Asteroidi del mese di Novembre 2025

(12) Victoria

Scoperta e nomenclatura

(12) Victoria fu scoperto da John Russell Hind il 13 settembre 1850 al Bishop’s Observatory di Londra. La scelta del nome generò un piccolo caso diplomatico nell’astronomia vittoriana: ufficialmente dedicato alla dea romana Victoria, il nome coincideva con quello della regina regnante. B. A. Gould, allora direttore dell’Astronomical Journal, adottò provvisoriamente “Clio” per evitare l’equivoco; la comunità, però, riconobbe che l’intitolazione mitologica era legittima e il nome “Victoria” fu quindi adottato in modo definitivo (il nome Clio fu poi assegnato al n. 84).

Parametri orbitali

Victoria percorre un’orbita nella fascia principale interna media con semiasse maggiore di 2,33 UA, eccentricità di 0,22 e inclinazione di 8,37°; completa una rivoluzione in circa 3,57 anni. Questi valori la collocano in un corridoio dinamico relativamente tranquillo, lontano dalle risonanze più pericolose con Giove.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le misure termiche e le modellazioni più recenti convergono su un diametro medio dell’ordine di 112–124 km e su un’albedo geometrica di circa 0,16–0,18. Dal punto di vista tassonomico, Victoria è classificato come un asteroide di tipo S nella scala di Tholen ma L-type nella SMASS/Bus–DeMeo: un profilo “intermedio” all’interno del complesso silicaceo che rimanda a superfici dominate da olivina/pirosseno. Le immagini ad alta risoluzione e gli studi sulla forma indicano un corpo allungato, coerente con la moderata irregolarità suggerita dalla fotometria. Alcune analisi storiche hanno persino ipotizzato la presenza di un compagno, ipotesi che resta comunque ad oggi non confermata.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

La fotometria raccolta in molte opposizioni fissa un periodo di rotazione di 8,66 ore. L’ampiezza della curva di luce è moderata e varia con l’aspetto, come ci si attende da un corpo triassale. I modelli da inversione di curve di luce, oggi archiviati in DAMIT, restituiscono una forma convessa allungata e soluzioni dell’asse di rotazione compatibili con l’andamento delle curve.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Con dimensioni superiori al centinaio di chilometri, Victoria è poco sensibile ai lenti meccanismi di migrazione termica (Yarkovsky/YORP); i suoi elementi propri restano sostanzialmente stabili su scale di tempo di milioni di anni. Le risonanze principali con Giove sono a distanza di sicurezza e non emergono evidenze di una famiglia collisiva genetica dominata da Victoria: l’asteroide appare piuttosto come un grande membro del background silicaceo della fascia media-interna.

Come e quando osservarlo

(12) Victoria sarà in opposizione il 5 novembre momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0,73 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 4 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Victoria trasformarsi in una bella striscia luminosa di 29 secondi d’arco.

(471) Papagena

Scoperta e denominazione

(471) Papagena fu scoperto da Max Wolf il 7 giugno 1901 all’osservatorio di Heidelberg-Königstuhl, in piena “età dell’astrofotografia” inaugurata proprio dal gruppo di Wolf. Il nome è un omaggio alla Papagena del Flauto magico di Mozart: un dettaglio che restituisce bene l’aria di quegli anni, quando la mitologia classica e l’opera europea alimentavano la fantasia dei battezzatori di pianetini.

Parametri orbitali

Papagena percorre un’orbita nella fascia principale esterna con semiasse maggiore di 2,88 UA, eccentricità di 0,23 e inclinazione di 15°; completa una rivoluzione in 4,91 anni. Questi valori inquadrano un corpo dinamicamente tranquillo, esterno ai corridoi più perturbati dalle grandi risonanze con Giove.

Caratteristiche fisiche e composizione

La fotometria termica e le campagne osservative convergono su una taglia dell’ordine di 130–140 km; molte pubblicazioni adottano un valore medio vicino a 137 km, coerente con i diametri radiometrici AKARI/NEOWISE e con le modellazioni più recenti. L’albedo geometrica è moderata (circa 0,16-0,18). Dal punto di vista spettroscopico Papagena rientra nella classe S (silicacei), con bande da olivina/clinopirosseno nel vicino infrarosso: un quadro che la distingue dalla popolazione più scura dei carbonacei puri e la colloca tra gli S classici della fascia esterna.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Le curve di luce sono uno dei tratti più curiosi di Papagena. Già nel 1976, con fotometria fotoelettrica all’ESO, A. Surdej misurò un periodo sinodico di circa 7 ore e, soprattutto, documentò una struttura insolita a triplo massimo/triplo minimo, invece della classica doppia modulazione attesa per un corpo triaxiale. Studi successivi hanno confermato un periodo di 7,11 ore e ampiezza tipica tra 0,08 e 0,13 magnitudini, compatibile con una figura non esasperatamente allungata ma con asimmetrie di forma in grado di generare la triplicità dei picchi. In altre parole: la modulazione riscontrata nelle curve di luce non richiede macchie d’albedo estreme, bastano leggere irregolarità geometriche, distribuite lungo il profilo dell’asteroide.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Con una taglia di oltre cento chilometri, Papagena risente poco dei lenti meccanismi di migrazione termica (Yarkovsky/YORP) e su tempi di centinaia di milioni di anni i parametri orbitali propri restano sostanzialmente stabili. La posizione nella fascia esterna lo tiene a distanza di sicurezza dalle lacune di Kirkwood più pericolose e non vi è evidenza di una famiglia collisiva genetica dominata da Papagena. Papagena si comporta piuttosto come un grande membro di background silicaceo, una pietra di paragone per la mineralogia in una regione dove i carbonacei sono più comuni.

Come e quando osservarlo

(471) Papagena sarà in opposizione il 10 novembre momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Papagena trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

(68) Leto

Scoperta e denominazione

(68) Leto fu scoperto da Karl T. R. Luther il 29 aprile 1861 all’osservatorio di Bilk, a Düsseldorf, durante una delle campagne sistematiche che resero celebre l’astronomo tedesco (24 pianetini scoperti e ben sette premi Lalande). Il nome fu proposto dagli astronomi dell’Osservatorio di Berlino, Johann F. Encke e Wilhelm J. Foerster. Richiama Leto (Latona per i Romani), una delle Titanidi, figura centrale nella mitologia greca come madre di Apollo e Artemide, concepiti da Zeus. La scelta si inserisce perfettamente nel solco della tradizione ottocentesca di attingere al pantheon classico per battezzare i nuovi corpi celesti, onorando una delle divinità maggiori dell’Olimpo.

Parametri orbitali

Leto descrive un’orbita nella fascia principale centrale con semiasse maggiore di 2,78 UA, eccentricità di 0,184 e inclinazione di 8°. Il periodo orbitale è di 4,64 anni. Leto occupa un corridoio orbitale dinamicamente tranquillo, ben al di fuori dalle risonanze più pericolose.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le survey infrarosse IRAS–AKARI–NEOWISE e le osservazioni ottiche riportano per Leto un diametro medio tra 120 e 125 km, con un’albedo geometrica di 0,21. La classe tassonomica è di tipo S, quindi composizione silicacea con bande di olivina/pirosseno nel vicino infrarosso. L’insieme di albedo, tassonomia e taglia ne fa un buon termine di paragone per confrontare gli asteoridi silicacei della fascia centrale con quelli, più scuri, della fascia esterna.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Le curve di luce raccolte in più opposizioni fissano un periodo di rotazione di 14,85 ore. Già nel 1978, una campagna fotoelettrica all’ESO rivelò una morfologia insolita a tre massimi e tre minimi per ciclo, con ampiezza totale 0,19 magnitudini, anziché la più comune doppia modulazione di un ellissoide triaxiale; i lavori successivi hanno confermato il periodo e l’anomalia di forma della curva. L’inversione fotometrica moderna ha prodotto un modello convesso 3D coerente con le ampiezze osservate e con la triplicità dei picchi, senza dover invocare forti macchie d’albedo: è la geometria più che variazioni cromatiche estese che domina la modulazione della luce.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Dal punto di vista dinamico Leto è spesso citato come corpo progenitore di una piccola famiglia collisiva: un cluster Leto popolato in prevalenza da asteroidi di tipo S con semiasse attorno a 2,8 UA, suggerendo un’ antica origine collisiva, con susseguente diffusione parziale dei frammenti. Per un oggetto della taglia di Leto gli effetti di migrazione termica Yarkovsky/YORP sono comunque trascurabili su scale di milioni di anni e la sua orbita risulta stabile, senza tendenze a migrare verso le grandi risonanze.

Come e quando osservarlo

(68) Leto sarà in opposizione il 20 novembre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,62 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Leto trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.

Asteroidi del mese di Ottobre 2025

(1) Cerere 

Scoperta e nomenclatura

La notte di Capodanno 1801, dal chiostro dell’Osservatorio di Palermo, Giuseppe Piazzi annotò il moto di un astro di ottava, nona grandezza, che giudicò inizialmente “una cometa molto lenta”. In poche settimane comprese però che si trattava di un corpo di origine differente; propose quindi il nome Cerere Ferdinandea (in onore della dea e del sovrano borbonico), di cui rimase solo “Cerere”. Quando l’oggetto andò perduto nella congiunzione solare, la sua “recovery” a fine 1801 fu resa possibile dai calcoli di Carl Friedrich Gauss, che proprio su Ceres mise alla prova il suo metodo di determinazione orbitale, anticipando quella che poi è divenuta la moderna astrometria. Il Ramsden Circle con cui Piazzi effettuò le misure astrometriche è tuttora conservato a Palermo, a memoria dell’inizio della “era asteroidale”.

Parametri orbitali

(1) Cerere orbita nel cuore della fascia principale con semiasse maggiore di 2,77 UA, eccentricità 0,08 e inclinazione 10,6°; completa una rivoluzione in 4,6 anni. Questi valori lo collocano in una regione stabile, lontana dalle principali risonanze con Giove. La piccola inclinazione attuale del suo asse di rotazione suggerisce l’esistenza di una debole stagionalità.

Caratteristiche fisiche e composizione

Il diametro medio di Cerere è di circa 940 km e la sua forma, quasi sferica, è quella che ci attenderemmo per un corpo che sotto il proprio peso tende all’equilibrio. La densità media di circa 2,16 g/cm³ indica che l’interno non è omogeneo: i dati della raccolti dalla sonda Dawn suggeriscono l’esistenza di un nucleo roccioso, avvolto da un mantello ricco d’acqua e sormontato da una crosta più leggera.

La superficie è scura, con un albedo di 0,09–0,10. L’analisi spettrale lo colloca nel tipo G di Tholen (una sottoclasse dei carbonacei, gli asteroidi di tipo C) e, negli schemi di studio più moderni, nel complesso C. Il cratere Occator ospita i celebri depositi brillanti di Cerealia e Vinalia Faculae, ricchi di carbonato di sodio e sali. Poco lontano, Ahuna Mons è un duomo criovulcanico alto circa 4 km, suggerendo che l’interno di Cerere sia stato attivo fino a non troppo tempo fa. In varie regioni, soprattutto presso Ernutet, lo spettrometro VIR di Dawn ha rilevato tracce di materiale organico alifatico, mentre alle alte latitudini compaiono chiazze di ghiaccio d’acqua ed è stato rilevato vapore acqueo emesso da alcune aree localizzate.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Le osservazioni fotometriche raccolte nell’arco di oltre un secolo indicano per Cerere un periodo di rotazione di 9,07 ore. La variazione di luce nell’arco di una rotazione è insolitamente piccola, circa 0,04–0,05 magnitudini, e cambia con la longitudine delle principali zone chiare e scure in superficie, indizio che la modulazione è dovuta soprattutto a differenze di albedo, più che alla forma del corpo. Le immagini del telescopio Hubble del 2003–2004 hanno riprodotto la curva di luce proprio introducendo mappe di albedo, e misure più recenti confermano una modulazione media di circa 0,045 mag. L’asse di rotazione è stato determinato con buona precisione e risulta essere quasi verticale rispetto al piano della sua orbita, con un’inclinazione di circa 4°.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

A differenza di altri grandi corpi della fascia, Cerere non mostra una famiglia collisiva genetica inequivocabile. Il gruppo asteroidale che un tempo le era stato accostato è stato poi riclassificato come famiglia Gefion, e Cerere risulta un intruso in quanto la sua orbita e la sua composizione non coincidono con quelli del gruppo.

La deriva Yarkovsky è trascurabile per un corpo di questa taglia, quindi la sua orbita resterà stabile per miliardi di anni.

Come e quando osservarlo

(1) Cerere sarà in opposizione il 17 settembre momento nel quale raggiungerà la settima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,56 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Cerere trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.

(779) Nina

Scoperta e nomenclatura

(779) Nina fu scoperto il 25 gennaio 1914 da Grigorij Neujmin all’Osservatorio di Simeiz in Crimea. Il nome onora Nina Nikolaevna Neujmina, sorella dello scopritore. Merita sottolineare che dopo la scoperta ufficiale emersero osservazioni di precovery effettuate su lastre di Heidelberg del 1908 e 1912, poi successivamente inglobate nell’arco osservativo; Nina fu quindi si un oggetto identificato a Simeiz, ma era già presente in archivi fotografici precedenti, anche se, fino ad allora, vi era passato inosservato.

Parametri orbitali

Nina orbita nella fascia principale centrale con semiasse maggiore di 2,66 UA, eccentricità 0,22 e inclinazione di 14,6°; completa una rivoluzione in 4,35 anni. Non appartiene a raggruppamenti collisivi stabili e si muove in un corridoio relativamente tranquillo compreso tra le grandi risonanze 3:1 e 5:2 con Giove.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le misure nell’infrarosso di IRAS, Akari e NEOWISE indicano per Nina una dimensione compresa tra 77 e 81 km con un’albedo intorno a 0,13–0,16. Un’occultazione stellare del 10 novembre 2005 ha rafforzato il quadro, disegnando una sagoma ellittica coerente con circa 80 km di diametro medio. Dal punto di vista spettrale Nina rientra negli asteroidi di tipo X (SMASS) e, nel sistema di Tholen, è spesso classificato di tipo M, metallico. “Metallico”, però, non significa ferro-nichel allo stato quasi puro. Indica piuttosto superfici miste, nelle quali si riscontra la presenza di metalli e silicati. In più occasioni, soprattutto vicino al perielio, sono stati segnalati indizi di una sottilissima coma/esosfera, con leggere variazioni del colore (un velo appena più “blu” nel visibile), interpretate come polvere sollevata dalla sublimazione di piccoli depositi di ghiaccio superficiale.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Le curve di luce raccolte in molteplici opposizioni fissano un periodo di rotazione di 11,18 h con un ampiezza che varia sensibilmente in base all’aspetto da 0,06 mag fino a 0,30–0,32 mag, indizio di una forma moderatamente allungata, coerente con i profili ricavati dalle occultazioni.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Con circa 80 km di diametro l’effetto Yarkovsky è trascurabile e Nina resterà stabile nel proprio corridoio orbitale per miliardi di anni. Inoltre le grandi risonanze con Giove restano a distanza di sicurezza, riducendo il rischio di cambiamenti o instabilità della sua orbita. Sul piano dinamico, Nina è classificato come oggetto di fondo, e se in passato ha prodotto frammenti, questi si sono oramai dispersi e oggi non formano una famiglia riconoscibile.

