa a breve periodo Giacobini--Zinner. Le meteore sono associate anchea comete attive di cui è stata osservata ladisintegrazione e la scomparsa, come lacometa Biela. che diede origine alle An-dromedidi. Pertanto, sembra ragionevoleche almeno alcuni degli sciami meteoriciin apparenza non correlati con cometeconosciute siano in realtà resti di cometedisintegratesi entro qualche migliaio dianni fa. mentre erano ancora attive.

D'altra parte, una frazione considere-vole di meteore e bolidi non presenta evi-denza di correlazione con sciami meteori-ci. Tra questi ci sono le meteoriti che so-pravvivono al passaggio attraverso l'at-mosfera terrestre. È molto improbabileche tutte le meteoriti che si trovano ogginelle collezioni dei musei siano arrivateinsieme a sciami, anche se alcune poteva-no essere resti di sciami cometari dispersi.Si può determinare il tempo di perma-nenza in orbita degli oggetti meteoritici

misurandone il contenuto di prodotti direazioni nucleari attivate dai raggi cosmi-ci galattici. Si trova che quasi tutte le me-teoriti sono state prossime per milioni dianni alle loro dimensioni attuali pari ameno di un metro. Anche se le meteoritinacquero in sciami come resti di comete,nelle ultime migliaia di anni sarebberostate disperse in orbite casuali a seguitodi interazioni gravitazionali coi pianeti.

Ce rtamente. però, non tutte le meteore

sono resti di comete. Per esempio, sipuò dimostrare che una percentuale pic-cola ma significativa di meteore, costitui-te presumibilmente da materiale abba-stanza resistente da sopravvivere al pas-saggio attraverso l'atmosfera, deve pro-venire da frammenti prodotti in collisionitra asteroidi ordinari avvenute nella fa-scia principale degli asteroidi tra Marte eGiove. A causa delle perturbazioni gravi-tazionali prodotte soprattutto da Giove,alcuni frammenti saranno stati spinti suorbite molto eccentriche che attraversanol'orbita terrestre. Qualsiasi frammento

che capiti nell'atmosfera terrestre diven-terà incandescente e apparirà come unameteora; quelli che sopravvivono e rag-giungono il suolo saranno meteoriti. Na-turalmente non c'è modo di identificaredirettamente questi oggetti e di ritrovarnele origini nella fascia degli asteroidi permezzo delle loro orbite.

Si può dimostrare qualitativamentecome alcune meteore e meteoriti sianoframmenti di oggetti Apollo. Almeno 19oggetti Apollo hanno orbite che entranonella fascia degli asteroidi o si estendonoal di là di questa. Pertanto entrerannoinevitabilmente in collisione con la gran-de quantità di detriti concentrata in quellaparte del sistema solare. Oltre a varie cen-tinaia di corpi di grandi dimensioni condiametri compresi tra 25 e 1000 chilome-tri si pensa che la regione contenga circa10' 0 oggetti di dimensioni comprese trapochi metri e un chilometro. Le collisionitra questi piccoli asteroidi e gli oggettiApollo devono essere frequenti.

In un incontro tipico l'oggetto più pic-colo scaverà un cratere sull'oggetto Apol-

Le orbite della Terra e degli oggetti Apollo spesso si intersecano comedue anelli di una catena. Dato però che le orbite degli oggetti Apollosubiscono una precessione piuttosto rapida, la loro orientazione rispet-to all'orbita terrestre può cambiare significativamente in poche centi-naia di anni. li piano orbitale di 2100 Ra-Shalom è inclinato di 16 gradi(angolo i) rispetto al piano dell'orbita terrestre. L'illustrazione mostrale posizioni relative dei due corpi la notte in cui fu scoperto Ra-Shalom,

il 10 settembre 1978. Le dimensioni e la forma dell'orbita ellittica di unasteroide sono precisate conoscendo la lunghezza del semiasse maggio-re, a, e l'eccentricità dell' ellisse,e, definita come cla, dovec è la distanzatra il Sole e il centro dell'elisse. L'orientazione del piano orbitaledell'asteroide rispetto a quello della Terra è dato da S2, la longitudinedel nodo ascendente, definita come la distanza angolare misurata versoest nel piano dell'orbita terrestre, cioè nel piano dell'eclittica, a partire

