Fascia di asteroidi

Cintura principale degli asteroidi

Schema del sistema solare interno , fino all'orbita di Giove che mostra le orbite dei pianeti interni e la posizione approssimativa del cuore della fascia degli asteroidi; gli asteroidi troiani sono anche rappresentati.
Nome Sole
tipo spettrale G2 V
magnitudine apparente -26.74
Disco
genere Disco detriti
Caratteristiche orbitali
Semiasse maggiore (a) 1,7 - 4,5   AU  
(limiti larghi)
Caratteristiche fisiche
Massa 3,0-3,6 × 10 21  kg  
(≈ 0,04  M Luna )
Scoperta
Datato Primo arto ( (1) Cérès ) scoperto nel 1801
Informazioni aggiuntive

La fascia principale degli asteroidi (a volte solo fascia di asteroidi o fascia principale ) è una regione del Sistema Solare situata tra le orbite di Marte e Giove . Contiene un gran numero di asteroidi .

Terminologia

La cintura di asteroidi viene talvolta definita "cintura di asteroidi principale" quando si tratta di distinguerla da altre cinture simili nel Sistema Solare. Tutti gli asteroidi in questa fascia sono piccoli corpi del Sistema Solare , ad eccezione di Cerere , che è un pianeta nano .

La denominazione è antica e risale all'epoca in cui si conosceva solo la cosiddetta fascia principale; da allora è stata scoperta la fascia di Kuiper , molto più grande per massa ed estensione, ma al momento non ci sono piani per cambiare la terminologia.

Caratteristiche

Numero

La fascia degli asteroidi contiene diverse centinaia di migliaia di asteroidi conosciuti, e forse diversi milioni, di dimensioni variabili da un granello di polvere a un planetoide di poche centinaia di chilometri di diametro.

Alla fine del 2005, più di 100.000  asteroidi numerati (su circa 120.000) appartenevano alla fascia degli asteroidi. 200.000 altri sono stati elencati, ma non numerati. È stato stimato che più di 500.000 fossero rilevabili visivamente con i mezzi del tempo .

Nel 2018 sono noti 240 asteroidi maggiori di 100  km, mentre uno studio sistematico della fascia nell'infrarosso stimava tra 700.000 e 1.700.000 il numero di asteroidi più grandi di un chilometro. La magnitudine assoluta media di questi asteroidi è di circa 16.

Si considera che il numero di asteroidi di una certa dimensione aumenti di un fattore 100 quando il diametro diminuisce di un fattore 10 (cioè ci sarebbero 100 volte più asteroidi con un diametro di 100  m di 1  km ) . Questa progressione continua fino a quando la loro dimensione diventa sufficientemente piccola, cioè inferiore a 0,1  μm . A questo punto, la pressione di radiazione del Sole compete con la gravità. Quando il rapporto tra forza di radiazione e forza di gravità è maggiore di 0,5, questa polvere viene evacuata dal sistema solare interno . Ma per un rapporto vicino a 0,1, l' effetto Poynting-Robertson fa sì che questa polvere si sposti lentamente verso il Sole fino a quando non evapora a circa un'unità astronomica da esso. Infine, per un rapporto compreso tra 0,1 e 0,5, il destino delle polveri dipenderà dalle loro condizioni di velocità iniziali.

Contrariamente alla credenza popolare, e nonostante il numero di asteroidi al suo interno, la fascia degli asteroidi rimane essenzialmente vuota e ogni asteroide è solitamente separato da quello più vicino da una media di un milione di chilometri .

Massa

La massa totale della fascia di asteroidi è stimata tra 3,0 e 3,6 × 10 21  kg (da 3 a 3,6 miliardi di miliardi di tonnellate ), ovvero dal 4 al 5% di quella della Luna . I quattro oggetti più grandi, Cerere , Vesta , Pallade e Igea , rappresentano quasi la metà della massa totale della cintura; Cerere conta da sola un terzo. Cerere è l'unico asteroide abbastanza grande da permettere alla sua gravità di assumere una forma sferica ed è ora considerato un pianeta nano . Orbita a 2,8  AU dal Sole, che è anche la distanza dal centro di massa della cintura di asteroidi. Vesta ha anche una magnitudine assoluta maggiore rispetto agli altri asteroidi, intorno a 3,20.