Come e quando osservarlo

(779) Nina sarà in opposizione il 3 ottobre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,55 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Nina trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.

(85) Io

Scoperta e nomenclatura

Io fu individuato da Christian Heinrich Friedrich Peters il 19 settembre 1865 al Litchfield Observatory (Hamilton College, New York). Il nome richiama la figura mitologica amata da Zeus. Un piccolo aneddoto di nomenclatura: con “85” e due sole lettere, “Io” è la designazione più corta dell’intero catalogo dei pianeti minori.

Parametri orbitali

Io percorre un’orbita nella fascia principale centrale con semiasse maggiore di 2,65 UA, eccentricità di 0,19 e inclinazione di 12°. Completa una rivoluzione in 4,32 anni.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le misure nell’infrarosso (IRAS, AKARI, NEOWISE) e i profili ottenuti durante alcune occultazioni stellari indicano per Io una dimensione media intorno ai 170 km; se lo immaginiamo come un ellissoide triassiale, le dimensioni sono all’incirca 180 × 160 × 160 km. È un corpo scuro, che riflette poco la luce solare, con un albedo di 0,067. Il suo spettro nel visibile e nel vicino infrarosso è quello tipico dei corpi carboniosi. Nel sistema di Tholen rientra nella classe FC, mentre nelle classificazioni più moderne (SMASS/Bus–DeMeo) è un tipo B, cioè mostra una pendenza “blu” (la riflettanza diminuisce verso il rosso), non presenta la classica banda a 1 μm di olivina e pirosseno e mostra deboli assorbimenti vicino a 3 μm compatibili con minerali idrati. Le stime della densità media sono attorno a 2,1 g/cm³.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Le curve di luce raccolte in decenni di osservazioni convergono su un periodo di rotazione di 6,87 h, con ampiezza tipica 0,05–0,17 mag che varia in base all’aspetto. L’analisi delle curve di luce effetuato con i consueti metodi di inversione ha permesso di ricostruirne la forma complessiva, con un asse di rotazione fortemente inclinato (oltre i 90°), tanto che l’orientamento di Io rispetto al Sole e alla Terra cambia in modo marcato lungo l’orbita.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Pur trovandosi nella stessa zona orbitale della famiglia asteroidale Eunomia, Io non ne è parente: è un “intruso”. A suggerirlo sono i gli spettri e la bassa albedo, tipici di un corpo carbonaceo, mentre la famiglia è popolata soprattutto da asteroidi silicacei (Tipo S). Su di un corpo di 170 km di diametro gli effetti termici sono trascurabili. Di conseguenza, la posizione di Io nella fascia resterà stabile per miliardi di anni, senza migrare verso le grandi risonanze che potrebbero alterarne l’orbita.

Come e quando osservarlo

(85) Io sarà in opposizione il 16 ottobre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,58 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Io trasformarsi in una bella striscia luminosa di 23 secondi d’arco.

Asteroidi del mese di Settembre 2025 – (22) Kalliope 

Scoperta e nomenclatura

(22) Kalliope fu scoperto da John Russell Hind il 16 novembre 1852: eravamo negli anni d’oro del Bishop’s Observatory, l’osservatorio privato londinese di George Bishop da cui Hind individuò ben dieci asteroidi in sette anni. Il nome scelto, quello di Kalliope, la Musa della poesia epica, era perfettamente in linea con una sensibilità classicista promossa attivamente dalla Royal Astronomical Society. Figure come J.C. Adams incoraggiavano gli scopritori a scegliere nomi che esprimessero un linguaggio universale e apolitico per le nuove scoperte. La necessità di tale approccio era emersa con il divampare della polemica su (12) Victoria, quando Hind dovette precisare pubblicamente che il nome si riferiva alla dea romana e non alla sovrana regnante, a riprova di quanto anche la nomenclatura dei nuovi “pianetini” potesse rappresentare uno spinoso tema “politico“.
In quegli stessi anni, la scienza degli asteroidi affrontava inoltre una sfida molto pratica: i simboli pittografici, simili a quelli dei pianeti, adottati fino ad allora si stavano rivelando non più adeguati e poco gestibili. Fu l’astronomo tedesco Johann Franz Encke, nel 1851, a suggerire la soluzione introducendo la notazione numerica (inizialmente un numero cerchiato), segnando il passaggio da uno scenario di pochi “pianeti in miniatura” a una vasta popolazione da catalogare in modo standard e sistematico.

La scelta del nome di Kalliope, rappresentò lo specchio delle grandi trasformazioni che stavano avvenendo nello studio degli asteroidi: la professionalizzazione della ricerca (con osservatori privati che collaboravano con le società scientifiche), la standardizzazione dei cataloghi (dai glifi ai numeri) e la ricerca di un lessico mitologico condiviso. In questo senso, la “scelta delle Muse” non fu un dettaglio folkloristico, ma un tassello della modernizzazione della disciplina.

Parametri orbitali

(22) Kalliope percorre un’orbita nella fascia principale media con semiasse maggiore di 2,91 UA, eccentricità di 0,10 e inclinazione di 13,7°; il periodo siderale è di 4,96 anni. Si colloca nel corridoio dinamicamente stabile compreso tra le risonanze 3:1 e 5:2 con Giove: non entra nelle lacune maggiori, ma risente di un reticolo di risonanze deboli che modulano lentamente eccentricità e inclinazione senza comprometterne la stabilità secolare.

Caratteristiche fisiche e composizione

Il diametro medio è comunemente riportato intorno ai 166 km, con stime recenti che, ricalibrando forma e albedo, scendono a circa 150 km. La presenza del satellite Linus, di circa 28 km di diametro, ha consentito una misura diretta della massa e quindi della densità bulk, risultata ρ ≈ 3,35 ± 0,33 g cm⁻³ per un diametro di 166 km; modelli più recenti, adottando il diametro di 150 km, convergono su ρ ≈ 4,4 ± 0,5 g cm⁻³. In entrambi gli scenari emerge comunque l’evidenza di un corpo metallico/silicatico: non un blocco ferro-nichel puro, ma un interno con elevata frazione metallica (dell’ordine del 40-60% in volume) mescolata a silicati. L’albedo geometrica è moderata (0,17). La tassonomia è M (Tholen) e X / Xk (SMASS / Bus–DeMeo); spettri raccolti nel visibile e nel vicino infrarosso mostrano caratteristiche attribuibili a silicati. L’albedo radar non è tra le più elevate del sottogruppo M, suggerendo la presenza di una regolite eterogenea piuttosto che una superficie metallica esposta. Anche le misure radio millimetriche (ALMA/VLA) indicano una composizione compatibile con la presenza di grani metallici mescolati alla regolite.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

La curva di luce di (22) Kalliope è stata misurata in molteplici opposizioni e converge su un periodo sinodico 4,14 h. L’ampiezza fotometrica tipica è di 0,28–0,33 mag. nelle geometrie più favorevoli, come mostrano le campagne osservative svolte nei primi anni 2000, mentre le inversioni fotometriche hanno fornito modelli di forma e una soluzione del polo poi risultata coerente con i vincoli dinamici posti dall’orbita di Linus. La stagione di mutui eventi di occultazione del 2007 ha permesso di rifinire non solo dimensioni e densità, ma anche la topografia macroscopica (profilo del bordo, schiacciamenti e rilievi principali), che spiegherebbe l’ampiezza fotometrica senza invocare la presenza di marcate chiazze d’albedo.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Un corpo delle dimensioni di (22) Kalliope subisce una deriva Yarkovsky trascurabile sul semiasse maggiore, e la traiettoria resta quindi molto stabile nel tempo. Linus orbita a circa 1100 km di semiasse maggiore dal corpo principale, con periodo 3,59 giorni ed eccentricità molto bassa. L’interpretazione oggi più accreditata della natura della piccola luna è collisiva: un grande impatto avrebbe strappato parte del mantello silicatico di Kalliope, formando quindi Linus e generando una famiglia dinamica di frammenti. L’età stimata è di circa 900 milioni di anni, con successiva dispersione del gruppo indotta dalle risonanze con Giove e Saturno. Osservazioni recenti in banda millimetrica (ALMA/VLA) aggiungono un ulteriore tassello sulla storia evolutiva e composizione del sistema: Le misure indicano sulla superficie di (22) Kalliope la presenza di una regolite ricca di granuli metallici, mentre Linus mostra un minor contenuto metallico, un quadro che rafforza lo scenario che vede Kalliope differenziato e Linus nato da un riaccumulo di ejecta.

Come e quando osservarlo

(22) Kalliope sarà in opposizione il 17 settembre momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,54 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Kalliope trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.

Asteroidi del mese di Agosto 2025 – pt. 02 – (2) Pallas – (89) Julia – (6) Hebe

Nella seconda metà di agosto tre asteroidi della fascia principale raggiungeranno l’opposizione: (2) Pallas, (89) Julia e (6) Hebe. Con magnitudini tra 7 e 9 saranno ottimi bersagli per l’osservazione amatoriale. Ognuno racconta una storia diversa del Sistema Solare primordiale.

(2) Pallas

Scoperta e nomenclatura

Il 28 marzo 1802 Heinrich Wilhelm Olbers, nel tentativo di ritrovare (1) Ceres per tracciare con maggiore precisione la sua orbita, osservò un secondo oggetto in lento movimento nella stessa regione di cielo. Convinto di trovarsi di fronte a un “nuovo pianeta”, battezzò la scoperta Pallas in onore della dea Atena, protettrice delle arti e della saggezza. Per quasi mezzo secolo, insieme a Ceres, Juno e Vesta, Pallas mantenne lo status di pianeta agli occhi del pubblico; solo dopo il 1845, quando il conteggio dei “pianetini” crebbe rapidamente, la comunità scientifica introdusse la categoria dei “Corpi minori”. Olbers annotò che l’orbita appariva “insolitamente ripida” rispetto all’eclittica, una caratteristica che ancora oggi distingue Pallas da tutti gli altri corpi principali della fascia.

Parametri orbitali

Pallas percorre un’orbita marcatamente eccentrica (e = 0,23) e altamente inclinata (34,9 gradi) con semiasse maggiore di 2,77 UA; completa la rivoluzione intorno al Sole in 4,61 anni, spingendosi da un perielio di 2,13 UA fino a un afelio di 3,41 UA. La sua orbita inclinata di quasi 35 gradi rispetto al piano dell’eclittica lo tiene lontano dalle principali zone di disturbo gravitazionale di Giove (le risonanze), che influenzano pesantemente altri corpi della fascia. Sebbene che le proiezioni nel futuro dell’orbita indichino una certa dinamicità, questa rimarrà stabile per la vita residua del sistema solare.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le immagini dei grandi telescopi al suolo, integrate con i dati raccolti dalle occultazioni stellari, restituiscono la forma di un ellissoide di dimensioni 568 × 532 × 448 km con un diametro medio di 512 km; La sua superficie è moderatamente riflettente, più del normale per un asteroide a base di carbonio. Per questo è classificato come tipo B, intermedia fra carbonaceo e silicaceo. Lo spettro di riflettanza rivela la presenza di minerali contenenti acqua, ma povero dei composti organici che caratterizzano la maggior parte degli asteroidi simili. Questa composizione fa ipotizzare che Pallas si sia formato in una zona più calda e secca del Sistema Solare, o che abbia perso gran parte della sua acqua primordiale a causa di un intenso riscaldamento nelle prime fasi della sua storia. La sua superficie è disseminata di crateri superiori ai 30 km e da almeno due bacini d’impatto maggiori di 400 km considerate le cicatrici dell’evento catastrofico che ha generato la sua famiglia di frammenti, gli asterodi Palladiani.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

L’asteroide è stato osservato fotometricamente fin da inizio Novecento e le osservazioni moderne convergono su un periodo sinodico molto preciso di 7,81 h. L’ampiezza della curva di luce varia tra un minimo di 0,03 ad un massimo di 0,16 magnitudini. Un’escursione così contenuta indica che il corpo, pur non essendo perfettamente sferico, possiede un rapporto fra gli assi non superiore a circa 1,2 : 1; in pratica appare solo moderatamente allungato. Le inversioni delle curve di luce e le immagini acquisite con ottiche adattive fissano il polo con un inclinazione di circa 84 gradi. Pallas sperimenta quindi stagioni estreme, mentre la piccola ampiezza fotometrica suggerisce una topografia priva di rilievi eccessivamente pronunciati e una distribuzione dell’albedo relativamente uniforme su tutta la sua superficie.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

La forte inclinazione e l’eccentricità accentuata dell’orbita, avvicinano perielio e afelio di Pallas alle zone più dinamiche della fascia, ma senza farlo mai transitare all’interno delle risonanze principali. I suoi frammenti più piccoli, però, sperimentano un destino diverso. La famiglia Pallas comprende oggi oltre 600 membri che derivano dall’impatto che ha generato i grandi bacini identificati sulla sua superficie. I frammenti inferiori al chilometro deriveranno lentamente verso il bordo della risonanza 5:2 e potrebbero diventare asteroidi near-Earth in qualche centinaio di milioni di anni. Pallas stesso, invece, resta un protopianeta sopravvissuto al caos dei primordi del sistema solare, e l’effetto Yarkovsky esercitato su di un corpo delle sue dimensioni non è sufficiente a spostarlo dall’orbita attuale.

Come e quando osservarlo

(2) Pallas sarà in opposizione il 7agosto, momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0.59 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Pallas trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.

(89) Julia

Scoperta e nomenclatura

Il 6 agosto 1866 l’astronomo francese Édouard Jean-Marie Stephan, allora giovane direttore ad interim dell’Osservatorio di Marsiglia, individuò un astro di nona grandezza che si spostava lentamente fra le stelle. Fu la sua prima scoperta asteroidale (la seconda e ultima sarà 91 Aegina). Stephan propose il nome Julia in onore di Santa Giulia di Corsica, martire molto venerata nella Provenza e patria della famiglia di Stephan; la scelta fu accolta con favore perché non violava la consuetudine di attingere alla mitologia classica ma ricordava una figura storica legata al Mediterraneo meridionale.