dall'equinozio di primavera e fino al punto in cui l'asteroide interseca ilpiano dell'eclittica da sud a nord. L'orientazione dell'ellisse dell'aste-roide nel suo piano orbitale è indicata da w , cioè dall'angolo tra il nodoascendente e il punto del perielio, misurato nella direzione di 11103, imen-to dell'asteroide. Nel caso di Ra-Shalom a vale 0,83 unità astronomiche(cioè 0.83 volte la distanza media tra la Terra e il Sole), e vale 0,436. S2

è 170,3 gradi e w è 355.9 gradi. Le perturbazioni prodotte soprattutto

dall'attrazione gravitazionale del pianeta Giove fanno compiere un gi-ro completo (360 gradi) all'angolo w in 10 000 anni circa. Lo sche-ma a quadrifoglio a destra mostra che l'orbita dell'asteroide taglieràl'orbita terrestre in corrispondenza di quattro valori di w separatida qualche migliaio di anni. Circa alla stessa velocità, la linea dei no-di (non rappresentata) precederà anch'essa di 360 gradi. Ogni 250milioni di anni circa un oggetto Apollo tipico colliderà con la Terra.

\ PERIELIO 4

18 19

LIQUIDO

••••••

COESITE

QUARZO /3

CRISTOBALITE

QUARZO a i STI-

SCIO-

I VITE

0,40,3

i I I i i

0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1 1,

LUNGHEZZA D'ONDA (MICROMETRI)

lo di grandi dimensioni. La collisioneimpartirà una velocità di circa 50 metri alsecondo al materiale espulso, che sfuggirànello spazio, dato che la velocità di fugada un corpo di un chilometro di diametroè molto bassa (minore di un metro al se-condo). La velocità addizionale di 50metri al secondo impartita ai detriti nonsarà comunque sufficiente per cambiareapprezzabilmente la loro orbita rispetto aquella dell'oggetto Apollo stesso, che simuove intorno al Sole con una velocità di20 chilometri al secondo circa. In qualchemilione di anni i frammenti di collisioneavranno buone possibilità di entrare nel-l'atmosfera terrestre.

Se un oggetto Apollo entra in collisionecon un asteroide di 100 metri di diametro,c'è una probabilità elevata che l'oggettoApollo stesso sia frantumato. La probabi-lità che lo sciame dei detriti colpisca laTerra è uguale a quella che aveva l'ogget-to Apollo originario. Il tempo probabil-mente necessario per un impatto sullaTerra sarà però molto più lungo di quellonecessario per disperdere lo sciame diframmenti su orbite separate e pratica-mente casuali. Pertanto è molto più pro-babile che meteore e meteoriti prodottenella craterizzazione o nella frantuma-zione di un oggetto Apollo arrivino singo-larmente e sporadicamente piuttosto checome membri di uno sciame coerente.Naturalmente questo concorda con leosservazioni.

Ho cercato di quantificare la descrizio-ne qualitativa che ho appena presentatoper determinare quale percentuale delmateriale meteorico e meteoritico, che sipensa bombardi la Terra in un anno, po-trebbe essere spiegata con eventi collisio-nali che interessano gli oggetti Apollo nel-

1,4

la fascia principale degli asteroidi. Secon-do la mia valutazione circa 400 tonnellatedi frammenti di oggetti Apollo dovrebbe-ro entrare ogni anno nell'atmosfera terre-stre sotto forma di corpi di peso compresotra 100 grammi e 1000 chilogrammi. Se iframmenti hanno le proprietà meccani-che delle normali rocce meteoritiche, cir-ca 100 delle 400 tonnellate dovrebberosopravvivere al passaggio attraverso l'at-mosfera, così da essere recuperabili comemeteoriti. Anche se questo calcolo è in-certo almeno per un fattore 10, il valore100 tonnellate è molto prossimo alle sti-me correnti del tasso di impatto di meteo-riti determinato in base al recupero effet-tivo di meteoriti, alle reti per l'osserva-zione fotografica delle meteore luminosee al tasso di impatti registrato dai sismo-grafi lasciati sulla Luna.

