Antica testimonianza della formazione del sistema Solare, con diametri che vanno da pochi metri fino a raggiungere le centinaia di chilometri, gli asteroidi variano molto in forma, dimensione e conformazione.
Gli asteroidi più grandi [come (4) Vesta] sono plasmati dalla forza di gravità e si pensa possano essere oggetti “differenziati” con una struttura interna a livelli, in cui gli elementi metallici più pesanti si trovano condensati al centro e ne costituiscono un vero e proprio nucleo. Al di sopra del nucleo si ipotizza la presenza di un mantello roccioso, che è a sua volta ricoperto da uno strato più sottile di polvere e frammenti di roccia, la cosiddetta Regolite.
Gli asteroidi più piccoli, quelli con diametro fino ai 150 metri, sono per lo più corpi solidi monolitici di forma irregolare, nati dalla frammentazione a seguito di un impatto di un più grande asteroide progenitore.
Sopra questa dimensione (tra i 200 metri e i 10 km di diametro) troviamo i cosiddetti asteroidi Rubble Pile, che si ritiene essere principalmente degli agglomerati di polvere e roccia, poco densi e scarsamente coesi, tenuti insieme da una tenue forza di gravità [(101955) Bennu ne è un esempio]. I Rubble Pile sono nati a seguito di eventi catastrofici, nei quali i frammenti, generati a seguito di un impatto, non sono andati dispersi ma si sono riaggregati, dando così vita ad un nuovo asteroide.
In quest’ultima classe di oggetti le forze che li mantengono coesi sono così deboli che il periodo di rotazione deve essere superiore alle 2,5 h, pena una nuova frantumazione!
Asteroidi binari
Un altro fenomeno interessante è quello degli asteroidi binari (asteroidi accompagnati da un satellite) e la loro origine può essere molto diversa a seconda della zona in cui si sono formati.
Gli asteroidi binari che popolano la fascia sono perlopiù il prodotto di una collisione di natura catastrofica, seguita dalla reciproca cattura dei singoli frammenti a causa della mutua attrazione gravitazionale, oppure di in un grande evento di craterizzazione, con un riaccumulo in orbita di parte del materiale espulso con l’impatto.
Diversa si ritiene sia l’origine degli asteroidi NEO binari (parleremo più approfonditamente dei Near Earth Object in uno dei prossimi articoli), nei quali, a fronte dell’irraggiamento solare e della successiva riemissione termica (effetto YORP), si può verificare un progressivo aumento della velocità di rotazione, seguita da una dispersione di materiale che viene poi a riaccumularsi in orbita sotto forma di satellite.
Per una piccola percentuale di NEO si pensa che nella formazione di un satellite possa essere implicato un processo di distruzione mareale del corpo, al quale fa quindi seguito una fase di riaggregazione.
(243) Ida [32 Km di diametro], asteroide di Fascia Principale scoperto da Johann Palisa il 29 settembre 1884, è stato il primo asteroide conosciuto per avere un satellite naturale, individuato per la prima volta nel 1993 dalla Sonda Galileo e battezzato in seguito Dactyl [1.4 Kilometri di diametro].
(243) Ida è anche membro della famiglia degli asteroidi Koronis, i cui componenti si ritiene siano i frammenti di un più grande asteroide frantumatosi a seguito di una collisione catastrofica, avvenuta pochi milioni di anni fa.
L’osservazione degli asteroidi
Il mese scorso abbiamo accennato a due modalità di ripresa, che consentono rispettivamente di mantenere l’asteroide di aspetto puntiforme, oppure di trasformarlo in una suggestiva striscia luminosa che ne metta in risalto il movimento.
Oggi introduciamo un’ulteriore opzione.
Come ben sappiamo gli asteroidi hanno una velocità angolare che deve essere tenuta in considerazione: prepareremo quindi la nostra sessione osservativa come di consueto, scaricando le effemeridi dal sito dell’MPC (oppure ci affideremo a quelle calcolate da un programma per planetario al quale avremo cura di aggiornare gli elementi orbitali) e all’atto della ripresa calibreremo i tempi di esposizione in modo da mantenere la forma puntiforme dell’oggetto.
In fase di elaborazione delle immagini utilizzeremo però una tecnica di integrazione leggermente differente, che consiste nella somma delle pose sul moto orario (noto) dell’asteoride, invece che sulle stelle. Così facendo otterremo un interessante risultato: con un tempo di ripresa sufficiente, diciamo almeno una 40ntina di minuti, nelle nostre immagini vedremo l’asteroide spiccare come l’unico oggetto di aspetto puntiforme, circondato da un tripudio di piccole striscie luminose (le stelle di campo).
N.B. Il tempo di integrazione appena suggerito si applica bene agli asteroidi di Fascia principale. Nel caso di asteroidi più veloci e meno luminosi (como i NEO), utilizzeremo tempi di esposizione e di integrazione differenti.
Cosa osservare a Febbraio 2022
(11) Parthenope
(11) Parthenope è un 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.
Scoperto da Annibale Gasparis l’11 Maggio 1850, questo grande asteroide (149 km di diametro) sarà in opposizione il 10 Febbraio del 2022. In questo frangente raggiungerà la massima brillantezza con una magnitudine di 10.1. Ipotizziamo quindi di volerlo riprendere tra le notti del 9 e del 13 (Febbraio) quando solcherà il cielo muovendosi di 0,65 secondi d’arco al minuto. Per far si che l’oggetto mantenga un aspetto puntiforme nelle nostre immagini, dovremo utilizzare dei tempi di esposizione non superiori ai 4/5 minuti. Al fine di ottenere invece la bella traccia che metta in risalto il movimento, dovremo poter esporre (o 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.
(20) Massalia
(20) Massalia è un 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).
È il progenitore della famiglia di asteroidi Massalia che popola le regioni interne della Fascia Principale. Scoperto da Annibale Gasparis il 19 Settembre 1852, questo grande asteroide (145 km di diametro) sarà in opposizione il 4 Febbraio del 2022, momento nel quale raggiungerà la massima luminosità brillando di magnitudine di 8,5.
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 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 (20) Massalia trasformarsi in una bella striscia luminosa di 26 secondi d’arco.
(19) Fortuna
(19) Fortuna 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 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 km di diametro è più tra i più grandi asteroidi ad oggi conosciuti. Sarà in opposizione il 22 Febbraio del 2022 brillando ad una magnitudine di 10,6.
Come nei due casi precedenti, il moto dell’oggetto sarà di 0,65 secondi d’arco al minuto, quindi, con tempi di esposizione fino a 4/5 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 26 secondi d’arco.