Parametri orbitali

Julia percorre un orbita con un semiasse maggiore di 2,550 UA, eccentricità 0,184 e inclinazione 16,1 gradi. Completa una rivoluzione in 4,07 anni terrestri spaziando da un perielio di 2,08 UA a un afelio di 3,02 UA. L’orbita cade nel corridoio fra le risonanze 3:1 e 5:2 con Giove ma ne resta sufficientemente distante da conservare una sostazionale stabilità per tutto il tempo di vita rimanente al sistema solare.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le osservazioni con i grandi telescopi al suolo ed i risultati delle occultazioni modellano Julia come un ellissoide moderatamente allungato con un diametro medio di 145 km. L’albedo è alta rispetto alla media dei silicacei di fascia interna e sebbene rientri nella grande famiglia del tipo S, analisi più spettroscopiche più precise lo collocano nel sottogruppo più specifico del tipo K con una composizione superficiale dominata da minerali come l’olivina e il pirosseno. Sulla sua superficie spicca un grande cratere da impatto di 70-80 km, battezzato Nonza che espone espone materiale più brillante rispetto al paesaggio circostante, e si ritiene sia la diretta conseguenza dell’evento che ha dato origine alla famiglia asteroidale di Julia.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Le curve di luce ottenute in molteplici opposizioni convergono su un periodo sinodico di 11,38 ore. L’ampiezza della curva di luce varia da 0,10 a 0,25 magnitudini, un escursione contenuta che suggerisce un rapporto tra gli assi intorno a 1,3 : 1 indicativo di una forma poco allungata. L’ipotesi della presenza di un satellite, avanzata dopo il risultato delle occultazioni del 1985, è stata poi esclusa dalle campagne osservative successive, eliminando i dubbi e confermando che Julia non ospita alcuna luna.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Julia domina per massa la piccola famiglia asteroidale eponima, i cui frammenti di dimensioni inferiori a qualche chilometro subiscono una deriva a causa dell’effetto Yarkovsky, che li conduce verso la risonanza 3:1 alimentando la popolazione di asteroidi near-Earth. Per Julia la deriva termica è trascurabile e la sua orbita rimarrà sostanzialmente invariata per l’età residua del Sistema Solare. Inoltre l’elevata inclinazione la tiene al sicuro, riducendo la frequenza di incontri ravvicinati con altri corpi della fascia, favorendo così la stabilità e la longevità della sua famiglia.

Come e quando osservarlo

(89) Julia sarà in opposizione il 10 agosto, momento nel quale raggiungerà l’ottava magnitudine. Il suo moto sarà di 0.78 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 4 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Julia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 31 secondi d’arco.

(6) Hebe

Scoperta e nomenclatura

Il 1 luglio 1847 l’ex impiegato postale Karl Ludwig Hencke scoprì il suo secondo e ultimo asteroide: (6) Hebe. La scoperta avvenne a solo un anno e mezzo di distanza da quella di (5) Astraea, il primo successo che aveva premiato la sua leggendaria perseveranza dopo quindici anni di pazienti ricerche. Hencke individuò il nuovo astro errante mentre si muoveva tra le stelle della costellazione dell’Ofiuco. Lo battezzò Hebe, la coppiera degli dèi olimpici, e i giornali dell’epoca lo celebrarono come «il più tenace dei cacciatori di pianetini».

Parametri orbitali

Hebe orbita nella fascia principale interna con semiasse maggiore di 2,42 UA, eccentricità 0,20 e inclinazione 14,7 gradi. Il perielio scende a 1,93 UA, mentre l’afelio raggiunge 2,92 UA; la rivoluzione intorno al Sole dura 3,78 anni. L’orbita lambisce la risonanza 3:1 con Giove e, pur essendo piuttosto eccentrica, risulta comunque stabile nel lungo periodo.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le immagini dal suolo integrate con i dati raccolti dalle occultazioni delineano un corpo di 185 km di diametro con assi di circa 205 × 185 × 170 km. Le analisi spettroscopiche collocano Hebe nella classe S, con una superficie dove spicca una miscela di minerali che la rende simile alle meteoriti condritiche ordinarie di tipo H. Per oltre vent’anni Hebe è stata indicata come probabile corpo parentale di questo tipo di meteoriti e delle più rare meteoriti ferrose, poichè combina la composizione superficiale con una posizione dinamicamente compatibile ad iniettare i frammenti all’interno della risonanza 3:1.
Le immagini, tuttavia, mostrano che nessun cratere raggiunge la scala necessaria a produrre abbastanza ejecta da spiegare da solo il flusso di meteoriti H verso la Terra, lasciando aperto il dibattito sulla presenza di altre sorgenti complementari che lo alimentano.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Dal 1950 a oggi sono state ottenute decine di curve di luce; Le curve fotometriche confermano un periodo sinodico di 7,27 h con un’ ampiezza che varia fra 0,05 e 0,21 magnitudini. La combinazione delle tecniche di inversione delle curve di luce con le immagini dirette ha consentito di identificare l’orientamento del suo asse di rotazione, che risulta inclinato di circa 45 gradi rispetto alla sua orbita. Hebe quindi sperimenta stagioni moderate, più pronunciate di quelle terrestri ma non veramente estreme.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Hebe domina per dimensioni una piccola popolazione di frammenti spettralmente affini, ma i tentativi di definire una vera e propria “famiglia” Hebe restano controversi: se un grande impatto ne avesse frammentato la superficie, i blocchi inferiori al chilometro sarebbero già stati dispersi dalle risonanze, alcuni alimentando la popolazione degli asteroidi near-Earth. Per quanto riguarda la deriva indotta dell’effetto Yarkovsky su Hebe, questa è trascurabile, e l’orbita rimarrà stabile per miliardi di anni. Sebbene l’orbita la porti ad avvicinare Marte entro la 0,3 UA, l’energia scambiata tra i due corpi è comunque minima e non ne compromette l’integrità orbitale nel lungo periodo.

Come e quando osservarlo

(6) Hebe sarà in opposizione il 26 agosto, momento nel quale raggiungerà la settima magnitudine. Il suo moto sarà di 0.54 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Hebe trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.

Asteroidi del mese di Agosto 2025 – pt. 01 – (63) Ausonia – (129) Antigone – (532) Herculina

Nei primi giorni di agosto, tre protagonisti silenziosi della fascia principale si offrono all’osservazione: (63) Ausonia, (129) Antigone e (532) Herculina. Ognuno porta con sé una storia che intreccia mitologia, scienza e tecnica osservativa. Dalla scoperta ottocentesca alla classificazione spettrale, dai parametri orbitali alle peculiarità fisiche, questi asteroidi offrono un’occasione preziosa per approfondire la dinamica del Sistema Solare interno e mettere alla prova le nostre strumentazioni astrofotografiche.

(63) Ausonia

Scoperta e nomenclatura

Nella notte tra il 10 e l’11 febbraio 1861 Annibale de Gasparis – già celebre “cacciatore di pianetini” del Reale Osservatorio di Capodimonte – registrò su un micrometro filare un oggetto di decima magnitudine che si muoveva lentamente fra le stelle della costellazione del Leone. Il telescopio impiegato era il rifrattore Merz da 215 mm, lo stesso con cui aveva individuato Hygiea dodici anni prima. In una prima minuta inviata al direttore Ernesto Capocci, de Gasparis annotò il nome Italia, desideroso di celebrare la recente proclamazione del Regno. Pochi giorni dopo, però, ritrattò temendo che la scelta fosse troppo “politica” in un clima in cui la toponomastica celeste era ancora materia di diplomazia accademica. Optò quindi per Ausonia, l’antico etnonimo greco-latino della penisola meridionale, che evocava l’identità culturale senza richiamare direttamente lo Stato nascente.

Parametri orbitali

Ausonia appartiene alla fascia principale interna: semiasse maggiore 2,395 UA, eccentricità 0,129 e inclinazione 5,77 °. Compie una rivoluzione in 3,71 anni, passando da un perielio di 2,088 UA a un afelio di 2,702 UA. Tali elementi la collocano poco all’interno della risonanza 3:1 con Giove, ma abbastanza lontano da garantirle un’orbita stabile su scala di milioni fi anni.

Caratteristiche fisiche e composizione

Il suo diametro compreso tra 95 e 116 km fa di Ausonia il secondo corpo più grande della famiglia Vesta dopo lo stesso Vesta. L’albedo geometrica è quella tipica degli asteroidi silicacei moderatamente scuri con uno spettro risulta coerente con quello di un membro “vestiano” di superficie basaltica.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

La prima determinazione del periodo di rotazione risale al 1977 quando fu calcolato un valore di 9,17 h. Studi successivi hanno stabilito un periodo di rotazione sinodico di 9,29 h. L’ampiezza della curva di luce varia da 0,27 fino a quasi mezza magnitudine, suggerendo una forma ellissoidale fortementa allungata.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Ausonia è considerato il secondo “pilastro” della famiglia Vesta: con un diametro superiore ai cento chilometri, è di gran lunga il frammento più grande rimasto dall’impatto che scavò il gigantesco bacino Rheasilvia sul polo sud di Vesta. Per un oggetto di queste dimensioni l’effetto Yarkovsky è trascurabile, ma per i vestoidi più piccoli la deriva secolare porta a un lento scivolamento verso le risonanze che alimentano la popolazione degli asteroidi near-Earth. Ausonia si trova invece in una nicchia dinamica tranquilla con nessun passaggio attraverso risonanze forti e incontri ravvicinati con Vesta più rari di uno ogni tre milioni di anni. Le simulazioni di evoluzione orbitale mostrano che il corpo è rimasto quasi immobile rispetto al luogo di frammentazione del progenitore e che continuerà a far da “sentinella” della famiglia per l’intera vita residua del Sistema Solare.

Come e quando osservarlo

(63) Ausonia sarà in opposizione il 2 agosto, momento nel quale raggiungerà la nona magnitudine. Il suo moto sarà di 0,63 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Ausonia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.

(129) Antigone

Scoperta e nomenclatura

Il 5 febbraio 1873 Christian Heinrich Friedrich Peters – professore di astronomia al Litchfield Observatory di Hamilton (New York) – individuò un nuovo “pianetino” mentre perlustrava il cielo tra le stelle del Cancro. Come da consuetudine ottocentesca ne scelse il nome attingendo alla mitologia greca: Antigone, figlia di Edipo e simbolo di fedeltà alle leggi non scritte. L’osservatorio di Hamilton, a dispetto delle dimensioni modeste, accumulò un impressionante palmarès di corpi minori grazie alla sistematicità di Peters, che in trent’anni portò a 48 le proprie scoperte.

Parametri orbitali

Antigone percorre un’orbita nella fascia principale media con semiasse maggiore di 2,86 UA, eccentricità 0,213 e inclinazione 12,3 gradi. Completa una rivoluzione in 4,86 anni, oscillando tra un perielio di 2,26 UA e un afelio di 3,48 UA. Questi valori la collocano in un corridoio compreso tra le risonanze 3:1 e 5:2 con Giove, ma abbastanza lontano da entrambe da garantirle stabilità secolare.

Caratteristiche fisiche e composizione

Antigone è un asteroide di dimensioni considerevoli, con un diametro stimato tra i 113 ed i 120 km. La sua superficie è moderatamente riflettente, una via di mezzo tra gli scuri asteroidi carboniosi e quelli rocciosi più brillanti. È classificato come un asteroide di tipo M, categoria che indica una composizione ricca di metalli. Questa ipotesi è confermata dalle osservazioni radar dalle quali emerge che Antigone riflette le onde radio con come ci si aspetterebbe da un grande oggetto di ferro e nichel. Analisi più approfondite hanno rivelato sulla sua superficie deboli tracce di rocce con molecole d’acqua (silicati idrati) e la sua densità suggerisce che Antigone non sia blocco ferro-nichel puro, ma piuttosto un corpo poroso o un aggregato misto di rocce e metalli.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Le prime fotometrie sistematiche risalgono agli anni Settanta e determinarono un periodo vicino alle 5 ore, successivamente affinato a 4,95 h. La curva di luce mostra un’ampiezza che varia tra 0,20 e 0,42 magnitudini suggerendo una forma allungata. L’ipotesi della presenza di un piccolo satellite proposta nel 1979, basata su leggere asimmetrie rilevate nei minimi di luce non è stata però stata al momento confermata.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Con un diametro superiore a 110 km, l’effetto Yarkovsky su Antigone è trascurabile, la sua orbita rimane dunque quasi immobile rispetto al sistema di risonanze che la circondano: Antigone è un oggetto destinato a rimanere nella fascia principale per l’età residua del Sistema Solare. Non esiste una famiglia genetica convincente intorno a lui; frammenti metallici più piccoli, se prodotti, sarebbero stati lentamente spinti dalle forze non gravitazionali verso la risonanza 3:1 per poi disperdersi.

Come e quando osservarlo

(129 ) Antigone sarà in opposizione il 5 agosto, momento nel quale raggiungerà magnitudine 10. Il suo moto sarà di 0.62 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Antigone trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.

(532) Herculina

Scoperta e nomenclatura

La sera del 20 aprile 1904 Max Wolf, pioniere della fotografia astronomica all’osservatorio di Heidelberg-Königstuhl, registrò su due lastre fotografiche un oggetto di nona magnitudine che si spostava lentamente tra le stelle della costellazione della Chioma di Berenice. Wolf annunciò la scoperta seguendo la sua abitudine di evocare figure femminili legate alla mitologia classica, scelse quindi il nome Herculina, forma latinizzata al femminile dell’eroe Eracle.

Parametri orbitali

Herculina percorre un’orbita di semiasse maggiore 2,770 UA, eccentricità 0,18 e inclinazione 16,3°; il perielio scende a 2,271 UA e l’afelio tocca 3,26 UA. Il periodo siderale è 4,61 anni. Con questi elementi l’asteroide s’inserisce nella parte alta della fascia principale media, poco all’interno della risonanza 5:2 con Giove ma abbastanza distante da evitare la risonanza secolare.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le stime sulla dimensione convergono su un diametro compreso fra 220 e 230 km; L’albedo geometrica di 0,16 colloca Herculina fra gli asteroidi moderatamente riflettenti della famiglia silicacea, con una superficie composta principalmente da silicati (rocce) che però appare “invecchiata” e alterata dalla lunga esposizione all’ambiente spaziale (un fenomeno noto come space weathering). Queste caratteristiche la avvicinano a un sottotipo più specifico (il tipo K) e la rendono simile a certi meteoriti rocciosi che cadono sulla Terra. La sua densità è di circa 2,7 g/cm³, un valore che conferma la sua natura rocciosa, suggerendo che Herculina sia un corpo solido e abbastanza compatto, ma senza un grande nucleo metallico al suo interno.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Fin dagli anni Cinquanta Herculina è stata un bersaglio classico per la fotometria asteroidale: Kuiper e Gehrels ne pubblicarono curve di luce a due massimi, evidenziando un periodo vicino alle dieci ore. L’attuale valore consolidato è di 9,40 h con un ampiezza della curva che varia da 0,11 fino a 0,25 magnitudini; i modelli tridimensionali ricavati dall’inversione fotometrica delle curve di luce e da osservazioni radar di Arecibo, mostrano un corpo di forma irregolare, con due rilievi prominenti separati da un’ampia depressione, topografia che spiegherebbe le variazioni di luminosità senza necessariamente invocare la presenza di chiazze di albedo molto contrastate. Una breve campagna condotta con Hubble Space Telescope del 1993 suggerì la possibile presenza di un satellite di circa 10 km di diametro, ipotesi poi non confermata dalle occultazioni che non rilevarono alcun segno del satellite.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Con un diametro intorno ai 220 km l’effetto Yarkovsky sul suo semiasse è trascurabile. L’orbita è tuttavia lambita da una fitta rete di risonanze secolari che ne modulano eccentricità e inclinazione, ma la traiettoria resterà stabile su scala di decine di milioni di anni. Tentativi di individuare una famiglia genetica, la cosiddetta “Herculina cluster”, identificata negli anni Novanta, restano controversi. Secondo modelli più recenti, se un impatto avesse effettivamente generato frammenti di Herculina, i pezzi inferiori ai 10 km dovrebbero essere già migrati verso risonanze che li avrebbero dispersi, riducendo drasticamente la visibilità del gruppo.