A meno che il materiale degli oggettiApollo sia particolarmente fragile e difacile distruzione nell'atmosfera terre-stre, sembra praticamente certo che unaparte notevole delle 2000 meteoriti checostituiscono le varie raccolte sianoframmenti di oggetti Apollo, e può darsiche lo siano quasi tutte. La concorrenzada parte di altre sorgenti possibili non èforte. Ho già indicato che le meteoritirecuperate non appartengono a sciamiassociati a comete attive. L'unica sorgen-te alternativa richiede meccanismi capacidi perturbare resti di collisioni avvenutetra corpi della fascia principale degli aste-roidi, spingendoli su orbite che attraver-sano l'orbita terrestre per mezzo di inte-razioni gravitazionali coi pianeti vicini, inparticolare con Giove. È difficile calcola-re la quantità di meteoriti che possonoessere prodotte in questo modo, ma lestime più ragionevoli suggeriscono che

questi meccanismi potrebbero forniresolo un decimo circa del materiale chebombarda la Terra, che può essere fornitodalla frammentazione di oggetti Apollo.

SSe accettiamo che molte meteoriti, forse

la maggior parte di esse, provenganoda oggetti Apollo, che cosa ci possonodire le meteoriti sulla natura degli oggettiApollo? L'85 per cento circa di tutte lemeteoriti ritrovate appartiene alla classedi oggetti noti come condriti. Le condritisono dette talvolta meteoriti non diffe-renziate, dato che il loro contenuto dielementi meno volatili concorda pratica-mente coi rapporti di abbondanza deglielementi che si osservano nel Sole e nelcomplesso del sistema solare. In effetti, lostudio delle condriti ha fornito la maggiorparte dei dati sull'abbondanza generaledegli elementi e dei loro isotopi, l'età delsistema solare e le condizioni nel sistemasolare primitivo.

Una prova sperimentale a favore dellacorrelazione tra gli oggetti Apollo e lecondriti fu ottenuta da Clark R. Chapmandel Planetary Science Institute di Tucson,da Thomas B. McCord e Michael J. Gaf-fey dell'Università delle Hawaii e da Car-le Pieters del Johnson Space Center diHouston, che misurarono la riflettivitàspettrale di 1685 Toro, il primo, tra i corpiche attraversano l'orbita terrestre, cheabbia subito questo esame. La riflettivitàdi questo oggetto Apollo in tutta la regio-ne spettrale da una lunghezza d'onda di0,3 micrometri nell'ultravioletto fino a1,1 micrometri nell'infrarosso approssi-ma strettamente la riflettività delle con-driti tipiche. Dopo un picco a circa 0,7micrometri entrambi gli spettri presenta-no una depressione in prossimità di 0,95micrometri, prima di salire ancora. Nelcaso delle condriti la depressione è dovu-ta a una grossa banda di assorbimentoattribuibile ai pirosseni, minerali compo-sti principalmente di silicati di magnesio edi ferro. Si può arguire che i pirossenisiano abbondanti anche in 1685 Toro.

Le misure di albedo effettuate su altrioggetti Apollo sostengono l'ipotesi chesiano di tipo condritico. Tre oggetti Apol-lo con bassi valori di albedo rivestonoparticolari interesse; due di questi sonogli ultimi scoperti: Ra-Shalom (il cuinome esprime una speranza di pace uni-versale) e 1978 SB, appena scoperto al-l'Osservatorio astrofisico della Crimea.Le albedo di questi due oggetti sembranoabbastanza basse da assomigliare a quelledelle condriti carbonacee, il tipo di me-teorite chimicamente più indifferenziato.