Composizione

All'inizio del Sistema Solare, gli asteroidi subirono un certo grado di fusione, consentendo ai loro elementi di essere parzialmente o completamente differenziati per massa. Alcuni corpi iniziali potrebbero aver vissuto un periodo di vulcanismo esplosivo e oceani di magma . Tuttavia, a causa delle loro ridotte dimensioni, questo periodo di fusione è stato breve (rispetto ai pianeti) e generalmente si è concluso 4,5 miliardi di anni fa dopo essere durato tra poche decine e cento milioni di anni.

La fascia degli asteroidi comprende principalmente tre categorie di asteroidi. Nella parte esterna, vicino all'orbita di Giove, predominano gli asteroidi ricchi di carbonio . Questi asteroidi di tipo C comprendono oltre il 75% di tutti gli asteroidi visibili. Sono più rossi di altri asteroidi e hanno un albedo molto basso. La loro composizione superficiale è simile a quella dei meteoriti condriti carbonio. Da un punto di vista chimico, il loro spettro indica una composizione simile a quella del primo Sistema Solare, senza gli elementi leggeri e volatili (come il ghiaccio).

Verso la parte interna della cintura, a circa 2,5 AU dal Sole, gli asteroidi di tipo S ( silicati ) sono i più comuni. Lo spettro della loro superficie rivela la presenza di silicati e alcuni metalli, ma nessun composto carbonioso significativo. Sono quindi realizzati con materiali che sono stati profondamente modificati fin dagli inizi del Sistema Solare. Il loro presunto meccanismo di formazione include una fase di fusione che ha causato la differenziazione di massa. Hanno un albedo relativamente alto e costituiscono il 17% del totale.

Una terza categoria, che comprende il 10% del totale, è quella degli asteroidi di tipo M (ricchi di metalli ). Il loro spettro ricorda quello di una lega ferro - nichel , con aspetto bianco o leggermente rosso e nessuna caratteristica di assorbimento. Si ritiene che alcuni asteroidi di tipo M si siano formati nei nuclei metallici di oggetti più grandi che sono stati frammentati dalla collisione. Tuttavia, alcuni composti di silicato possono produrre un aspetto simile; per esempio, l'asteroide di tipo M Calliope non sembra essere composto principalmente da metallo. All'interno della cintura, la distribuzione degli asteroidi di tipo M raggiunge il picco a 2,7 UA dal Sole. Non è noto se tutti gli asteroidi di tipo M abbiano una composizione simile o se si tratti di un'etichetta che raggruppa più varietà che non appartengono alle classi C e S.

La cintura di asteroidi contiene pochissimi tipo V , basalto asteroidi , un fatto per il quale non si conosce la ragione. Le teorie sulla formazione di asteroidi prevedono che oggetti delle dimensioni di Vesta o più grandi dovrebbero formare croste e mantelli, che sono per lo più costituiti da rocce basaltiche; più della metà degli asteroidi dovrebbe quindi essere composta da basalto o olivina . Le osservazioni suggeriscono che il 99% del basalto previsto non esiste. Fino al 2001 si riteneva che la maggior parte dei corpi di basalto trovati nella cintura provenissero da Vesta (da cui il nome tipo V). Tuttavia, (1459) la scoperta di Magnya rivelò una composizione chimica leggermente diversa dagli altri asteroidi di basalto, suggerendo un'origine separata. Nel 2007, (7472) Kumakiri e (10537) 1991 RY 16 sono stati scoperti in possesso di una composizione basaltica e la cui origine non può provenire da Vesta. Ad oggi (ottobre 2007), questi sono gli unici asteroidi di tipo V scoperti nella fascia esterna.

