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Sistema Solare – gli asteroidi

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Schema della classificazione degli asteroidi e le possibili corrispondenze con la composizione delle meteoriti. Da un semplice aggregato di detriti, attraverso processi di fusione parziale o totale (oceano di magma) possono formarsi proto-pianeti con differenziazione interna dei minerali, gli elementi chimici più leggeri nella crosta e quelli più pesanti verso il nucleo. Immagine modificata da K. Joy/LPI/E&SS/NASA/Gary Hincks/Science Photo Library

Di cosa sono fatti gli asteroidi?

Nonostante la loro massa totale non superi quella della Luna, gli asteroidi rappresentano una fonte di informazione unica sulle fasi di evoluzione del nostro Sistema Solare.

Oltre alla variabilità dei loro parametri dimensionali, morfologici, dinamici e orbitali, è stata osservata anche una certa variabilità composizionale all’interno del più di un milione di asteroidi classificati finora, fattore che è stato possibile studiare in dettaglio solo negli ultimi decenni grazie alla maggiore risoluzione delle osservazioni nelle finestre del visibile e infrarosso e alle missioni dedicate.

Un grande aiuto nel lavoro di definizione della  composizione degli asteroidi è offerto dalle meteoriti, che per la  maggior parte sono proprio  frammenti dei primi, anche se non sempre è possibile trovare una corrispondenza diretta con il corpo originario.

Lo stesso  spettro delle superfici proprio degli asteroidi potrebbe essere  stato alterato dalla radiazione solare  rendendole più rosse e più metalliche di quanto non siano in realtà (invecchiamento superficiale) e questo ne limiterebbe la diretta corrispondenza con le meteoriti.

Dall’analisi delle luce riflessa nello spettro visibile e infrarosso, indicativa per altro della presenza di specifici minerali sulla superficie degli asteroidi, sono state proposte poco più di una dozzina di classi composizionali, raggruppate sulla base dell’albedo in tre gruppi principali. Circa il 90% degli asteroidi  appartiene quindi classi C, S e M, tre tipologie che danno informazioni sulla storia evolutiva dei corpi planetari (Figura 1).

La classe C raccoglie gli asteroidi più primitivi, poco evoluti, mentre la S e M caratterizzano corpi che hanno subito una fusione e differenziazione magmatica con la formazione di ‘gusci’ a diversa composizione. In analogia con le meteoriti, la classe S e M vengono raggruppate nella superclasse ‘ignea’ di Bell (Bell et alii, 1988).

La classe C, generalmente corrispondente alla composizione delle meteoriti condritiche, è caratterizzata da una bassa albedo ad essa appartiene la maggioranza degli asteroidi conosciuti. È ricca di carbonio (condriti carbonacee) con percentuali variabili di silicati, in particolare di argille, testimonianza della presenza di acqua in questi corpi poco evoluti. Cerere sarebbe l’oggetto meglio rappresentativo di questa classe, anche se le altre sue caratteristiche portano spingono i ricercatori e più un pianeta nano. La Dawn lo ha avvicinato nel 2015evidenziando macchie chiare ricche di sali con ammonio (De Sanctis et alii, 2016) probabilmente formatisi negli ultimi 2 milioni di anni per percolazione di acqua attraverso le fratture generate da un impatto.

Gli asteroidi avvicinati da una missione planetaria. La figura riporta il nome ufficiale, la classe spettrale, il diametro, il periodo di rotazione, la dimensione del semi-asse maggiore e la missione con l’anno. Le classi Le immagini non sono in scala.
La classe V che rappresenta il corpo più evoluto Vesta e la E di Šteins, rientrano nella superclasse ignea.
La classe Q dell’asteroide Braille rappresenta la superclasse ‘metamorfica’ cioè quegli asteroidi che hanno subito una fase iniziale di parziale fusione con la presenza di silicati ricchi di Fe e Mg e anche dei metalli.
Crediti: CNSA | ESA OSIRIS/MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA |
JAXA, U. Tokyo & collaborators | NASA/IPL-Caltech/Goddard/JHUAPL/SwRI/UA/UMD/UCLA/MPS/DLR/IDA.

La figura sopra mette a confronto le diverse tipologie di asteroidi che sono stati osservati da vicino da una missione planetaria.

🖋🖋🖋🖋L’articolo completo è disponibile in Coelum Astronomia n°258 di ottobre/novembre 2022 🖋🖋🖋🖋

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