A questo punto possiamo chiederci: dadove vengono gli oggetti Apollo? Si puòdimostrare facilmente che è errato crede-re al primo pensiero, in base al quale essipotrebbero esistere fin dalla formazionedel sistema solare 4,5 miliardi di anni fa.Ho già fatto notare che la probabilità cheun oggetto Apollo cada sulla Terra è paria circa 5 x 10-8 per anno, e la probabilitàdi cadere su Venere è quasi la stessa. Per-tanto, dopo varie centinaia di milioni dianni ci sarebbero pochi sopravvissuti nel-la popolazione degli oggetti che attraver-

sano l'orbita terrestre. Nonostante que-sto, è possibile che la famiglia stimata at-tualmente di 750 oggetti Apollo rappre-senti il resto di una popolazione inizial-mente enorme? La risposta è no. Se fosseesistita una popolazione numerosissima,la registrazione dei crateri lunari ce loavrebbe rivelato. Il flusso di proiettilicapaci di scavare crateri è stato pressochécostante negli ultimi tre miliardi di anni.Se mai, c'è qualche risultato sperimentaleche indica che la frequenza di formazionedi crateri è aumentata leggermente negliultimi 600 milioni di anni.

Echiaro dunque che gli oggetti Apollo sono stati spinti nel sistema solareinterno da qualche sorgente che operacon una frequenza quasi costante. In cifratonda ogni milione di anni devono essereimmessi circa 15 nuovi oggetti Apollo didiametro maggiore di un chilometro perbilanciare il tasso di perdita che si deduceammettendo quattro collisioni con la Ter-ra e tre con Venere ogni milione di anni.Nello stesso periodo un altro oggettoApollo potrà entrare in collisione conqualche altro corpo (Mercurio, la Luna oMarte), e gli altri saranno spinti su orbiteiperboliche e perciò espulsi definitiva-mente dal sistema solare. Sembrerebbeche ci siano due sole sorgenti possibili peri 15 oggetti Apollo richiesti. Essi possonoessere piccoli asteroidi della fascia princi-pale degli asteroidi deviati su orbite cheattraversano l'orbita terrestre, oppurepossono essere i residui privi di gas dicomete un tempo attive. Oggi si com-prende, almeno qualitativamente, comeentrambe queste sorgenti possono assicu-rare un rifornimento di oggetti Apollo.

Piccoli asteroidi di dimensioni simili aquelle degli oggetti Apollo sono prodotticontinuamente nella fascia principaledegli asteroidi come frammenti di colli-sioni di corpi più grandi. I piccoli asteroidisaranno distrutti a loro volta da collisioni,così che il loro numero risulta stazionario.La popolazione stazionaria di asteroididella fascia principale con diametro mag-giore di un chilometro è pari a 400 000unità circa. Si pensa che essi siano genera-ti e distrutti dalle collisioni con un tasso di400 circa ogni milione di anni. Un mec-canismo capace di deviare il 4 per centodei corpi appena prodotti su orbite cheattraversano quella terrestre, basterebbeper conservare la popolazione degli og-getti Apollo.

Nonostante la piccolezza di questa fra-zione di asteroidi è molto improbabile cheessi siano espulsi dalla fascia principaledegli asteroidi e siano immessi in orbiteche attraversano l'orbita terrestre a segui-to diretto delle collisioni che li hannogenerati. La variazione di velocità neces-saria per trasferire materiale da un'orbitatipica di asteroide a un'orbita che attra-versa quella terrestre è di circa sei chilo-metri al secondo. L'energia cinetica asso-ciata supera 10" erg per grammo. L'e-nergia necessaria per frantumare un cor-po delle dimensioni di un oggetto Apollonon è superiore a 10 8 erg per grammo.Pertanto, qualsiasi collisione capace di

3000

g 2000ai

UioE

SI 1000

LU

i-<

a.2Lo

5000,1

fornire l'energia cinetica necessaria perimmettere un corpo delle dimensioni diun oggetto Apollo in un'orbita che attra-versa quella terrestre, lascerebbe proba-bilmente frammenti di collisione moltopiccoli. Inoltre, l'esperienza basata sul-l'osservazione di crateri terrestri daesplosione mostra che solo una parte mol-to piccola del materiale emesso raggiungeuna velocità di sei chilometri al secondo;la maggior parte non raggiunge i 200 me-tri al secondo. Segue da ciò che anche seoccasionalmente un frammento di grandidimensioni potesse sopravvivere all'e-spulsione a sei chilometri al secondo, ilnumero di questi frammenti sarebbecomunque molto piccolo.