Come e quando osservarlo

(532) Herculina sarà in opposizione il 6 agosto, momento nel quale raggiungerà la decima magnitudine. Il suo moto sarà di 0.59 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Herculina trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.

Asteroidi del mese di Luglio 2025 – (312) Pierretta – (221) Eos – (115)Thyra

Tre asteroidi che dimostrano la meravigliosa ricchezza della fascia principale: Pierretta come piccolo S-type regolare, Eos quale frammento basaltico che ha dato origine a un’intera famiglia, e Thyra come S-type brillante in orbita relativamente eccentrica.

(312) Pierretta

Scoperta e nomenclatura

Il 28 agosto 1891 Auguste Charlois, dall’Osservatorio di Nizza, registrò un nuovo puntino luminoso in lento movimento nella costellazione del Capricorno: fu battezzato Pierretta, verosimilmente in onore di una conoscente del nume locale o come variante femminile di “Pierre”. L’oggetto, oggi ricordato più per la regolarità fotometrica che per la dimensione, fu il quarantesimo asteroide scoperto da Charlois.

Parametri orbitali

Pierretta descrive un’orbita con semiasse maggiore 2,782 UA, eccentricità 0,160 e inclinazione di 9°, completando la rivoluzione in 4,64 anni. Il perielio (2,34 UA) la mantiene ben dentro l’area centrale della fascia, lontana dalle risonanze con Giove.

Caratteristiche fisiche e composizione

I dati concordano su un diametro di circa 50 km e un’albedo geometrica di 0,18. Lo spettro la colloca nella classe S, composta di silicati di ferro-magnesio con piccole frazioni metalliche.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

La curva di luce mostra un periodo robusto di 10,282 h con ampiezza attorno a 0,20 mag, il che suggerisce un corpo solo moderatamente allungato.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

L’oggetto risiede in un tranquillo corridoio tra le risonanze; l’effetto Yarkovsky calcolato per 50 km di diametro è molto debole, dunque il semiasse maggiore varia di pochi chilometri per milione di anni, insufficiente a portarlo in zone caotiche nel futuro prevedibile.

Come e quando osservarlo

(312) Pierretta sarà in opposizione il 14 di Luglio, momento nel quale raggiungerà la dodicesima magnitudine. Il suo moto sarà di 0,64 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Pierretta  trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

(221) Eos

Scoperta e nomenclatura

Il 18 gennaio 1882 Johann Palisa, a Vienna, scoprì l’asteroide che battezzò Eos, la dea dell’Aurora: nome evocativo perché l’inaugurazione del nuovo osservatorio di Vienna veniva celebrata come “alba” di una stagione scientifica. Più tardi si scoprì che attorno a Eos orbita una folta schiera di frammenti: la famiglia asteroidale Eos porta il suo nome.

Parametri orbitali

Eos percorre un’orbita con semiasse 3,012 UA, eccentricità 0,101 e inclinazione 10,9°; il periodo di rivoluzione è 5,23 anni. La posizione, appena oltre la risonanza con Giove, è dinamicamente stabile e ospita migliaia di membri della sua famiglia.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le misure infrarosse indicano un diametro medio di 104 ± 6 km. Il suo spettro la classifica come K-type, ricco di rocce basaltiche; questo suggerisce che Eos sia un frammento di crosta di un progenitore differenziato.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Le campagne fotometriche multi-decennali convergono su un periodo sinodico di 10,443 h con ampiezza ~0,18 mag, compatibile con un ellissoide poco allungato.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Eos è il progenitore della sua omonima famiglia: migliaia di frammenti si distribuiscono in un ventaglio di semiasse 2,95–3,10 UA. I più piccoli derivano lentamente sotto l’effetto Yarkovsky finendo nelle risonanze con Giove; molti vengono espulsi, ma il corpo principale rimarrà stabile per l’età residua del Sistema Solare.

Come e quando osservarlo

(221) Eos sarà in opposizione il 17 di Luglio, momento nel quale raggiungerà magnitudine 11.5. Il suo moto sarà di 0.55 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Eos trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.

(115) Thyra

Scoperta e nomenclatura

James Craig Watson scoprì Thyra il 6 agosto 1871 dall’osservatorio di Ann Arbor e lo dedicò alla regina danese Thyra, moglie di re Gorm il Vecchio. È uno dei pochi asteroidi con un nome di derivazione storica nordica.

Parametri orbitali

Thyra orbita con semiasse maggiore 2,381 UA, eccentricità 0,192 e inclinazione 11,6°, completando il percorso in 3,67 anni. Il perielio scende a 1,92 UA; il ’MOID con Marte rimane superiore a 0,17 UA, perciò l’asteroide, pur avvicinandosi al pianeta rosso, non attraversa l’orbita marziana.

Caratteristiche fisiche e composizione

Thyra misura  80 ± 2 km di diametro e presenta un’albedo di 0,22. Spettralmente Thyra appartiene alla classe S, con una composizione che lo rende analogo potenziale delle condriti ordinarie H.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Il periodo sinodico consolidato è 7,241 h, confermato da numerose curve di luce. L’ampiezza varia fra 0,25 e 0,35 mag, e la modellazione da occultazioni e da fotometria suggerisce una forma ellissoidale con superficie a riflettività disomogenea.

Dinamica orbitale e interazioni gravitazionali

Con perielio sotto 2 UA e inclinazione oltre 11°, Thyra si trova in un corridoio incrociato da risonanze secolari minori ma rimane fuori dalle più pericolose. L’effetto Yarkovsky, irrilevante per 80 km, non ne sposterà la traiettoria; eventuali frammenti minori potrebbero invece migrare verso le risonanze più potenti e detabilizzanti per diventare near-Earth, ma il corpo principale resterà confinato nella fascia interna.

Come e quando osservarlo

(115) Thyra sarà in opposizione il 21 di Luglio, momento nel quale raggiungerà l’undicesima magnitudine. Il suo moto sarà di 0.69 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Thyra trasformarsi in una bella striscia luminosa di 28 secondi d’arco.

Asteroidi del mese di Giugno 2025 – (5) Astraea

Scoperta e nomenclatura

L’asteroide (5) Astraea fu individuato l’8 dicembre 1845 da Karl Ludwig Hencke, un impiegato postale prussiano che, per puro diletto, passava le nottate al telescopio installato sul tetto della propria abitazione a Driesen. Per quasi quarant’anni, dopo la scoperta di 4 Vesta, la comunità astronomica si era convinta che la “serie dei pianetini” fosse chiusa; l’apparizione di Astraea colse quindi di sorpresa gli osservatori professionisti e rilanciò la caccia nella fascia principale. Hencke battezzò il nuovo corpo con il nome della vergine simbolo della Giustizia, Astraea (vergine delle stelle), segnando la ripresa della tradizione mitologica inaugurata da Piazzi. L’astronomo dilettante ricevette perfino una piccola pensione da Federico Guglielmo IV di Prussia: un riconoscimento pubblico raro, che fece rapidamente il giro delle accademie europee.

Parametri orbitali

Astraea si colloca su di un’orbita con semiasse maggiore di 2,576 UA, eccentricità 0,187 e inclinazione 5,35 gradi sul piano dell’eclitica. Il perielio raggiunge 2,093 UA, mentre l’afelio tocca 3,060 UA; il periodo siderale è pari a 4,14 anni. La traiettoria resta al di fuori delle principali lacune di Kirkwood, ma è lambita da risonanze di ordine superiore che modulano lentamente eccentricità e inclinazione senza compromettere la stabilità dell’orbita.

Caratteristiche fisiche e composizione

Le misure indicano un diametro medio di circa 125 km e un’albedo geometrica compresa fra 0,23 e 0,24, valore elevato per un asteroide di tipo roccioso. L’analisi delle perturbazioni gravitazionali su piccole masse vicine fornisce una densità attorno a 3,1 g  cm³, coerente con un interno silicatico scarsamente poroso e una modesta frazione metallica. Lo spettro di riflettanza, dominato dalle bande di olivina e pirosseno a 1 e 2 µm, colloca Astraea nella classe tassonomica S. La mineralogia ricorda le condriti ordinarie di tipo H, suggerendo una crosta basaltica moderatamente evoluta.

Analisi fotometrica e periodo di rotazione

Oltre seimila osservazioni fissano un periodo rotazionale di 16,801 ore. L’ampiezza media della curva di luce, compresa fra 0,24 e 0,30 magnitudini, implica un rapporto assiale di circa 1,25:1 e quindi una forma poco allungata; l’inversione delle curve di luce individua un polo eclittico vicino a λ = 115 °, β = 55 °, segno che l’asse di rotazione è inclinato di circa 33 gradi, il che conferisce all’asteroide stagioni non particolarmente pronunciate.

Dinamica orbitale e contesto collisivo

Astraea non possiede una vera famiglia collisionale. Gli algoritmi di clustering mostrano soltanto un lieve addensamento di piccoli corpi, la spiegazione più plausibile è che quegli oggetti non derivino da una sola collisione su Astraea; piuttosto, si sono avvicinati progressivamente alla sua orbita spinti dall’effetto Yarkovsky che li ha fatti scivolare in risonanze di ordine elevato con Giove. Queste risonanze, a loro volta, hanno “catturato” gli asteroidi rallentandone la deriva e creando un addensamento intorno ai parametri orbitali di Astraea.

Come e quando osservarlo

(5 Astraea) sarà in opposizione il 5 di Giugno, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 10.6. Il suo moto sarà di 0,60 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Astraea  trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.

Asteroidi del mese di Maggio 2025 – (3) Juno (pt.02)

Scoperta e nomenclatura

(3) Juno fu scoperto il 1 settembre 1804 dall’astronomo tedesco Karl Ludwig Harding nell’osservatorio privato di Lilienthal, appena fuori Brema. L’annuncio arrivò in un momento di fervente attività: Pallas era stato scoperto soltanto pochi anni prima, e l’idea che tra Marte e Giove potesse orbitare un’intera “famiglia” di piccoli pianeti stava prendendo forma. Harding scelse il nome della regina degli dèi dell’olimpo, inaugurando così la consuetudine di attingere alla mitologia classica per la nomenclatura dei pianetini.

Parametri orbitali

Il semiasse maggiore di Juno misura 2,67 UA, con un’eccentricità insolitamente elevata di 0,256 che porta il perielio a 1,98 UA e l’afelio a 3,36 UA. L’inclinazione orbitale raggiunge 12,97 gradi, valore che lo colloca appena al di fuori dei più popolati piani mediani della fascia principale interna. L’evoluzione secolare del perielio è modulata da risonanze di ordine elevato con Giove, mentre piccole variazioni nell’eccentricità suggeriscono passaggi ripetuti in prossimità dello “stiramento” ν6 di Saturno,  una risonanza secolare  che agisce come un lungo “tirante gravitazionale” amplificandone lentamente l’eccentricità.

Caratteristiche fisiche

Le dimensioni di Juno sono state determinate combinando fotometria nel vicino infrarosso con misurazioni nell’infrarosso termico medio, la banda spettrale (circa 5–25 µm) in cui l’asteroide non riflette la luce solare ma la riemette come calore, permettendo di stimarne direttamente temperatura ed emissione termica. Le osservazioni convergono su di un diametro medio di 248 ± 5 km e su un’albedo geometrica intorno a 0,24, sostanzialmente più alta della media degli asteroidi di tipo S. La densità oscilla fra 3,0 e 3,3 g cm³: valori compatibili con un corpo parzialmente metallico o, più verosimilmente, con un interno ricco in silicati a grana fine ma scarsamente poroso. Gli spettri di riflettanza indicano la presenza di olivina e pirosseni ferrosi, inquadrando Juno nella classe tassonomica S, con mineralogia simile alle condriti H poco alterate.

Curve di luce, periodo di rotazione e forma

Le prime curve di luce di Juno, pubblicate da H. Russell già nel 1904, indicavano un periodo vicino a sette ore; l’analisi moderna  evidenzia un periodo di rotazione di 7,209 ± 0,000005 h e un’ampiezza media di 0,90 magnitudini. Una variazione così ampia comporta un rapporto assiale di circa 1,5:1 e suggerisce un profilo irregolare con un grande rilievo su uno dei due emisferi. Inversioni delle curve di luce fissano il polo eclittico approssimativamente a longitudine 122° e latitudine 28°, una configurazione che comporta stagioni insolitamente accentuate per un corpo di medie dimensioni.

Appartenenza a una famiglia asteroidale

Pur essendo un oggetto di grandi dimensioni e con un’eccentricità insolitamente alta, Juno non è circondato da un insieme consistente di frammenti che ne condividano l’origine; in altre parole non forma una vera famiglia genetica.

Con questa espressione si indica un gruppo di corpi che presenta semiasse maggiore, eccentricità e inclinazione molto simili perché deriva dalla frammentazione di un unico corpo progenitore. Gli asteroidi “consanguinei” condividono quindi la stessa orbita di base e, a distanza di milioni di anni, continuano a rimanere raggruppati nello spazio dei parametri orbitali. Quando un oggetto massiccio viene distrutto, i suoi frammenti si allontanano con velocità relative di poche decine o centinaia di metri al secondo: questo valore è piccolo rispetto alle velocità orbitali (chilometri al secondo), perciò l’insieme dei frammenti resta concentrato e riconoscibile; se l’addensamento osservato è debole o spiegabile con altri meccanismi dinamici, non si parla di famiglia genetica vera e propria.

Nel caso di Juno l’analisi dei cluster mostra solo un modesto addensamento di piccoli asteroidi nelle vicinanze dei suoi parametri orbitali, e le integrazioni orbitali retrograde indicano che tali oggetti sono probabilmente entrati a far parte di quella regione perché intrappolati in risonanze di ordine elevato con i pianeti, e non perché siano schegge prodotte da un singolo impatto catastrofico.

Come e quando osservarlo

(3 Juno) sarà in opposizione il 14 Maggio, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 10.1. Il suo moto sarà di 0,55 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo Juno  trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.

(4) Vesta (pt.01)

Scoperta e nomenclatura

Il 29 marzo 1807 Heinrich Wilhelm Olbers, già celebre per la scoperta di (2) Pallas, riconobbe un oggetto insolitamente brillante nel cielo di Brema: lo battezzò Vesta in onore della dea romana del focolare. L’asteroide fu il quarto scoperto e, per luminosità, destò immediatamente l’interesse della comunità scientifica; Gauss – che in quell’epoca stava perfezionando i metodi di calcolo orbitale – ne predisse con grande accuratezza la posizione, aiutando Olbers a confermarne la natura di corpo appartenente alla fascia principale.

Parametri orbitali

Vesta percorre un’orbita compresa fra 2,15 UA al perielio e 2,57 UA all’afelio, con semiasse maggiore di 2,36 UA, eccentricità di 0,089 e inclinazione di 7,14 gradi sull’eclittica; completa una rivoluzione in 3,63 anni terrestri, muovendosi a una velocità media di 19,3 km s.  Questi valori la collocano nella fascia principale interna, fuori dalle risonanze maggiori con Giove, in una regione dinamicamente stabile. L’asteroide è troppo massiccio perché l’effetto Yarkovsky ne alteri sensibilmente il semiasse maggiore, mentre i membri più piccoli della sua famiglia migrano di qualche centesimo di UA per milione di anni, spiegando l’allineamento dei vestoidi con le “porte” dinamiche che alimentano la popolazione near-Earth.  Il momento d’inerzia basso e la regolazione mareale interna hanno mantenuto l’assetto rotazionale in equilibrio: non si registrano drift YORP misurabili sul periodo di 5,34 h, in accordo con le previsioni teoriche per corpi di centinaia di chilometri.