La temperatura nella fascia varia a seconda della distanza dal Sole. Per le particelle di polvere, la temperatura tipica va da 200 K (-73 ° C) a 2,2 AU a 165 K (-108 ° C) a 3,2 AU. Per un asteroide più grande, la sua rotazione impone maggiori variazioni, essendo la sua superficie esposta alternativamente alla radiazione solare e al fondo stellare.

orbite

Generale

La stragrande maggioranza degli asteroidi nella fascia principale ha un'eccentricità inferiore a 0,4 e un'inclinazione inferiore a 30°. La loro distribuzione orbitale è massima per un'eccentricità di circa 0,07 e un'inclinazione inferiore a 4°. Schematicamente, un tipico asteroide della fascia principale ha un'orbita relativamente circolare vicino al piano dell'eclittica , ma ci sono delle eccezioni.

Il termine "cintura principale" è talvolta usato per riferirsi esclusivamente alla regione centrale dove la concentrazione di asteroidi è maggiore. Si trova tra i posti vacanti Kirkwood 4: 1 e 2: 1, tra 2,06 e 3,27 AU, e i suoi componenti hanno un'eccentricità inferiore a 0,33 e un'inclinazione inferiore a 20°. Questa regione contiene il 93,4% di tutti gli asteroidi numerati nel Sistema Solare.

I due diagrammi seguenti evidenziano alcuni elementi orbitali di asteroidi noti secondo il loro semiasse maggiore (in AU ); gli asteroidi della fascia sono indicati in rosso e blu, tra 2 e 4 AU (il rosso corrispondente alla regione più popolata della fascia). Il gruppo di asteroidi situato intorno a 5,2 UA è quello dei Troiani .

Lacune di Kirkwood

La distribuzione dei semiassi maggiori degli asteroidi (e quindi, quando la loro eccentricità è bassa, del loro periodo orbitale ) mostra aree chiaramente prive di asteroidi, chiamate vacanze di Kirkwood . Queste lacune compaiono per i semiassi maggiori dove il rapporto tra il periodo orbitale di un asteroide e quello di Giove è una frazione intera . Per un piccolo oggetto che soddisfa questa condizione, gli effetti di risonanza con il pianeta sono sufficienti per disturbare i suoi elementi orbitali . In pratica, gli asteroidi che potrebbero essere stati in tali orbite in passato (o inizialmente a causa della migrazione dall'orbita di Giove oa causa di precedenti perturbazioni o collisioni) sono stati gradualmente spostati su orbite con un asse diverso di metà - grande.

Le carenze di Kirkwood appaiono solo nell'esaminare la distribuzione dei semiassi maggiori degli asteroidi. In pratica, essendo l'orbita di questi ellittica, molti asteroidi percorrono la distanza dal Sole corrispondente alle lacune; in ogni momento, la densità degli asteroidi nei posti vacanti non è significativamente diversa da quella delle regioni vicine.

Le lacune principali si verificano in risonanza 3: 1, 5: 2, 7: 3 e 2: 1 con Giove. Quindi, un asteroide situato nello spazio 3: 1 farebbe 3 orbite attorno al Sole per ogni orbita di Giove. Risonanze più deboli si verificano per altri valori del semiasse maggiore, facendo sì che un minor numero di asteroidi abbia questi valori (ad esempio risonanza 8: 3 per il semiasse maggiore di 2,71 AU).

La regione centrale della cintura di asteroidi è talvolta suddivisa in tre zone, in base alle più importanti lacune di Kirkwood. La zona I si estende dalla risonanza 4:1 (2,06 AU) alla risonanza 3:1 (2,5 AU). La Zona II inizia dalla fine della Zona I fino alla risonanza 5: 2 (2,82 AU). La Zona III inizia al limite esterno della Zona II fino al gap di risonanza 2: 1 (3.28 AU).

La cintura principale può anche essere divisa in cintura interna e cintura esterna. La cintura interna è costituita da asteroidi che orbitano più vicino a Marte rispetto al gap di risonanza di Kirkwood 3:1 (2,5 AU) e alla cintura esterna del resto degli asteroidi. Alcuni autori definiscono queste due cinture dalla risonanza 2: 1 (3,3 AU). Altri spingono la suddivisione definendo le cinture interna, media ed esterna.

collisioni

Nessun asteroide più grande di 100  m ha un periodo di rotazione inferiore a 2,2 h. Su un asteroide che ruota più velocemente, qualsiasi materiale superficiale debolmente attaccato verrebbe espulso. Tuttavia, un oggetto solido sarebbe in grado di ruotare più velocemente senza rompersi. Ciò suggerisce che la maggior parte degli asteroidi oltre i 100  m sono pile di detriti formati dall'accumulo dopo collisioni tra asteroidi.