Pertanto si devono cercare processimeno violenti che possano determinare iltrasferimento su orbite che intersecanoquella terrestre. Se ne conoscono molti etutti hanno in comune il fatto che il cam-biamento di velocità richiesto è prodottoquasi completamente da perturbazionigravitazionali. Il più importante di questimeccanismi comporta probabilmente varitipi di interazioni risonanti capaci di au-mentare l'eccentricità orbitale del piccolocorpo fino a farlo cadere sotto l'influenzagravitazionale di Marte.

A questo proposito può avere moltaimportanza il gruppo numeroso di aste-roidi che si muove presso il limite internodella fascia degli asteroidi (da 2.1 a 2.6UA dal Sole) su orbite che tagliano ilpiano dell'orbita di Giove con un angolopiccolo e sono completamente stabili sutempi dell'ordine dell'età del sistema so-lare. James G. Williams del Jet Propul-sion Laboratory del California Institute

of Technology ha dimostrato che le orbitedi questi asteroidi hanno valori dei se-miassi maggiori tali che la loro velocità diprecessione è quasi risonante con quelladel sistema accoppiato dei pianeti mag-giori, dominato da Giove e Saturno. Acausa dell'influsso dei loro giganteschivicini gli asteroidi di questo gruppo parti-colare sono stati spinti su orbite che, no-nostante la loro stabilità, oscillano consi-derevolmente in eccentricità.

T frammenti grandi come oggetti Apol-1- lo strappati a quegli asteroidi a seguitodi collisioni accidentali non avranno perònecessariamente la stessa stabilità. Se lavelocità di un frammento fosse aumentatasoltanto di 200 metri al secondo, e ilframmento fosse posto in un'orbita conun semiasse maggiore poco più piccolo diquello del corpo da cui proviene, entre-rebbe nella ragione critica in cui le riso-nanze col sistema accoppiato Giove-Sa-turno comincerebbero ad amplificarel'eccentricità orbitale, portandolo allafine occasionalmente in prossimità diMarte, quando il pianeta è al suo afelio.

A causa di ripetuti passaggi in prossimi-tà di Marte, le perturbazioni gravitaziona-li modificheranno casualmente il semias-se maggiore dell'oggetto Apollo poten-ziale, fino a una posizione in cui l'eccen-tricità orbitale dell'oggetto sarà amplifi-cata da altre interazioni risonanti. che loporteranno alla fine ad attraversare l'or-bita terrestre, trasformandolo così in unoggetto Apollo vero e proprio. L'interoprocesso richiederebbe meno di 100 mi-lioni di anni, e certamente alcuni oggettiApollo sono diventati tali in questo

La riflettività spettrale (potere riflettente differenziale) dell'oggetto Apollo indicato come 1685Toro (barre verticali) concorda con la riflettività di una normale condrite, il tipo più comune dipietra meteoritica (curva continua). L'ampio avvallamento nella curva spettrale della meteoritenella regione attorno a 0,95 micrometri corrisponde a una forte banda di assorbimento dei pi-rosseni, che probabilmente sono i principali costituenti di 1685 Toro, l'unico oggetto Apollo stu-diato in dettaglio spettrale. Le misure furono fatte da C. R. Chapman del Planetary Science Insti-tute, T. B. McCord e M. J. Gaffey dell'Università delle Hawaii e C. Pieters del Johnson Space Center.

5 10

100 200

PRESSIONE (CHILOBAR)

La presenza di forme di quarzo ad alta densità (coesite e stisciovite) indica chiaramente che lerocce terrestri hanno subito pressioni elevate causate da un urto ad alta velocità. La silice presentavarie forme cristalline stabili in intervalli diversi di pressione e temperatura; le due forme diquarzo sono le più comuni. Le forme di alta temperatura, tridimite e cristobalite, sono conservatein forma metastabile dal rapido raffreddamento in rocce vulcaniche. La coesite e la stisciovite, chepossono formarsi solamente a pressioni superiori a 30 chilobar (cioè 30 000 volte la pressioneatmosferica), sono state trovate in prossimità di molti fra i crateri terrestri originati da impatto.

20

21

344

18

753512 80

574.