Caratteristiche fisiche

Le misure della sonda Dawn hanno fissato il diametro medio a 525 km, con assi principali di 572 × 557 × 446 km e massa di 2,59 × 10²⁰ kg; la densità di 3,46 g cm³ conferma la presenza di un nucleo metallico di Fe-Ni del raggio di circa 110 km, sovrastato da mantello silicatico e crosta basaltica.  Vesta rappresenta quindi un protopianeta differenziato rimasto quasi intatto sin dalle prime fasi di formazione dei pianeti terrestri. Le immagini ad alta risoluzione di Dawn hanno inoltre rivelato il gigantesco bacino polare Rheasilvia, largo 505 km e profondo oltre 20 km, la cui vetta centrale di 22 km figura fra i rilievi più alti del Sistema Solare. L’impatto che lo generò espulse circa l’1 per cento del volume dell’asteroide, aprendo squarci sul mantello e lasciando cicatrici tettoniche come il sistema di Divalia Fossa. Analisi geologiche mostrano inoltre che le colate basaltiche originali sono state coperte da sottili strati di materiale carbonioso scuro, depositato da impattanti primitivi.

Connessione coi meteoriti HED

Lo spettro di riflettanza, dominato da bande di pirosseno–olivina, colloca Vesta nella rara classe tassonomica V-type.  Già dagli anni Settanta si era notato che tale spettro coincide con quello dei meteoriti eucriti, diogeniti e howarditi, i cosiddetti HED.  Le analisi isotopiche effettuate su questi meteoriti, corroborate dai dati ricavati dalla sonda Dawn, confermano che essi provengono dalla crosta e dal mantello di Vesta, rendendo l’asteroide l’unico corpo progenitore noto di un’intera classe meteoritica basaltica.  Studi del 2024 hanno mostrato come le variazioni di zinco e sodio negli HED riflettano la perdita primordiale di elementi volatili durante la solidificazione del magma vestiano, rafforzando l’interpretazione di Vesta quale “pianeta interno in miniatura”.

Curve di luce, periodo di rotazione e forma

Le curve di luce ricavate da osservazioni telescopiche e dalla stessa sonda Dawn definiscono un periodo di rotazione di 5,342 ± 0,001 ore; l’ampiezza fotometrica varia fra 0,10 e 0,30 magnitudini a seconda della geometria di fase, con un valore medio di circa 0,26 mag alle lunghezze d’onda visibili.  La modulazione doppia (bimodale, due massimi e due minimi) indica una forma triassiale.  L’asse di rotazione è inclinato di 29 gradi, generando un alternarsi di “stagioni” particolarmente pronunciate.

La famiglia dei Vestoidi

L’impatto che formò il cratere Rheasilvia – e quello precedente di Veneneia – ha espulso milioni di frammenti oggi noti come famiglia Vesta o Vestoidi.  Questa popolazione, che supera i 15 000 membri identificati, riempie la regione 2,26–2,48 UA con inclinazioni di 5–8 gradi; la maggioranza della massa è dominata da Vesta stessa (circa il 98 %), seguita da alcuni corpi di decine di chilometri come 63 Ausonia, mentre la stragrande maggioranza misura meno di 10 km. I vestoidi presentano spettri di tipo V-type o, per i frammenti più profondi, J-type ricchi di diogenite, confermando l’origine comune dal mantello e dalla crosta di Vesta.  I frammenti più piccoli derivano progressivamente verso semiassi maggiori più piccoli o più grandi per effetto Yarkovsky; quando raggiungono specifiche risonanze, alcuni vengono proiettati verso il sistema solare interno, molti divengono NEA e alcui finiscono per cadere sulla Terra sotto forma di meteoriti HED.

Come e quando osservarlo

(4 Vesta) sarà in opposizione il 1 Maggio, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 5,7. Il suo moto sarà di 0,63 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (4) Vesta trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.

Asteroidi del mese di Aprile 2025 – (113) Amalthea

Scoperta e nomenclatura

L’asteroide (113) Amalthea fu scoperto il 12 marzo 1871 dall’astronomo tedesco Robert Luther presso l’Osservatorio di Bilk a Düsseldorf. Fu il 113º asteroide identificato, in un’epoca in cui la fascia principale andava popolandosi rapidamente grazie alle frequenti scoperte. Luther scelse di battezzarlo “Amalthea” in onore della ninfa della mitologia greca Amaltea, nota per aver allattato con il proprio latte di capra il neonato Zeus (Giove).

Parametri orbitali

Amalthea orbita attorno al Sole in circa 3,66 anni. La sua orbita lo colloca nella regione interna della fascia asteroidale (la cosiddetta fascia principale interna), leggermente oltre il gruppo della famiglia Flora. In particolare, Amalthea percorre un’orbita relativamente poco eccentrica e lievemente inclinata sull’eclittica. I suoi elementi orbitali indicano un’orbita stabile lontana da risonanze maggiori: il semi-asse maggiore è di circa 2,376 UA, ben al di sotto della lacuna di Kirkwood del 3:1 con Giove (circa 2,50 UA), mentre il perielio si mantiene a 2,17 UA, dunque non penetra nella regione delle risonanze secolari interne. Alcune analisi più datate l’avevano incluso come membro appartenente alla famiglia di Flora, ma studi successivi hanno evidenziato una diversa origine (come vedremo tra breve) e attualmente Amalthea viene considerato al di fuori delle grandi famiglie classiche.

Caratteristiche fisiche

Osservazioni effettuate nell’infrarosso e nel visibile hanno permesso di determinare con buona precisione le dimensioni e la natura della superficie di Amalthea. L’asteroide ha un diametro medio di circa 50 km. Si tratta dunque di un corpo di dimensioni intermedie, più grande del 99% circa degli asteroidi noti ma comunque molto più piccolo dei maggiori pianeti nani o degli asteroidi giganti come Cerere o Vesta.

Amalthea ha una superficie insolitamente riflettente, con un albedo intorno a 0,24–0,27, valore  che suggerisce una composizione di tipo silicaceo (asteroidi di tipo S), indicando che Amalthea riflette oltre un quarto della luce solare incidente; un indice di superficie relativamente brillante, per confronto, asteroidi di tipo carbonaceo, hanno un albedo intorno a 0,05–0,10. La massa di (113) Amalthea non è nota con precisione perché non esistono misurazioni dirette (ad esemepio satelliti stabili o perturbazioni orbitali significative su altri corpi). Tuttavia, ipotizzando una densità coerente con rocce silicacee poco porose, la massa di un sferoide di circa 50 km di diametro risulta dell’ordine di circa 100 trilioni di tonnellate. Si tratta di un valore approssimativo ma utile per inquadrare Amalthea come un corpo in grado di esercitare piccole perturbazioni gravitazionali locali, ma non sufficiente ad assumere forma sferica sotto la propria gravità.

Analisi spettroscopiche dettagliate hanno rivelato una caratteristica peculiare: Amalthea è ricco di olivina. In particolare, studi nella banda 0,3–2,5 µm indicano che il materiale superficiale è composto quasi interamente da olivina, con solo una piccola frazione di pirosseno e pochissimo metallo. Questa composizione suggerisce fortemente che Amalthea non sia un asteroide primitivo monolitico, ma un frammento proveniente dagli strati interni (mantello) di un grande corpo progenitore differenziato.

Curve di luce, periodo di rotazione e forma

Le osservazioni fotometriche di Amalthea – tramite la tecnica delle curve di luce – hanno permesso di determinarne il periodo di rotazione e la forma approssimativa. L’asteroide mostra una variazione periodica della luminosità mentre ruota su se stesso, dovuta alla sua forma non sferica. Le prime misure risalgono alla metà del ’900, ma è soprattutto con osservazioni moderne che si è consolidato il risultato: Amalthea ruota in circa 9,95 ore attorno al proprio asse. Questo valore indica una rotazione relativamente lenta rispetto ai piccoli asteroidi (che spesso ruotano in poche ore), ma abbastanza tipica per un corpo di circa 50 km. L’ampiezza della curva di luce – ossia la differenza tra la magnitudine massima e minima durante una rotazione – è di circa 0,2 magnitudini. Ciò significa che la brillantezza varia di circa il 20% tra i lati più luminosi e più deboli, suggerendo che Amalthea abbia una forma allungata ma non estremamente irregolare. Un’ampiezza di 0,20 mag è consistente con un rapporto tra gli assi del corpo di circa 1,2:1 (ipotizzando un ellissoide triaxiale); in altre parole, Amalthea potrebbe avere una forma oblunga con un asse lungo forse il 20% in più del corto. Effettivamente, osservazioni effettuate durante occultazioni stellari indicherebbero una sagoma ellissoidale marcata. Ad esempio, durante l’occultazione di una stella di magnitudine 10 avvenuta il 14 marzo 2017, varie stazioni osservative registrarono una durata d’occultazione coerente con un profilo molto allungato (rapporto assi di circa 1,5). La direzione dell’asse di rotazione (polo) non è al momento nota con precisione.

Appartenenza a una famiglia asteroidale

Per molto tempo Amalthea fu catalogato genericamente come un asteroide della fascia interna, potenzialmente associato alla numerosa famiglia Flora (data la similitudine dei parametri orbitali). Tuttavia, studi dettagliati della composizione e della dinamica orbitale hanno rivelato uno scenario diverso e Amalthea sembra essere strettamente legato all’asteroide (9) Metis. Metis e Amalthea condividono proprietà orbitali e spettroscopiche che suggeriscono l’origine da un comune evento di frammentazione: entrambi sono asteroidi di tipo S insolitamente ricchi di olivina, cosa rara nella fascia principale, e le loro orbite sono molto simili. Si è quindi ipotizzato che Metis (diametro di circa 190 km) e Amalthea (circa 50 km) siano i due maggiori superstiti di un antico corpo progenitore andato poi distrutto. Secondo questi studi, circa 1 miliardo di anni fa un grande asteroide di dimensioni stimabili tra 300 e 600 km (paragonabile a 4 Vesta in scala) sarebbe stato oggetto di una collisionme catastrofica dalla quale sarebbero nati una miriade di frammenti; col trascorrere del tempo, la grande maggioranza della massa di quel corpo originale è andata perduta, dispersa o ulteriormente frammentata. Gli unici oggetti riconoscibili rimasti sarebbero proprio (9) Metis e (113) Amalthea. Questa possibile famiglia Metis-Amalthea è però talmente erosa ed i membri minori sopravvissuti sono così pochi e di piccola taglia, che nelle analisi di clustering orbitale la coppia non emerge chiaramente come famiglia a sé (viene infatti classificata come “background”). Si tratta di un caso estremo di famiglia “condensata” in pochi oggetti, definita anche coppia asteroidale genetica poiché solo i due maggiori frammenti sono identificabili come correlati.

Le implicazioni dinamiche di questa potenziale appartenenza sono rilevanti. Innanzitutto, la composizione olivinica di Amalthea troverebbe spiegazione naturale se si trattasse di un frammento del mantello del corpo progenitore, mentre Metis potrebbe rappresentare una porzione più interna (mantello profondo o addirittura parte del nucleo, data la presenza di più metallo nel suo spettro). La similarità spettrale indica la possibile provenienza dallo stesso corpo differenziato originario. In secondo luogo, il fatto che la famiglia sia oggi praticamente ridotta a due soli membri principali suggerisce che i frammenti minori siano stati progressivamente eliminati nel tempo, probabilmente da processi dinamici di cui parleremo tra breve.

Dinamica orbitale: risonanze, effetti Yarkovsky-YORP e migrazione

Dal punto di vista dinamico a lungo termine, (113) Amalthea occupa un’orbita stabile nella fascia principale interna. Non si trova in risonanza orbitale significativa con alcun pianeta maggiore: le principali risonanze di Giove in zona (ad esempio la 3:1 a 2,50 UA o la 5:2 a 2,82 UA) sono lontane dalla sua posizione (2,38 UA). Anche le risonanze secolari (che destabilizzano gli asteroidi portandoli in orbite che intersecano quella di Marte) agiscono più vicino, a 2,1 UA e a inclinazioni differenti, quindi Amalthea rimane fuori anche dalla loro portata. Questo significa che Amalthea manterrà un’orbita stabile per centinaia di milioni di anni. Tuttavia, per i piccoli frammenti  originatisi dalla sua famiglia collisionale entrano in gioco forze non gravitazionali che possono aver alterato le orbite nel tempo, in particolare l’effetto Yarkovsky. L’effetto Yarkovsky è una debole forza propulsiva prodotta dall’emissione di radiazione termica da parte di un corpo in rotazione: in pratica un asteroide assorbe luce solare e la ri-emette come calore con un leggero ritardo rotazionale. Questo fenomeno, nel corso di milioni di anni, causa una lenta deriva del semiasse maggiore, dipendente dal senso di rotazione, dalle dimensioni del corpo e dalle sue proprietà termiche. Per asteroidi di dimensioni inferiori ai 20 km, la deriva indotta dall’effetto Yarkovsky può essere abbastanza significativa da spostarli gradualmente e farli entrare in zone di risonanza che poi li rimuovono dalla fascia. Nel caso della famiglia di Amalthea, è probabile che dopo la frammentazione iniziale molti piccoli pezzi siano migrati lentamente sotto l’azione dell’effetto Yarkovsky, finendo per entrare in risonanze per poi essere espulsi dalla fascia principale. Questo spiegherebbe perché oggi restano solo Metis e Amalthea: i membri minori potrebbero essere stati dispersi dinamicamente dal combinarsi dell’effetto Yarkovsky e delle risonanze, mente i corpi più grandi come Amalthea stesso, avendo  una deriva generata dall’effetto Yarkovsky trascurabile ed essendo distanti dalle risonanze, sarebbero rimasti vicino alla loro posizione originaria.

Un altro effetto correlato è l’effetto YORP (acronimo di Yarkovsky-O’Keefe-Radzievskii-Paddack): una variante dell’effetto Yarkovsky che modifica il periodo di rotazione di un piccolo corpo tramite il momento torcente esercitato dall’emissione termica. L’effetto YORP può accelerare o rallentare la rotazione degli asteroidi di pochi chilometri in tempi geologici, portando alcuni a ruotare molto rapidamente o molto lentamente. Nel caso di Amalthea, date le sue dimensioni, l’effetto YORP è estremamente debole – la sua massa e inerzia sono troppo grandi perché la flebile spinta termica alteri sensibilmente il periodo di 9,95 h in tempi osservabili. Tuttavia, per i frammenti minori della famiglia originaria, l’effetto YORP può aver giocato un ruolo: asteroidi di 1–5 km potrebbero aver subito cambiamenti di spin significativi, portando magari a stati rotazionali caotici o alla frammentazione secondaria se superavano il limite di stabilità, fenomeno noto ad esempio per gli asteroidi formati da blocchi e materiale poco coeso, i cosiddetti asteroidi “rubble pile”.

Come e quando osservarlo

(113 Amalthea) sarà in opposizione il 18 Aprile, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 11. Il suo moto sarà di 0,61 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo 113 Amalthea  trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.

Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Marzo 2025

(8) Flora

Scoperta e nomenclatura

L’asteroide (8) Flora fu scoperto il 18 ottobre 1847 dall’astronomo britannico John Russell Hind presso l’osservatorio privato di George Bishop, situato a Regent’s Park, Londra. L’oggetto deve il suo nome alla dea romana dei fiori, in accordo con la convenzione ottocentesca di denominare gli asteroidi con riferimenti alla mitologia classica. La scoperta di Flora si inserisce in un periodo di intensa attività nello studio dei corpi minori del Sistema Solare, durante il quale Hind e i suoi contemporanei contribuirono significativamente alla caratterizzazione della fascia principale. Il loro lavoro permise di ampliare la conoscenza sulla distribuzione e sulla natura di questi oggetti, fornendo le prime basi per una classificazione sistematica degli asteroidi.

Parametri orbitali

L’asteroide (8) Flora percorre un’orbita attorno al Sole con un semiasse maggiore di circa 2,2 UA, completando una rivoluzione in 3,26 anni terrestri. L’eccentricità orbitale è pari a 0,15, mentre l’inclinazione rispetto al piano dell’eclittica è compresa tra 5° e 6°, posizionandolo stabilmente nella regione interna della fascia principale. L’analisi dei parametri orbitali di Flora è rilevante anche per il suo ruolo di corpo principale della famiglia asteroidale di Flora, un gruppo di asteroidi che condividono elementi orbitali simili e che si ritiene derivino dalla frammentazione di un progenitore comune. Le dinamiche di questa famiglia risultano di particolare interesse per la correlazione ipotizzata con alcune tipologie di meteoriti condritiche ordinarie rinvenute sulla Terra.

Caratteristiche fisiche

Le osservazioni spettroscopiche e fotometriche indicano che Flora appartiene alla classe degli asteroidi di tipo S, caratterizzati da una composizione ricca di silicati di ferro e magnesio, in particolare olivina e pirosseni, con una frazione di metalli ferrosi. La sua albedo, stimata tra 0,20 e 0,24, è coerente con quella di altri asteroidi di tipo S e risulta significativamente superiore rispetto agli asteroidi di tipo C, caratterizzati da una composizione prevalentemente carbonacea. Questa elevata riflettività consente a Flora di raggiungere magnitudini che ne facilitano l’osservazione, rendendolo uno degli oggetti più luminosi della fascia principale interna. La correlazione tra la composizione di Flora e quella della sua famiglia asteroidale supporta l’ipotesi che questa popolazione derivi dalla disgregazione di un corpo progenitore con analoghe caratteristiche mineralogiche.

Curve di luce, periodo di rotazione e forma

L’analisi delle curve di luce di (8) Flora ha permesso di determinare un periodo di rotazione di circa 12,86 ore. Studi fotometrici condotti nel corso di diverse campagne osservative hanno confermato con buona precisione questo valore, pur evidenziando variazioni minime dovute a differenti condizioni osservative e metodologie di riduzione dei dati.

L’ampiezza della curva di luce suggerisce che Flora possieda una forma irregolare, ma non eccessivamente allungata. Le variazioni periodiche di luminosità sono attribuibili a disomogeneità superficiali, probabilmente riconducibili a crateri, rilievi e altre strutture morfologiche risultanti da impatti avvenuti nel corso della sua storia evolutiva.

Come e quando osservarlo

(8 Flora) sarà in opposizione il 12 Marzo, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 9,7. Il suo moto sarà di 0,71 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (8) Flora trasformarsi in una bella striscia luminosa di 28 secondi d’arco.

(18) Melpomene

Scoperta e nomenclatura

La scoperta di (18) Melpomene si colloca nello stesso fervente contesto scientifico che, pochi anni prima, aveva portato all’individuazione di (8) Flora. Come quest’ultimo, anche Melpomene fu individuato dall’astronomo britannico John Russell Hind presso l’osservatorio privato di George Bishop a Regent’s Park, Londra. L’oggetto venne identificato il 24 giugno 1852, in un periodo in cui la catalogazione sistematica degli asteroidi stava prendendo forma, grazie ai progressi nella strumentazione astronomica e alla crescente attenzione verso i corpi minori del Sistema Solare.

Il nome Melpomene, assegnato secondo la consolidata tradizione ottocentesca di ispirarsi alla mitologia classica, fa riferimento alla musa greca della tragedia e questa scelta si inserisce nella stessa logica culturale che aveva portato alla denominazione di (8) Flora, dedicato alla dea romana dei fiori.

La scoperta di Melpomene contribuì ulteriormente alla comprensione della fascia principale, che stava emergendo come una struttura dinamicamente complessa e scientificamente rilevante.

Parametri orbitali

I dati orbitali attuali descrivono un’orbita con semiasse maggiore di circa 2,30 UA, collocando stabilmente (18) Melpomene nella regione centrale della fascia principale. Il periodo di rivoluzione attorno al Sole è di circa 3,5 anni terrestri (pari a circa 1280 giorni).

L’eccentricità orbitale, compresa tra 0,20 e 0,25, indica un’orbita moderatamente ellittica, mentre l’inclinazione di circa 10° rispetto all’eclittica è relativamente elevata per un asteroide della fascia principale. L’analisi orbitale di (18) Melpomene è di particolare interesse per lo studio della distribuzione e dell’evoluzione delle popolazioni asteroidali, nonché per la caratterizzazione delle interazioni gravitazionali all’interno della fascia principale.

Caratteristiche fisiche

Dal punto di vista tassonomico, (18) Melpomene appartiene alla classe S, caratterizzata da una composizione dominata da silicati di ferro e magnesio, come olivina e pirosseni, con una frazione di metalli ferrosi. Le analisi spettroscopiche nel visibile e nel vicino infrarosso confermano la presenza delle tipiche bande di assorbimento associate a questi minerali, rafforzando l’ipotesi che gli asteroidi di tipo S siano i progenitori di una parte significativa dei meteoriti condritici ordinari rinvenuti sulla Terra.

Il diametro medio dell’asteroide è stimato in circa 140 km, un valore che lo colloca nella categoria degli asteroidi di medie dimensioni della fascia principale. L’albedo geometrica, coerentemente con altri oggetti della classe S, varia tra 0,20 e 0,26, a seconda della lunghezza d’onda considerata nelle osservazioni fotometriche. Questa elevata riflettività, rispetto agli asteroidi carbonacei di tipo C, contribuisce alla relativa brillantezza di Melpomene durante le opposizioni più favorevoli.

Curve di luce, periodo di rotazione e forma

L’ampio database di osservazioni fotometriche raccolte tra il XX e il XXI secolo consente di determinare con buona precisione il periodo di rotazione di (18) Melpomene, stimato in 11,57 ore. I dati, pubblicati in diverse edizioni del Minor Planet Bulletin e registrati nell’Asteroid Lightcurve Database (LCDB), indicano un’ampiezza della curva di luce compresa tra 0,4 e 0,5 magnitudini.

Queste variazioni di luminosità suggeriscono che l’asteroide abbia una forma irregolare, riconducibile a un ellissoide triaxiale, con asperità e strutture superficiali quali crateri e rilievi. L’interpretazione delle curve di luce, supportata da tecniche di inversione fotometrica, permette di delineare un quadro morfologico coerente con la storia collisionale degli asteroidi della fascia principale. Sebbene questi metodi non possano sostituire un’osservazione diretta, forniscono comunque informazioni fondamentali sulla rotazione e sulla distribuzione delle irregolarità superficiali di Melpomene e più in generale sugli asteroidi.

Come e quando osservarlo

Grazie alla sua elevata albedo e alla posizione orbitale, (18) Melpomene raggiunge, nelle opposizioni più favorevoli, luminosità tali da renderlo visibile anche con telescopi di piccola apertura. Melpomene sarà in opposizione il 24 di Marzo, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 7.9. Il suo moto sarà di 0,68 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (18) Melpomene trasformarsi in una bella striscia luminosa di quasi 27 secondi d’arco.

Febbraio 2025

L’asteroide (29) Amphitrite: storia, caratteristiche e curiosità

Un’illustre scoperta nell’Inghilterra vittoriana

(29) Amphitrite fu individuato il 1º marzo 1854 da Albert Marth dall’osservatorio privato di George Bishop a Regent’s Park, Londra. All’epoca, l’Osservatorio di Bishop era già noto per alcune rilevanti scoperte, fra le quali (7) Iris nel 1847, individuato da John Russell Hind. Il nome “Amphitrite” (in italiano “Anfitrite”) richiama la figura mitologica della ninfa marina sposa di Poseidone, in linea con la tradizione ottocentesca di associare gli asteroidi a divinità greco-romane. Scoprire asteroidi nell’Inghilterra vittoriana era tutt’altro che semplice, a causa dello smog tipico della rivoluzione industriale e del clima spesso nuvoloso. L’osservatorio di George Bishop, tuttavia, disponeva di attrezzature per il tempo all’avanguardia e di un gruppo di astronomi, che riuscirono a ottenere risultati di grande rilievo.

Parametri orbitali: un’orbita quasi circolare

Le osservazioni e i dati raccolti dal Minor Planet Center e dal JPL Small-Body Database della NASA mostrano che Amphitrite si muove attorno al Sole con un semiasse maggiore di circa 2,55 UA, descrivendo un’orbita completata in circa 4,36 anni terrestri. L’eccentricità è di circa 0,07, un valore basso che evidenzia un’orbita quasi circolare. L’inclinazione del piano orbitale, di circa 6,1° rispetto all’eclittica, è relativamente modesta.

Caratteristiche fisiche: Un grande S-type

Amphitrite appartiene alla categoria degli asteroidi di tipo S, composti prevalentemente da silicati di ferro e magnesio e dotati di un’albedo media intorno allo 0,20, valore superiore rispetto a quello tipico degli asteroidi di tipo C (carbonacei). Il diametro medio di (29) Amphitrite è stato stimato in circa 212 km, mentre la magnitudine assoluta (H) si aggira intorno a 7,9, valori che ne fanno uno degli oggetti più luminosi e massicci fra i rocciosi presenti nella fascia principale. Queste caratteristiche lo rendono interessante sia sotto il profilo astronomico sia sotto quello planetologico, poiché gli asteroidi di notevoli dimensioni possono fornire informazioni preziose sulla composizione e sull’evoluzione primordiale del Sistema Solare. A differenza dei frammenti più piccoli, che possono essere stati distrutti o profondamente alterati da collisioni e processi termici, gli asteroidi massicci sono in grado di conservare al loro interno tracce dei processi di accrezione e differenziazione avvenuti miliardi di anni fa.

Un esempio notevole è (4) Vesta, uno degli asteroidi più grandi della fascia principale, il cui studio (anche grazie alla missione Dawn della NASA) ha rivelato prove di una parziale fusione interna e della formazione di un nucleo ferroso. Tali evidenze suggeriscono che, quando un corpo raggiunge certe dimensioni, può trattenere abbastanza calore da innescare processi di differenziazione (separazione di materiali più pesanti verso l’interno e di quelli leggeri verso la superficie). Gli strati così formati—nucleo, mantello e crosta—rimangono come “registro geologico” di eventi verificatisi nelle prime fasi di vita del Sistema Solare.

Confrontando la composizione chimica, la mineralogia e le firme isotopiche dei grandi asteroidi, con quelle riscontrate nei meteoriti (molti dei quali sono frammenti distaccatisi nel tempo proprio da corpi maggiori), diventa possibile ricostruire i meccanismi di formazione planetaria, i tempi in cui si sono verificati i diversi processi termici e la sequenza degli impatti che ha caratterizzato la fascia principale e questo fornisce indizi fondamentali sulla distribuzione iniziale degli elementi e sul graduale assemblaggio dei protopianeti, facendo luce sull’evoluzione complessiva del nostro Sistema Solare.

Curve di luce, periodo di rotazione e forma

Dalle molteplici campagne osservative emerge che (29) Amphitrite possiede un periodo di rotazione di circa 5,39 ore. Le curve di luce indicano un’ampiezza di variazione compresa in genere fra 0,2 e 0,4 magnitudini, a seconda dell’angolo di fase e delle condizioni di osservazione. Tale regolarità suggerisce che l’asteroide ruoti in maniera abbastanza uniforme, pur lasciando spazio a possibili irregolarità superficiali. L’analisi fotometrica, infatti, da sola non è sufficiente a definire con esattezza la morfologia del corpo, tuttavia può fornire buoni indizi su forma e orientamento dell’asse di rotazione attraverso il processo di inversione delle curve di luce.

L’inversione delle curve di luce è una tecnica di analisi fotometrica che permette di ricostruire la forma tridimensionale e l’orientamento dell’asse di rotazione di un asteroide utilizzando una serie di misurazioni di luminosità raccolte in differenti apparizioni e da diversi osservatori. Come ben sappiamo, quando un asteroide ruota, la quantità di luce che riflette (ossia la sua magnitudine apparente) varia leggermente in funzione dell’angolo di visione e della geometria lluminazione/osservatore. Registrando queste variazioni (le “curve di luce”) e combinandole con un appropriato modello matematico, si riesce a risalire alla geometria della rotazione ed alla forma generale del corpo. Per ottenere un modello accurato servono osservazioni fotometriche in più fasi orbitali (idealmente anche distribuite su diverse opposizioni), in modo che l’asteroide venga “visto” sotto molteplici angoli. Le procedure di inversione consentono di stimare gli assi principali di un eventuale ellissoide (o poliedro) che meglio approssima il corpo reale e di individuare il polo di rotazione in coordinate eclittiche.

Nel caso di (29) Amphitrite, la forma ricostruita non risulta eccessivamente irregolare; i modelli attuali descrivono Amphitrite come un solido triaxiale con rapporto fra gli assi abbastanza vicino a 1: in altre parole, non è un corpo estremamente “piatto” o “allungato”, ma presenta comunque differenze di dimensione misurabili fra un asse e l’altro. Le soluzioni di inversione, disponibili in database come il DAMIT (Database of Asteroid Models from Inversion Techniques) e citate in articoli pubblicati sul Minor Planet Bulletin, indicano inoltre che l’asse di rotazione di Amphitrite è inclinato di diversi gradi rispetto all’eclittica, con un valore di longitudine e latitudine del polo che rientra in un range di soluzioni molto simili tra loro.

Come e quando osservarlo

In occasione di opposizioni particolarmente favorevoli, Amphitrite può arrivare a magnitudini di circa 8, valore sufficiente per consentire l’osservazione con telescopi di piccola o media apertura e, a volte, persino con binocoli di buona qualità.

(29) Amphitrite sarà in opposizione il 12 Febbraio. In questo frangente raggiungerà la massima brillantezza con una magnitudine di 9.2. Il suo moto sarà di 0,63 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (29) Amphitrite trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.

Riferimenti bibliografici

Le informazioni citate derivano dai dati ufficiali riportati dal Minor Planet Center (https://minorplanetcenter.net/), dal JPL Small-Body Database (https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/sbdb_lookup.html#/) e dai lavori di fotometria pubblicati sul Minor Planet Bulletin. Dati relativi alle composizioni e alle classificazioni degli asteroidi di tipo S e dei meteoriti condriti ci sono disponibili presso i database della NASA (PDS) e della USGS.

Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Gennaio 2025

Il mese di gennaio 2025 offre un’opportunità unica per osservare alcuni dei più affascinanti asteroidi visibili nel nostro cielo. Con condizioni favorevoli e momenti di opposizione ideali, diversi corpi celesti si mostrano al massimo della loro brillantezza, rendendosi accessibili anche agli astrofili dotati di strumentazione amatoriale. Tra i protagonisti del mese troviamo il carbonaceo (79) Eurynome, il massiccio (14) Irene e l’interessante NEA (887) Alinda, che effettuerà un passaggio ravvicinato alla Terra. Questo articolo ti guiderà alla scoperta delle loro caratteristiche e dei momenti migliori per osservarli, con utili suggerimenti tecnici per ottimizzare le tue osservazioni. Prepara il telescopio e scopri insieme a noi il fascino di questi piccoli giganti del sistema solare.

(79) Eurynome

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.400 giorni (3.83 anni) ad una distanza compresa tra le 1.98 e le 2.91 unità astronomiche (rispettivamente, 296.203.784 Km al perielio e 435.329.804 Km all’afelio). Deve il suo nome Eurinome, spesso identificata come una divinità o una ninfa che, unendosi a Zeus, generò le Cariti (o Grazie). Scoperto il 14 settembre 1863 dall’astronomo James Craig Watson presso l’Osservatorio di Ann Arbor (Michigan, USA), (79) Eurynome misura all’incirca 70 Kilometri di diametro ed  è classificato come un asteroide di tipo C (carbonaceo) o X, a seconda delle diverse classificazioni: ciò indica probabilmente una composizione ricca di carbonio e/o di composti metallici. (79) Eurynome sarà in opposizione il 7 di Gennaio. In questo frangente raggiungerà la massima brillantezza con una magnitudine di 10.3, il suo moto sarà di 0,65 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (79) Eurynome trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

(675) Ludmilla

Sempre il 7 di gennaio avremo in opposizione (675) Ludmilla, un asteroide di fascia principale di circa 70 Km che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.680 giorni (4.60 anni) ad una distanza compresa tra le 2.20 e le 3.33 unità astronomiche (rispettivamente, 329.115.316 Km al perielio e 498.160.909 Km all’afelio). L’origine del nome non è certa, ma “Ludmilla” (o “Ljudmila”, “Ludmila”) è un nome femminile slavo piuttosto diffuso. Potrebbe riferirsi a Santa Ludmilla di Boemia (una santa ceca del IX-X secolo) o semplicemente al significato del nome slavo (spesso tradotto come “cara al popolo”). E’ stato scoperto da J. H. Metcalf il 30 Agosto del 1908. Al momento dell’opposizione  raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 11.2. Il suo moto sarà di 0,64 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (675) Ludmilla trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

(14) Irene

(14) Irene è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.520 giorni (4.16 anni) ad una distanza compresa tra le 2.16 e le 3.02 unità astronomiche (rispettivamente, 323.131.401 Km al perielio e 451.785.570 Km all’afelio). Deve il suo nome a Eirene, Divinità personificazione della pace. Scoperto da John Russel Hind il 19 Maggio 1851, questo grande asteroide (all’incirca 152 Kilometri di diametro) è classificato come asteroide di tipo S, caratterizzato da una composizione ricca di silicati ferrosi, nichel e ferro metallico. Sarà in opposizione il 10 di Gennaio. In questo frangente raggiungerà la massima brillantezza con una magnitudine di 9.7.  Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (14) Irene trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

(51) Nemausa

(51) Nemausa è un grande asteroide di fascia principale di circa 150Km che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.330 giorni (3.64 anni) ad una distanza compresa tra le 2.21 e le 2.52 unità astronomiche (rispettivamente, 330.611.294 Km al perielio e 376.986.634 Km all’afelio). Deve il suo nome alla città francese di Nîmes. E’ stato scoperto da Joseph Jean Pierre Laurent il 22 Gennaio 1858. Studi fotometrici e spettroscopici suggeriscono che possa rientrare tra i tipi carbonacei (C/G), con un albedo piuttosto basso tipico di questo tipo di asteroidi. (51) Nemausa raggiungerà l’opposizione il 17 Gennaio, momento nel quale raggiungerà magnitudine 10.7. Il suo moto sarà di 0,67 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini, anche in questo caso, potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 4/5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (51) Nemausa trasformarsi in una bella striscia luminosa di 27 secondi d’arco.

(887) Alinda

(887) Alinda è un asteroide NEA (Near Earth Asteroid) appartenente al gruppo Amor, scoperto il 3 gennaio 1918 dall’astronomo tedesco Max Wolf presso l’Osservatorio di Heidelberg, in Germania. Deve il suo nome all’antica città di Alinda, situata nella storica regione della Caria, nell’odierna Turchia. È noto  per aver dato il nome al gruppo Alinda, un insieme di asteroidi accomunati da specifiche caratteristiche orbitali legate a una risonanza orbitale con Giove. L’orbita di (887) Alinda ha un semiasse maggiore di circa 2,5 unità astronomiche e un’eccentricità piuttosto elevata. Questo lo pone vicino alla risonanza 3:1 con Giove, un fenomeno per cui il rapporto fra i tempi di rivoluzione di Alinda e del pianeta gigante è pari a tre a uno. Tale risonanza tende a far aumentare l’eccentricità dell’asteroide nel tempo, portandolo progressivamente a intersecare le orbite dei pianeti interni, compresa quella della Terra. Sebbene ciò non lo classifichi come un oggetto immediatamente pericoloso, rappresenta comunque un interessante esempio di come l’influenza gravitazionale di Giove possa modificare l’orbita di un corpo minore con il passare dei millenni. Dal punto di vista della composizione, Alinda è considerato un asteroide di tipo S,  prevalentemente roccioso, composto da silicati ferrosi e nichel-ferro. Il suo diametro stimato è di circa 4.2 chilometri, abbastanza grande da renderlo osservabile anche con strumentazione amatoriale nei periodi di migliore visibilità.

L’8 di gennaio (887) Alinda effettuerà un passaggio ravvicinato transitando a 0.082 unità astronomiche dalla terra, poco più di 12 milioni di kilometri, raggiungendo la nona magnitudine e rimanendo osservabile anche nei giorni successivi. I giorni precedenti il passaggio il NEA viaggerà intorno ai 6 secondi d’arco al minuto, per poi accellerare fino a raggiungere gli 8.4 arcosecondi al minuto. Per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini, dovremo quindi utilizzare utilizzare tempi di esposizione non superiori ai 20 secondi.

Le effemeridi per il proprio sito osservativo potranno essere calcolate utilizzando il Minor Planet Ephemeris Service:

https://minorplanetcenter.net/iau/MPEph/MPEph.html

Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Dicembre 2024

Con l’arrivo di dicembre, il cielo ci regala un’opportunità imperdibile per osservare alcuni tra gli asteroidi più affascinanti della fascia principale, che raggiungono la loro opposizione durante questo mese quindi si trovano, rispetto alla Terra, nel punto opposto al Sole che può così illuminarli per l’interezza.

La rubrica “Asteroidi” vi guida attraverso gli appuntamenti del mese, fornendo dettagli sulle caratteristiche e le curiosità di questi corpi celesti. Con mappe stellari, consigli per le osservazioni e specifiche tecniche di ripresa, potrete seguire il moto degli asteroidi e, magari, catturare la loro traccia luminosa con una lunga esposizione.

Di seguito, il calendario degli asteroidi in opposizione a dicembre, ognuno con una storia affascinante e caratteristiche uniche. Preparate telescopi e fotocamere per vivere un viaggio attraverso il Sistema Solare, restando seduti comodamente sotto il cielo invernale. Buone osservazioni!

(13) Egeria

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.510 giorni (4.13 anni) ad una distanza compresa tra le 2.36 e le 2.80 unità astronomiche (rispettivamente, 535.050.973 Km al perielio e 418.874.036 Km all’afelio). Deve il suo nome a Egeria, Divinità protettrice delle nascite e delle acque sorgive. Scoperto da Annibale de Gasparis il 2 Novembre 1850, questo grande asteroide, che misura all’incirca 220 Kilometri di diametro, appartiene alla classe spettrale G. Gli asteroidi di questo tipo sono ricchi di materiali carboniosi e silicati idrati, indicando una possibile presenza di acqua. (13) Egeria sarà in opposizione il 4 di Dicembre. In questo frangente raggiungerà la massima brillantezza con una magnitudine di 10.1.  Il suo moto sarà di 0,71 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (13) Egeria trasformarsi in una bella striscia luminosa di 28 secondi d’arco.

(15) Eunomia

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.570 giorni (4.30 anni) ad una distanza compresa tra le 2.15 e le 3.14 unità astronomiche (rispettivamente, 321.635.421 Km al perielio e 469.737.312 Km all’afelio). E’ il membro più grande dell’omonima famiglia di Asteoridi e deve il suo nome a Eunomia, antica divinità Greca. Una delle Ore, Figlia di Zeus e di Temi, Eunomia era la personificazione della legalità e del buon governo. Scoperto da Annibale de Gasparis il 29 Luglio 1851, questo imponente asteroide misura circa 250 Km di diametro ed appartiene al tipo S, composto principalmente da silicati, nichel e ferro. (15) Eunomia sarà in opposizione l’8 Dicembre, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 8.2. Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5/6 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (15) Eumonia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

(69) Hesperia

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.880 giorni (5.15 anni) ad una distanza compresa tra le 2.47 e le 3.48 unità astronomiche (rispettivamente, 369.506.741 Km al perielio e 520.600.590 Km all’afelio). Deve il suo nome a Esperia, antico nome dell’Italia datole originariamente dai Greci per via della sua posizione occidentale. Scoperto da Giovanni Schiapparelli il 29 Aprile 1861, questo grande asteroide (110 Kilometri di diametro) appartiene al tipo M, una classificazione che suggerisce una composizione ricca di metalli, come nichel e ferro, e talvolta anche di silicati. La sua natura metallica lo rende un interessante oggetto per gli studi sulla differenziazione planetaria, suggerendo che potrebbe essere un frammento del nucleo di un antico protopianeta. (69) Hesperia sarà in opposizione il 15 Dicembre brillando di magnitudine 10.7.  Il suo moto sarà di 0,56 secondi d’arco al minuto, quindi, utilizzando tempi di esposizione fino a 5 minuti manterremo l’oggetto di aspetto puntiforme. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (69) Hesperia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.

(116) Sirona

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.680 giorni (4.60 anni) ad una distanza compresa tra le 2.38 e le 3.16 unità astronomiche (rispettivamente, 356.042.932 Km al perielio e 472.729.271 Km all’afelio). Prende il nome da una dea celtica della salute, della guarigione e delle sorgenti. Nella mitologia celtica, Sirona era spesso associata a pozzi e fonti sacre, simboli di purificazione e rinnovamento. Scoperto l’8 settembre 1871 dall’astronomo canadese-americano Christian Heinrich Friedrich Peters, con i suoi “soli” 71 Kilometri di diametro non è certamente tra i più grandi asteroidi ad oggi conosciuti. E’ un asteroide di tipo S, con una composizione prevalentemente rocciosa e silicatica con presenza di nichel e ferro, caratterizzato da una superficie di medio albedo. (116) Sirona sarà in opposizione il 24 di Dicembre brillando ad una magnitudine di 11.2.  Il suo moto sarà di 0,60 secondi d’arco al minuto, quindi, con tempi di esposizione fino a 5 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Volendo ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (116) Sirona  trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.

Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Novembre 2024

(11) Parthenope

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.400 giorni (3.83 anni) ad una distanza compresa tra le 2.21 e le 2.70 unità astronomiche (rispettivamente, 330.611.293 Km al perielio e 403.914.249 Km all’afelio). Deve il suo nome a Parthenope, una delle Sirene nella mitologia Greca che, si narra in una tarda leggenda, morì gettandosi in mare assieme alle sorelle per l’insensibilità del prode Ulisse al loro Canto. Fu scoperto l’11 maggio 1850 dall’astronomo italiano Annibale de Gasparis presso l’Osservatorio Astronomico di Capodimonte a Napoli. Si tratta dell’undicesimo asteroide catalogato, da cui deriva il numero 11 nel suo nome. Dal punto di vista fisico Parthenope misura 149 kilometri di diametro ed è composto prevalentemente da silicati di ferro e magnesio, con un albedo relativamente alto tipico degli asteroidi di tipo S. Quest’anno sarà in opposizione il 13 Novembre brillando di magnitudine 9.8.  Il suo moto sarà di 0,65 secondi d’arco al minuto, quindi, con tempi di esposizione fino a 5 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Per ottenere invece una traccia di movimento dovremo esporre (od integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (11) Parthenope trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

(36183) 1999 TX16

Asteroide Near Earth di classe Amor scoperto dal progetto LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research), un programma gestito dal Laboratorio Lincoln del MIT, in collaborazione con l’Aeronautica degli Stati Uniti e la NASA. La scoperta è avvenuta presso il sito di Socorro, New Mexico, nel 1999. LINEAR è uno dei principali contributori alla ricerca sugli asteroidi, responsabile dell’identificazione di una grande quantità di asteroidi NEA-EARTH dagli anni ’90 in poi. Questo asteroide di circa 2,3 chilometri di diametro completa un’orbita attorno al Sole in 706 giorni, con una distanza minima di 1.04 unità astronomiche ed una massima di 2.07 (rispettivamente, 155.581.786 Km al perielio e 309.667.592 Km all’afelio). Il suo periodo di rotazione è di circa 5,61 ore. Ha un’albedo relativamente bassa, con una superficie scura e scarsamente riflettente. La classe spettrale a cui appartiene suggerisce la presenza di materiali organici e possibili composti primitivi. (36183) 1999 TX16 effettuerà un passaggio ravvicinato il 13 novembre 2024 alle ore 12:57 UT, a una distanza di circa 20 milioni di chilometri dalla terra raggiungendo magnitudine 13.2. Il suo moto angolare sarà di 12,95 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto risulti puntiforme nelle  nostre immagini, dovremo utilizzare tempi di esposizione non superiori a 15 secondi.

Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Ottobre 2024

(39) Laetitia

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.680 giorni (4.60 anni) ad una distanza compresa tra le 2.46 e le 3.08 unità astronomiche (rispettivamente, 368.010.760 Km al perielio e 460.761.440 Km all’afelio). Deve il suo nome alla divinità Romana Laetitia, personificazione della gioia. Scoperto da Jean Chacornac l’8 Febbraio 1856, (39) Laetitia misura 179 Kilometri di diametro ed ha un’albedo relativamente alto, consueto negli asteroidi di tipo S composti principalmente da silicati di ferro e magnesio, con una possibile presenza di metalli.  Quest’anno sarà in opposizione il 7 Ottobre raggiungendo la magnitudine di 9.1. Il suo moto sarà di 0,60 secondi d’arco al minuto, quindi, utilizzando tempi di esposizione fino a 5 minuti manterremo l’oggetto di aspetto puntiforme. Per ottenere una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (39) Laetitia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.