A causa del gran numero di oggetti che contiene, la cintura di asteroidi è un ambiente molto attivo e le collisioni si verificano frequentemente (su scala astronomica). Si stima che ogni 10 milioni di anni vi avvenga una collisione tra due corpi di diametro superiore a 10  km . Una collisione può frantumare un asteroide in diversi pezzi più piccoli (e infine formare una nuova famiglia) e alcuni di questi detriti possono formare meteoroidi .

Al contrario, le collisioni che si verificano a basse velocità relative possono unire due asteroidi.

La fascia degli asteroidi contiene bande di polvere (particelle inferiori a un centesimo di µm) in parte derivanti da collisioni tra asteroidi e impatti di micrometeoriti. A causa dell'effetto Poynting-Robertson , la pressione della radiazione solare fa sì che questa polvere si sposti lentamente verso il Sole.

La combinazione di questa polvere e del materiale espulso dalle comete provoca la luce zodiacale . Questo bagliore può essere visto di notte in direzione del Sole lungo il piano dell'eclittica . Le particelle che lo producono misurano in media 40 µm e hanno una durata di circa 700.000 anni. Per mantenere le bande di polvere, nuove particelle devono essere prodotte regolarmente nella fascia degli asteroidi.

Famiglie e gruppi

Circa un terzo degli asteroidi nella fascia principale appartiene a una famiglia di asteroidi. Una di queste famiglie è costituita da asteroidi che possiedono elementi orbitali simili, come semiasse maggiore , eccentricità e inclinazione , nonché caratteristiche spettrali comuni, suggerendo un'origine comune nella frammentazione di un corpo più grande.

Si stima che siano quasi certe da 20 a 30 famiglie, i cui membri presentano uno spettro comune. Le associazioni di asteroidi più piccoli sono chiamate gruppi.

In ordine crescente di semiasse maggiore, le famiglie principali sono quelle di Flore , Eunomie , Coronis , Eos e Themis . La famiglia di Flore, una delle più importanti, conta più di 800 membri e si pensa sia stata formata da una collisione avvenuta meno di un miliardo di anni fa.

Vesta è il più grande asteroide a far parte di una famiglia. La famiglia di Vesta potrebbe essersi formata durante un impatto che ha formato un cratere sull'asteroide. Il meteorite HED verrebbe da questo impatto.

Nella fascia degli asteroidi sono state osservate tre principali bande di polvere, che condividono un'inclinazione simile alle famiglie Eos, Koronis e Themis e possono essere associate a queste ultime.

Periferia

Il gruppo Hungaria si estende alla periferia interna della cintura, tra 1,8 e 2,0  au . Questo gruppo prende il nome dal suo membro principale, (434) Hungaria . È separato dal resto della cintura dal gap 4: 1 di Kirkwood ed è caratterizzato da una forte pendenza. Alcuni membri di questo gruppo attraversano l'orbita di Marte ed è possibile che i disturbi gravitazionali di questo pianeta riducano la popolazione totale.

La famiglia Phocaea si trova sul bordo interno della cintura di asteroidi ed è anche caratterizzata da una forte inclinazione. Questo set viene interpretato come una famiglia di pacchetti . È costituito principalmente da asteroidi di tipo S, mentre il vicino gruppo Hungaria è per lo più asteroidi di tipo E. Orbita tra 2,25 e 2,5 UA.

Il gruppo di Cibele occupa la parte esterna della fascia principale, tra 3,3 e 3,5  AU , con una risonanza 7:4 con Giove. Il gruppo di Hilda orbita tra 3,5 e 4,2  UA . Risuona 3: 2 con Giove ed è costituito da asteroidi con orbite relativamente circolari.