REGIONE DI FLORA

1204

11111, 313

15 2 2,5 3

SEMIASSE MAGGIORE (UNITA ASTRONOMICHE)

Una sorgente potenziale di oggetti Apollo è costituita da un gruppo di corpi ammassati in orbite dipiccola inclinazione nella parte più interna della fascia principale degli asteroidi tra Marte e Giove.Questi asteroidi sono indicati qui col loro numero di catalogo; i cerchi pieni adiacenti ne mostranole dimensioni relative. Si può valutare che il gruppo comprende circa 5000 oggetti (area sfumata)appartenenti alla regione di Flora (cosiddetta dal nome dell'oggetto più grande di questa regione:l'asteroide 8). Anche se tutti gli oggetti del gruppo si muovono su orbite stabili, sono vicini alla«superficie» di instabilità indicata dalla curva in nero. Nel 1969 James G. Williams, allorastudente presso l'Università della California a Los Angeles, scoprì che i corpi portati dalla loroinclinazione e dal loro semiasse maggiore a giacere su questa superficie sarebbero perturbati daGiove e spinti su orbite molto eccentriche, che attraversano l'orbita terrestre. Quando gli asteroididel gruppo qui illustrato collidono, può accadere che frammenti di dimensioni pari a quelle deglioggetti pollo siano scagliati su orbite che sono sulla superficie di instabilità o prossime a essa.

25

o

20

5

OGGETTO

DISTANZAAL PERIELIO

(UNITAASTRONOMICHE)

DISTANZAALL'AFELIO

(UNITAASTRONOMICHE)

INCLINAZIONEORBITALE

(GRADI)

DIAMETROSTIMATO

(CHILOMETRI)ANNO DELLASCOPERTA

1 1566 ICARUS 0,19 - 1,97 23 --.-----. 1,0 • 1949

2 1978 SB 0,35 - 4,11 12 8,0 • 1978

3 1974 MA 0,42 - 3,09 38 / 4,0 • 1974

4 2101 ADONIS 0,44 - 1 0,8 • 19363,30

5 2100 RA-SHALOM 0,47 - 1,20 16 ------ 3,0 • 1978

6 1976 UA 0,47 - 1,22 6 0,2 • 1976

7 1864 DAEDALUS 0,56 - 2,36 22 --------- 2,0 • 1971

8 1865 CERBERUS 0,58 - 16 ------ 1,0 • 19711,58

9 HERMES 0,62 - 6 1,0 • 19372,66

10 1981 MIDAS / 1,0 • 19730,62 2,93 40

11 1862 APOLLO - 2,0 • 19320,65 2,29 6

12 2063 BACCHUS - 1,0 • 19770,70 1,45 9

13 1685 TORO 0,77 1,96 4,0 19489

14 2062 ATEN 19 -------- 1,0 • 19760,79 1,14

15 1977 HA 0,79 23 ----e-- 0,6• 19772,40

16 PL-6743 0,82 - 0,4 • 19602,42 7

17 1976 WA 0,82 3,03 • 197623 _-

18 1620 GEOGRAPHOS 0,83 1,66 13 2,0 • 1951..

19 1947 XC 1 -. 2,0(?) • 19470,83 3,67

20 1.959 LM 3 6,0(?) • 19590,83 1.84

21 1950 DA 0,84 2,53 12 2,0 • 1950..

22 1866 SISYPHUS 0,87 2,92 41 / 5,0 • 1972

23 1973 NA 0,88 3,98 68 3,0 'IO 1973

24 1978 CA 0,88 1,37 26 2,0 • 1978-

25 1863 ANTINOUS 0,89 3,63 18 ------- 2,0 • 1948

26 1975 VA 0,91 1,69 61 / 1,0• 1975

27 PL-6344 0,94 4,21 5 0,4- 1960

28 1978 DA 1,02 3,92 16 • 1978.-

29 1915 QUETZALCOATL 3,99 21 -' •1,05

30 1917 CUYO 3,23 24 ..------- 2,0 • 19661,06

31 1580 BETULIA 1,12 3,27 52 6,0 • 1950

Ventotto sono gli oggetti Apollo noti oggi. Altri tre oggetti, gli ultimitre della tabella, attualmente non attraversano propriamente l'orbitaterrestre, ma la attraverseranno nel futuro a causa delle perturbazioniprodotte da Giove. Sedici dei 31 oggetti sono indicati con un numero:questo indica che i loro parametri orbitali sono noti con precisionesufficiente da poterli inserire nel catalogo degli asteroidi. I rimanentisono indicati per lo più con l'anno della loro scoperta seguito da due