(19) Fortuna

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.390 giorni (3.81 anni) ad una distanza compresa tra le 2.06 e le 2.83 unità astronomiche (rispettivamente, 308.171.612 Km al perielio e 423.361.972 Km all’afelio). Deve il suo nome alla divinità Romana Fortuna, dea del caso e del destino. Scoperto da John Russell Hind il 22 Agosto 1852, con i suoi 225 Kilometri di diametro è più tra i più grandi asteroidi ad oggi conosciuti. È un asteroide di tipo C, composto principalmente da carbonio e materiali primitivi, caratterizzato da una superficie scura dal basso albedo. Sarà in opposizione il 16 di Ottobre brillando ad una magnitudine di 9.3.  Il suo moto sarà di 0,61 secondi d’arco al minuto, quindi, con tempi di esposizione fino a 5 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Volendo ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (19) Fortuna trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24secondi d’arco.

(10) Hygiea

Quarto asteroide per massa e volume e con i suoi di 434 KM di diametro si stima che  da solo contenga  il 3 % della massa complessiva dell’intera fascia principale.  Deve il suo nome alla divinità Greca Hygiea, personificazione della sanità fisica e intellettuale. Scoperto da Annibale Gasparis il 12 Aprile 1849, Hygiea è il quarto Asteoroide della fascia in ordine di grandezza ed il progenitore dell’omonima famiglia che si ritiene nata dall’impatto con un oggetto di grandi dimensioni, avvenuto all’incirca 2 miliardi di fa. La sua superfcie è molto scura, caratteristica questa tipica dei corpi asteoridali di tipo C composti da materiali carbonacei e primitivi. Questo suo basso albedo comporta che nonostante le sue considerevoli dimensioni Hygiea risulti sempre piuttosto debole, raggiungendo la nona magnitudine esclusivemente durante le opposizione più favorevoli. Alcune immagini della sua superficie riprese nel 2017 dal Very Large Telescope hanno rivelato la presenza di due grandi crateri, rispettivamente di 180 e 90 KM di diametro, e di un’area sensibilmente più chiara risultante dell’esposizione di materiale sub-superficiale, probabilmente emerso a seguito di un’impatto. (10) Hygiea sarà in opposizione il 21 Ottobre, brillando ad una magnitudine di 10.5. Il suo moto sarà di 0,51 secondi d’arco al minuto, quindi, anche in nel suo caso, con tempi di esposizione fino a 5 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Volendo ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (10) Hygiea trasformarsi in una bella striscia luminosa di 21 secondi d’arco.

(511) Davida

Il più grande e il più massiccio asteroide della fascia principale ad oggi noti. Compie un’orbita intorno al Sole ogni 2.050 giorni (5.61 anni) ad una distanza compresa tra le 2.56 e le 3.76 unità astronomiche (rispettivamente, 382.970.549 Km al perielio e 562.487.994 Km all’afelio). E’ stato così chiamato in onore di David Peck Todd, astronomo che ha guidato numerose spedizioni internazionali per osservare e documentare le eclissi solari negli anni che vanno dal 1878 al 1919. Scoperto il 30 maggio 1903 dall’astronomo Raymond Smith Dugan, questo imponente asteroide (misura all’incirca 300 Kilometri di diametro) presenta anch’esso una superficie scura, ricca di carbonio, con l’albedo molto basso tipico degli asteroidi di tipo C. (511) Davida sarà in opposizione il 31 di ottobre, momento in cui raggiungerà la magnitudine di 10.4. Il suo moto sarà di 0,53 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto risulti puntiforme nelle  nostre immagini, potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (511) Davida trasformarsi in una bella striscia luminosa di 21 secondi d’arco.

Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Settembre 2024

(194) Prokne

Asteroide di fascia principale compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.550 giorni (4.24 anni) ad una distanza compresa tra le 2.00 e le 3.24 unità astronomiche (rispettivamente, 299.195.741 Km al perielio e 411.394.144 Km all’afelio). Deve il suo nome a Prokne, mitica figlia di Pandione re di Atene, sorella di Filomela. Scoperto il 21 marzo 1879 da Christian Heinrich Friedrich Peters, (194) Prokne è un asteroide con un diametro stimato di circa 150 chilometri ed è classificato come un asteroide di tipo C. Gli asteroidi di tipo C sono noti per avere una bassa albedo (riflettività), il che significa che riflettono solo una piccola frazione della luce solare che ricevono a causa della loro superficie scura, ricca di materiali carboniosi. (194) Prokne sarà in opposizione il 2 di Settembre, quando raggiungerà magnitudine 9.5. Il suo moto sarà di 0,88 secondi d’arco al minuto, quindi, con tempi di esposizione fino a 4 minuti ne preserveremo l’aspetto puntiforme. Volendo ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (194) Prokne trasformarsi in una bella striscia luminosa di 35 secondi d’arco.

(20) Massalia

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.370 giorni (3.75 anni) ad una distanza compresa tra le 2.06 e le 2.75 unità astronomiche (rispettivamente, 308.171.612 Km al perielio e 411.394.143 Km all’afelio). Massalia è un asteroide di tipo S, a composizione prevalentemente silicatica. Gli asteroidi di tipo S sono composti principalmente da silicati ferrosi e nichel-ferro ed hanno una superficie relativamente brillante con un’albedo (riflettività) relativamente alta. (20) Massalia è membro della famiglia di asteroidi Masssalia che popola le regioni interne della fascia principale. Si ritiene che la famiglia asteroidale sia nata a seguito di una antica collisione che ha frammentato un corpo progenitore più grande. L’evento catastrofico ha generato numerosi pezzi che hanno poi assunto tutti caratteristiche orbitali simili, e Massalia,  con i sui 145 Km di diametro, è il resto più grande. Scoperto da Annibale Gasparis il 19 Settembre 1852, questo grande asteroide raggiungerà l’opposizione il 29 Settembre, momento nel quale raggiungerà magnitudine 9.2. Il suo moto sarà di 0,65 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini, anche in questo caso, potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (20) Massalia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Agosto 2024

(16) Psyche

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.830 giorni (5.01 anni) ad una distanza compresa tra le 2.53 e le 3.32 unità astronomiche (rispettivamente, 378.482.611 Km al perielio e 496.664.928 Km all’afelio). Deve il suo nome alla mitologica figura di Psyche. Scoperto da Annibale Gasparis il 17 Marzo 1852, questo grande asteroide che misura 226 Kilometri di diametro è composto principalmente da ferro e nichel, con piccole quantità di silicio e altri elementi (Tipo M). il 13 Ottobre 2023 è stata lanciata una sonda robotica che avrà il compito di esplorare (16) Psyche, con arrivo previsto nel 2029. La missione, denominata “Psyche”, ha l’obiettivo di studiare la composizione, la topografia, la gravità e il magnetismo dell’asteroide. (16) Psyche sarà in opposizione il 5 di agosto, momento in cui raggiungerà la magnitudine di 9.7. Il suo moto sarà di 0,54 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto risulti puntiforme nelle  nostre immagini, potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (16) Psyche trasformarsi in una bella striscia luminosa di 22 secondi d’arco.

(7) Iris

Asteroide di fascia principale, il quarto in ordine di luminosità, che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.350 giorni (3.70 anni) ad una distanza compresa tra le 1.84 e le 2.94 unità astronomiche (rispettivamente, 275.260.082 Km al perielio e 439.817.740 Km all’afelio). Deve il suo nome al personaggio mitologico Iride, figlia di Taumante e di Elettra, personificazione dell’arcobaleno e messaggera degli dei. Scoperto dall’astronomo John Russell Hind il 13 Agosto 1847, questo imponente asteroide di circa 200 Km di diametro ha un’albedo relativamente alta e si ritiene che sia composto principalmente da silicati di ferro e magnesio, con una possibile presenza di metalli (Tipo S). L’alta riflettività della sua superficie lo rende il quarto oggetto più luminoso nella fascia degli asteroidi dopo Vesta, Cerere e Pallade, e nelle opposizioni vicino al perielio, Iris può raggiungere una magnitudine di 6.7, brillando quanto Cerere nei suoi momenti di massima luminosità. (7) Iris sarà in opposizione il 6 Agosto, momento nel quale raggiungerà magnitudine 8.3. Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (7) Iris trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

(737) Arequipa

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.520 giorni (4.16 anni) ad una distanza compresa tra le 1.96 e le 3.22 unità astronomiche (rispettivamente, 293.211.827 Km al perielio e 481.705.144 Km all’afelio). Deve il suo nome in onore della città peruviana di Arequipa, sede dell’Osservatorio Boyden di Harvard fino al 1927. La sua superficie è composta principalmente da silicati e metalli (Tipo S), simile a quella di molti altri asteroidi della fascia principale. Scoperto dall’astronomo americano Joel Hastings Metcalf il 7 dicembre 1912, questo grande asteroide di circa 47 km sarà in opposizione il 7 di Agosto, e in questo frangente raggiungerà la magnitudine 11. Il suo moto angolare sarà modesto, 0,59 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (737) Arequipa trasformarsi in una bella striscia luminosa di 24 secondi d’arco.

(44) Nysa

Asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.380 giorni (3.78 anni) ad una distanza compresa tra le 2.06 e le 2.78 unità astronomiche (rispettivamente, 308.171.614 Km al perielio e 415.882.081 Km all’afelio).

Deve il suo nome alla mitica montagna di Nysa alle cui Ninfe fu affidato il compito di allevare il piccolo Dioniso. Scoperto dall’astronomo Hermann Goldschmidt il 27 Maggio 1857, questo grande asteoride classificato di tipo E (la sua superficie mostra la presenza di enstatite) é il membro principale della famiglia Nysa ed è stato oggetto di studio da parte della missione Hayabusa nel 2003 e della missione Dawn nel 2018. (44) Nysa sarà in opposizione il 27 Agosto, momento nel quale raggiungerà la magnitudine 10.1. Il suo moto sarà di 0,63 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (44) Nysa trasformarsi in una bella striscia luminosa di 25 secondi d’arco.

Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Luglio 2024

(1) Ceres

(1) Ceres è il più grande asteroide della fascia principale tanto che da solo costituisce il 40% della massa stimata dell’intera cintura degli asteroidi. Compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.680 giorni (4.60 anni) ad una distanza compresa tra le 2.55 e le 2.99 unità astronomiche (rispettivamente, 381.474.570 Km al perielio e 447.297.633 Km all’afelio). La sua superficie è composta principalmente da silicati con la presenza di minerali carbonati e argille e di significative quantità di ghiaccio d’acqua, specialmente nelle regioni più ombreggiate e nei crateri profondi. Una delle scoperte più sorprendenti della missione Dawn è stata la presenza di depositi di sali, in particolare solfati di sodio, come l’hexahidrite, e cloruri. Questi sali sono particolarmente visibili nelle macchie luminose del cratere Occator, che sono interpretate come depositi di materiale salino lasciato dall’evaporazione di acqua salmastra che si è sublimata o evaporata. La missione Dawn ha inoltre rilevato la presenza di materiali organici, molecole a base di carbonio, i costituenti fondamentali della vita sulla Terra. Ceres ha un un diametro medio di 939 km ed una ha una superficie tormentata e fortemente craterizzata dove il più grande cratere è costituito dal bacino di Kerwan, che si estende in larghezza per oltre 280 km. La regione polare nord presenta un numero maggiore di crateri rispetto alla regione equatoriale e si conoscono almeno tre grandi bacini poco profondi che si pensa siano i resti di antichi crateri da impatto, dei quali il più esteso, la Vendimia Planitia, con i suoi 800 km di diametro, rappresenta la più grande struttura geografica ad oggi conosciuta. (1) Ceres sarà in opposizione il 5 di Luglio, di certo l’ateroide le mese più interessante In questo frangente raggiungerà la  magnitudine di 7.3, il suo moto sarà di 0,58 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (1) Ceres trasformarsi in una bella striscia luminosa di 23 secondi d’arco.

(40) Harmonia

(40) Harmonia è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.250 giorni (3.42 anni) ad una distanza compresa tra le 2.16 e le 2.37 unità astronomiche (rispettivamente, 323.131.401 Km al perielio e 354.546.954 Km all’afelio). E’ stato scoperto dall’astronomo e pittore Hermann Mayer Salomon Goldschmidt il 31 Marzo 1856 e deve il suo nome a Armonia figlia di Ares e Afrodite, Dea della concordia e personificazione  dell’ordine morale e sociale. Questo grande asteroide ha un diametro di circa 107 Km ed una superficie composta in prevalenza da silicati e metalli (Tipo S). (40) Harmonia sarà in opposizione il 20 Luglio, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 8.9. Il suo moto sarà di 0,66 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (40) Harmonia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.

Mondi in miniatura – Asteroidi del mese di Giugno 2024

(68) Leto

(68) Leto è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.700 giorni (4.65 anni) ad una distanza compresa tra le 2.27 e le 3.30 unità astronomiche (rispettivamente, 339.587.165 Km al perielio e 493.672.971 Km all’afelio). E’ stato scoperto il 29 Aprile 1861 dall’astronomo tedesco Karl Theodor Robert Luther. Deve il suo nome a Leto, madre di Apollo e di Artemide. Questo grande asteroide ha un diametro di circa 122 Km con una superficie che riflette relativamente bene la luce solare, indicando una composizione di silicati e metalli (Tipo S). (68) Leto sarà in opposizione il 19 Giugno, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 10.3. Il suo moto sarà di 0,58 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (68) Leto trasformarsi in una bella striscia luminosa di 23 secondi d’arco.

(42) Isis

(42) Isis è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.390 giorni (3.81 anni) ad una distanza compresa tra le 1.90 e le 2.99 unità astronomiche (rispettivamente, 284.235.954 Km al perielio e 447.297.633 Km all’afelio). Scoperto dall’astronomo inglese Norman Robert Pogson il 23 maggio 1856 presso l’Osservatorio Radcliffe a Oxford, prende il nome dalla dea egizia Iside, ma anche dalla figlia di Pogson, Elizabeth Isis Pogson. Questo grande asteroide di circa 100 Km di diametro ha una composizione superficiale di silicati e metalli (Tipo S) ed il suo spettro rivela una forte presenza del minerale olivina, una rarità nella fascia degli asteroidi. (42) Isis sarà in opposizione il 27, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 9.4. Il suo moto sarà di 0,67 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (42) Isis trasformarsi in una bella striscia luminosa di quasi 27 secondi d’arco.

(471) Papagena

(471) Papagena è un asteroide di fascia principale che compie un’orbita intorno al Sole ogni 1.790 giorni (4.90 anni) ad una distanza compresa tra le 2.23 e le 3.55 unità astronomiche (rispettivamente, 333.603.252 Km al perielio e 531.072.441 Km all’afelio). E’ stato così chiamato in onore di Papagena, un personaggio dell’opera “Il flauto magico” di Mozart. La sua superficie è composta prevalentemente di rocce silicatiche e metalli (Tipo S) il che lo rende simile a molti altri corpi della fascia principale. Scoperto da  Max Wolf il 7 di Giugno del 1901, questo grande asteroide di circa 149 Km di diametro sarà in opposizione il 30, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 10.6. Il suo moto sarà di 0,59 secondi d’arco al minuto, quindi, per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle  nostre immagini potremo utilizzare tempi di esposizione fino a 5 minuti. Per ottenere  una traccia di movimento dovremo esporre (o integrare) per un tempo più lungo, e con 40 minuti di posa vedremo (471) Papagena trasformarsi in una bella striscia luminosa di quasi 24 secondi d’arco.