Ci sono relativamente pochi asteroidi sopra 4,2  UA fino al livello dell'orbita di Giove. I seguenti raggruppamenti sono i due sottogruppi dei Troiani di Giove che non sono generalmente considerati parte della fascia degli asteroidi.

Famiglie recenti

Alcune famiglie di asteroidi si sono formate recentemente dal punto di vista astronomico. La famiglia di Karin sembra essersi formata lì 5,7 milioni di anni dopo la collisione con un asteroide di 16  km di raggio. La famiglia Veritas si è formata 8,3 milioni di anni fa e le prove di questo evento hanno assunto la forma di polvere interplanetaria trovata nei sedimenti oceanici.

Si ritiene che il gruppo Datura si sia formato 450.000 anni fa per collisione. Questa stima si basa sulla probabilità che i suoi membri abbiano la loro orbita attuale piuttosto che su prove fisiche. Avrebbe potuto contribuire alla polvere zodiacale. Altri gruppi recenti, come quello di Iannini (tra 1 e 5 milioni di anni fa) potrebbero aver contribuito a questa polvere.

Origine

Formazione

La maggior parte degli scienziati considera la cintura di asteroidi costituita da resti del primo sistema solare che non ha mai formato un pianeta.

In origine, si sosteneva che la cintura sarebbe derivata dalla frammentazione di un pianeta (chiamato Phaeton ). Questa ipotesi è caduta in disuso a causa di una serie di problemi. La prima riguarda l'enorme energia richiesta. Un altro è la bassa massa totale della cintura, che è solo una frazione di quella della Luna. Infine, le differenze nella composizione chimica tra gli asteroidi sono difficili da spiegare se provengono tutti dallo stesso corpo.

Si ritiene che la formazione dei pianeti segua un processo analogo all'Ipotesi della Nebulosa Solare , che presuppone che una nube di polvere e gas interplanetari sia collassata sotto l'influenza della propria gravità per formare un disco rotante che si è condensato per formare il sole e i pianeti. Durante i primi milioni di anni del Sistema Solare, un processo di accrescimento aumentò gradualmente le dimensioni dei corpi, fino a formare i vari pianeti.

Nelle aree in cui la velocità media di collisione era troppo elevata, la dislocazione dei planetesimi tendeva a dominare l'accrescimento, impedendo la formazione di corpi sufficientemente grandi. Inoltre, gli effetti di risonanza orbitale con Giove tendono a disturbare piccoli corpi verso altre orbite. La regione tra Marte e Giove contiene diverse forti risonanze. Essendo Giove migrato verso il Sole a seguito della sua formazione, queste risonanze hanno attraversato la fascia degli asteroidi, eccitando la popolazione dei planetesimi, aumentandone la velocità relativa. I planetesimi in questa regione erano (e continuano ad essere) troppo disturbati per formare un pianeta. Continuano a orbitare intorno al Sole indipendentemente e si scontrano occasionalmente. La cintura di asteroidi può essere considerata una reliquia del primo sistema solare.

Evoluzione

L'attuale cintura di asteroidi conterrebbe solo una piccola parte della massa della cintura primordiale. Sulla base di simulazioni al computer, questa cintura avrebbe avuto una massa equivalente a quella della Terra. A causa dei disturbi gravitazionali, la maggior parte del materiale è stata espulsa appena un milione di anni dopo la sua formazione, lasciando infine meno dello 0,1% della massa originale.

Da questo periodo, la distribuzione dimensionale degli asteroidi nella cintura è rimasta relativamente stabile: non c'è stato alcun aumento o diminuzione delle dimensioni tipiche di questi asteroidi. Tuttavia, sono stati interessati da vari processi successivi come il riscaldamento interno (durante le prime decine di milioni di anni), lo scioglimento della loro superficie dopo urti o sgretolamenti per radiazioni e bombardamento di micrometeoriti. Gli asteroidi da soli non sono quindi campioni intatti del primo sistema solare. Al contrario, gli oggetti nella fascia esterna di Kuiper avrebbero subito una trasformazione molto minore.