lettere. La prima lettera indica la metà del mese dell'anno (iniziandocon .4 per la prima metà di gennaio) in cui fu fatta la scoperta. La se-conda lettera indica l'ordine di scoperta in quel periodo. Due oggetti so-no indicati con la sigla PL, che sta per il catalogo Polmar-Leiden.Ra-Shalom dapprima fu chiamato 1978 RA, che significava che era il pri-mo oggetto (A) scoperto nella prima metà di settembre (R) del 1978.Gli scopritori di un asteroide godono del privilegio di dargli un nome.

modo. La stima migliore indica, però, chequesto processo potrebbe rendere contosoltanto di un oggetto Apollo circa ognimilione di anni. Bisogna stiracchiare mol-to le probabilità per spiegarne 15.

L'ipotesi alternativa, alla quale vanno imiei favori sulla base delle prove attuali,prevede che la maggior parte degli oggettiApollo siano stati in precedenza dellecomete. Si sa che le comete emettonovolumi notevoli di materiale volatile, so-prattutto vapore acqueo e anidride car-

bonica. Presumibilmente, all'inizio que-ste sostanze sono presenti nel nucleo dellecomete sotto forma semplice di ghiaccio,oppure sono legate in composti più com-plessi. Queste sostanze volatili non sonoperò i soli costituenti del nucleo. Quandouna cometa si avvicina al Sole si può os-servare insieme coi gas anche molta pol-vere finemente granulata. Normalmentesi liberano uguali quantità di polvere e digas. Quando i frammenti più grandi dipolvere non volatile sono catturati dalla

Terra, producono gli sciami di meteore diorigine cometaria.

Alcune meteore quasi certamentecometarie pesano varie tonnellate. Diffi-cilmente oggetti così massicci possonoessere trascinati con la scia usuale di gasvolatilizzati; pertanto devono provenireda eventi più catastrofici, associati a scis-sioni del nucleo cometario, evento che siosserva occasionalmente. Senza un even-to catastrofico di questo genere gli oggettipiù grandi rimarrebbero semplicemente

con la cometa, arricchendone il nucleo dimateriale non volatile.

Ie, comete che appaiono per la prima

volta hanno trascorso gran parte del-la loro vita viaggiando ben al di là delpianeta più lontano. Diventano luminoseper la prima volta quando le perturbazio-ni prodotte da una stella vicina ne modifi-cano la traiettoria, portandole su un'orbi-ta con perielio prossimo al Sole. In molticasi le successive perturbazioni prodottedai pianeti faranno uscire le comete dalsistema solare, prima che siano svuotatedei loro ghiacci volatili. Una piccola partedi queste comete a lungo periodo vienedeviata, però, in orbite stabili più piccole,così che di solito passano presso il Soleogni sette anni circa.

Nel corso di centinaia o migliaia di pas-saggi al perielio il nucleo della cometaviene svuotato sempre più delle sue so-stanze volatili. Si è osservato che questecomete a breve periodo sono notevol-mente meno attive delle comete che simuovono su orbite estese e molto eccen-triche. In qualche caso le comete a breveperiodo sono apparse completamente«asteroidali», nel senso che in alcuni pas-saggi al perielio non mostrano né chioma,né coda. Pertanto non occorre una grossaestrapolazione per immaginare che unacometa possa perdere tutte le sue sostan-ze volatili libere, così da assumere sempli-cemente l'aspetto di un asteroide.