La risonanza orbitale 4: 1 con Giove, intorno a 2,06 UA, può essere considerata il limite interno della cintura. I disturbi di Giove spostano i corpi in orbite instabili. Inoltre, la maggior parte dei corpi che vi si sono formati sono stati espulsi da Marte (il cui afelio si trova a 1,67 UA) o da disturbi gravitazionali all'inizio del Sistema Solare. Le eccezioni includono la famiglia Hungaria , asteroidi situati in orbite molto inclinate e che erano quindi protetti dai disturbi.

Scoperta ed esplorazione

Osservazioni telescopiche

Il primo asteroide è stato scoperto da Giuseppe Piazzi il 1 °  ° gennaio 1801 . Il calcolo ha permesso di rivelare che si trattava di una stella che si muoveva in media a 2,8 unità astronomiche dal sole . Si chiamava Cerere . Furono poi scoperti altri asteroidi: Pallade nel 1802, Giunone nel 1804 e Vesta nel 1807 . Per circa cinquant'anni questi quattro corpi furono considerati dei piccoli pianeti, sostituendo il “pianeta scomparso” annunciato da Bode nel 1772. Tuttavia, le notevoli differenze di orbite e di luminosità tra questi quattro oggetti e le loro posizioni rispetto al cosiddetto pianeta ha dato origine a un intenso dibattito sul loro status.

La scoperta di Astrea nel 1845 e di decine di altri asteroidi situati tra Marte e Giove nel decennio successivo ha permesso di chiudere il dibattito e stabilire definitivamente l'esistenza di una fascia di asteroidi tra le orbite di Marte e Giove.

La scoperta di un nuovo asteroide nella fascia principale è oggi un evento banale visto che ne abbiamo scoperte in media diverse decine al giorno tra il 1995 e il 2005 grazie a programmi come LINEAR , NEAT o Spacewatch . Per quanto riguarda questo campo di ricerca, anche se restano milioni di scoperte da fare, sono già state fatte importanti scoperte (asteroidi binari, asteroidi satelliti, asteroidi con più asteroidi satellite, ecc.).

Esplorazione dello spazio

Il primo veicolo spaziale ad attraversare la cintura di asteroidi è stato il Pioneer 10 , che è entrato in essa il16 luglio 1972. A quel tempo, non era chiaro se i detriti della cintura avrebbero causato danni alla sonda. Tuttavia, il Pioneer 10 lo attraversò senza danni. Da allora, la fascia degli asteroidi è stata attraversata da altre nove sonde: Pioneer 11 , Voyager 1 , Voyager 2 , Galileo , Cassini , NEAR , Ulysses , New Horizons e Juno senza incidenti. La probabilità che una sonda incontri un asteroide è ora stimata in meno di un miliardesimo.

Alla fine del 2007 sono state inviate tre sonde appositamente per l'osservazione di asteroidi. NEAR e Hayabusa erano dedicati agli asteroidi vicini alla Terra. Only Dawn , lanciato nel luglio 2007, prende di mira la cintura di asteroidi, in particolare Vesta e Cerere . Se la sonda è ancora operativa dopo aver svolto questo lavoro, è previsto che venga utilizzata per continuare l'esplorazione.

Dal 2026, la sonda spaziale Psyche , il cui lancio è previsto nel 2022 nell'ambito del programma Discovery, studierà l' asteroide omonimo .

Note e riferimenti

Appunti

  1. Anticamente chiamato anche "anello principale di asteroidi" o semplicemente "anello di asteroidi" o "anello principale" ( Arend 1945 ).
  2. A partire dal 18 ottobre 2007, il Minor Planet Center di database elencati 164,612 asteroidi numerati; tra questi, 162.769 avevano un semiasse maggiore compreso tra 1,7 e 4,5 AU corrispondente agli ampi limiti della fascia degli asteroidi, ovvero il 98,9%.
  3. Dal 1867 i nomi ufficiali di tutti gli asteroidi, compresi i primi cinque, iniziano con un numero tra parentesi: (1) Cerere, (2) Pallade, (3) Giunone, (4) Vesta e (5) Astrea .

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