La sola perdita delle sostanze volatilinon basterebbe però per trasformare unacometa in un tipico oggetto Apollo. L'afe-lio di quasi tutte le comete a breve perio-do si trova oltre l'orbita di Giove, mentrel'afelio di tutti gli oggetti Apollo cono-sciuti è interno a questa orbita. Cionono-stante vi sono eccezioni. Varie comete abreve periodo hanno l'afelio appena al-l'interno dell'orbita di Giove. Una di esse,la cometa Encke, ha un afelio decisamen-te interno a 4,1 UA dal Sole.

La cometa Encke ha diminuito apprez-zabilmente la sua attività in tempi storici,e sembra proprio sulla strada per diventa-re inattiva. Se dovesse diventare comple-tamente inattiva, forse entro pochi secoli,sarebbe indistinguibile da un oggettoApollo di piccola albedo. L'oggetto Apol-lo scoperto più recentemente, 1978 SB, èproprio un oggetto di questo tipo e la suaorbita è molto simile a quella della . come-ta Encke. È possibile che la cometa Enckee 1978 SB siano oggetti analoghi in unostadio evolutivo diverso. L'esistenza disciami meteorici in orbite a breve periodoanaloghe, capaci di generare meteoriticon proprietà fisiche essenzialmenteidentiche a quelle delle meteoriti che sipensa siano generate dalla cometa Enckeci suggerisce che l'evoluzione orbitale diquella cometa non è un evento unico.Modelli fisici che possono spiegare unasimile evoluzione orbitale sono stati pre-sentati recentemente da Whipple e dalsuo collega Zdenek Sekanina. Essi mo-strano che si possono avere modificheorbitali in una cometa in rotazione p se-guito della reazione dinamica alla fuga digas e polvere.

Può sembrare che le prove fornite dauna sola cometa, la cometa Encke, e davari sciami meteorici cometari offranosolo un debole supporto a favore dellaorigine cometaria degli oggetti Apollo. Inrealtà, anche nel caso che tutti gli oggettiApollo fossero comete estinte, l'esistenzaattuale di una sola cometa attiva come lacometa Encke può essere molto più diquanto ci si potrebbe attendere. Forse èsolo un caso fortunato il fatto che la come-ta Encke non è svanita qualche secolo fa;in tal caso non ci sarebbe una base osserva-zionale che ci spingerebbe a pensare che lecomete si trasformano in oggetti Apollo,anche se fosse proprio così. Una sola co-meta di tipo Encke ogni 65 000 anni forni-rebbe oggetti Apollo al tasso di 15 ognimilione di anni, cioè al tasso necessario permantenere la popolazione attuale in unostato stazionario. Dato che la vita attiva diuna cometa a breve periodo è solo di qual-che migliaio di anni, per la maggior partedel tempo non ci sarebbero comete in faseattiva su orbite di tipo Encke.

Guardando al futuro, è possibile che si

faccia un uso pratico degli oggettiApollo. Alcuni di essi percorrono orbitecosì simili a quella della Terra da essere

accessibili come la Luna. Inoltre, sonoabbastanza piccoli che si può considerarela possibilità di usarli come stazioni spa-ziali già pronte e manovrabili. Secondoun'idea di Arthur C. Clarke valutata indettaglio da Henry H. Kolm del Massa-chusetts Institute of Technology gli aste-roidi verrebbero equipaggiati con «moto-ri a massa», macchine che consumerebbe-ro la materia dell'asteroide per spingerlosu nuove orbite. Altri hanno suggerito diestrarre dagli oggetti Apollo materie pri-me per la costruzione di veicoli spaziali.

Prima che si intraprendano programmicosì fantasiosi potrebbe valer la pena diriflettere sul fatto che tutta la materiacontenuta in tutti gli oggetti Apollo è solodi 10 19 grammi circa, equivalenti soltantoai primi due o tre centimetri di spessoredella superficie continentale terrestre. Èprobabile che gli oggetti Apollo rappre-sentino, insieme con qualche cometa, lasola sorgente accessibile di acqua e com-posti di carbonio non terrestre nello spa-zio vicino, una sorgente la cui ricostitu-zione richiede circa 25 milioni di anni.Forse sarebbe meglio se la regione occu-pata dagli oggetti Apollo e dai loro paren-ti stretti, gli oggetti Amor, fosse dichiara-ta «regione protetta» inviolabile.

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