ASTEROIDI: la fascia principale CARATTERISTICHE Il 95% degli

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ASTEROIDI: la fascia principale
CARATTERISTICHE
Il 95% degli asteroidi che si trovano tra l'orbita di Marte (1.5 U.A. dal Sole) e l'orbita di Giove (5.2
U.A. dal Sole) si concentra in una regione compresa tra circa 2.1 U.A. e 3.6 U.A. dal Sole: la
cosiddetta fascia principale degli asteroidi, un anello largo 225 milioni di chilometri ed altrettanto
spesso.
Probabilmente tale fascia rappresenta un residuo della nebulosa da cui si originò il Sistema Solare.
In essa le basse temperature favorirono l'accrescimento dei pianeti giganti a grandi distanze dal
Sole, dove era più abbondante la materia allo stato solido che fungeva da nucleo di aggregazione,
mentre le regioni più interne, dove la formazione procedeva più lentamente, risentirono delle forti
perturbazioni gravitazionali prodotte soprattutto da Giove, che ebbero l'effetto di bloccare
completamente la crescita di un oggetto di dimensioni planetarie nella zona fra Marte e Giove.
LEGGE DI TITIUS-BODE
Nel XVIII secolo era stata individuata una relazione matematica che descrive la distribuzione delle
distanze dal Sole dei corpi planetari:
D=0.4+0.3x2(n-1)
dove
D = distanza dal Sole in UA
n=
numero d’ordine della successione progressiva dei pianeti contati a
partire dal più vicino al Sole
Da questa relazione si possono ricavare i seguenti dati:
Pianeta
n
2n-1
DTB [UA]
Deff [UA]
Mercurio
-∞
0
0.4
0.387
Venere
1
1
0.7
0.723
Terra
2
2
1.0
1.000
Marte
3
4
1.6
1.524
Asteroidi
4
8
2.8
2.800
Giove
5
16
5.2
5.204
Saturno
6
32
10.0
9.582
Urano
7
64
19.6
19.224
Nettuno
8
128
38.8
30.092
Osservando la tabella possiamo fare alcune considerazioni:
 la relazione è imprecisa, infatti per i pianeti esterni (in particolare Nettuno) la distanza
effettiva si discosta apprezzabilmente da quella ricavata;
 in un primo momento, per n = 4, non erano stato osservato nessun pianeta; per questo la
legge fu abbandonata per qualche tempo.
Nel 1801, Padre Giuseppe Piazzi scoprì Cerere, un piccolo pianeta a 2.8 UA dal Sole. Nonostante le
sue piccole dimensioni si credette di avere finalmente trovato il pianeta mancante; in seguito furono
scoperti altri corpi nelle sue vicinanze.
La densità media di materia in questa zona non è molto diversa da quella del Sistema Solare
interno; ogni cubo di 100 milioni di km di lato contiene in genere un solo asteroide più grande di
100 km, quindi se una navicella spaziale la attraversasse, la collisione con uno di essi sarebbe
altamente improbabile. Infatti negli anni 1973-74 le due sonde spaziali Pioneer 10 e Pioneer 11
della NASA, dirette verso Giove, attraversarono la fascia principale uscendone dopo 7 mesi avendo
subito solo l'impatto di pochi micrometeoriti.
La massa totale dei pianetini presenti nella fascia principale è valutata attualmente appena 0.0007
volte quella della Terra, ovvero il 5-6% di quella della Luna, ma solo considerando tra gli asteroidi
anche Cerere, il più grande (946 km di diametro), che da solo contiene circa 1/3 della massa totale.
Il 24 Agosto 2006, Cerere è stato promosso a nanopianeta, per cui i più grandi asteroidi della fascia
principale sono ora 2 Pallade e 4 Vesta, con diametro medio rispettivamente di 532 e 541 km.
Nel settembre 2009 erano catalogati più di 430000 asteroidi di varie dimensioni. Stime sul loro
numero totale porterebbero la popolazione della fascia principale a superare il milione di asteroidi
di diametro superiore ad 1 km.
Come tutti gli asteroidi anche quelli della fascia principale non presentano atmosfera; hanno un
albedo che varia tra 0.02 e 0.4, e sono suddivisibili nelle stesse classi spettrofotometriche.
Dallo studio delle curve di luce è stato evidenziato che i periodi di rotazione degli asteroidi possono
variare da un paio d'ore a diversi giorni o, nei casi più rari, addirittura settimane; la maggior parte di
essi ruoti con tempi compresi fra 4 e 12 ore; gli assi di rotazione sono orientati casualmente nello
spazio. La distribuzione di questi valori è collegata alla storia collisionale di ciascun pianetino: i
numerosi urti mediamente subiti da questi oggetti durante la loro vita possono verosimilmente
determinarne lo stato di rotazione.
Le orbite percorse dagli asteroidi della fascia hanno eccentricità in media di 0.15 e le inclinazioni
hanno un valore caratteristico di 8o-10o; tali valori medi non escludono ovviamente la presenza di
oggetti con orbite quasi circolari e meno inclinate, o viceversa.
I pianetini della fascia mostrano notevoli irregolarità superficiali come crateri e cicatrici della loro
passata evoluzione collisionale, come si può vedere dalle immagini ottenute dalle sonde spaziali.
Ciò ha portato a pensare che gli asteroidi della fascia principale siano molto diversi da come erano
inizialmente, contrariamente agli oggetti della fascia di Kuiper; probabilmente le collisioni
reciproche sono molto frequenti e possono portare o alla frammentazione dei planetoidi, con
possibile creazione di una famiglia, o alla fusione degli asteroidi
PRINCIPALI ASTEROIDI DELLA FASCIA
2 Pallas (Pallade): antico simbolo
è attualmente il più grande corpo del Sistema Solare interno la cui superficie non è mai stata
fotografata ed il più grande corpo celeste conosciuto con una forma irregolare (570×525×500 km).
Fu il primo asteroide ad essere individuato da un astronomo non professionista, infatti venne
scoperto nel 1802 da Heinrich W. Olbers mentre, dall'osservatorio installato al piano superiore della
sua casa a Brema (Germania), cercava di individuare Cerere; lo stesso scopritore lo battezzò col
nome di una delle figlie di Tritone, compagna di giochi della giovane Atena, uccisa accidentalmente
dalla dea. Pallade presenta parametri orbitali inusuali per un oggetto di tali dimensioni (eccentricità
e = 0.2306, inclinazione i = 34.841o, periodo orbitale di 4.62 anni), malgrado sia situata alla stessa
distanza dal Sole della maggior parte degli asteroidi della fascia principale, infatti il semiasse
maggiore della sua orbita è di 2.773 UA.
Possiede anche un asse di rotazione molto inclinato, la stima varia tra 56o e 81o, quindi per la durata
di circa 1 anno terrestre gran parte della sua superficie è costantemente illuminata, in estate, o
costantemente al buio, in inverno. Non si è ancora riusciti a stabilire se la sua rotazione, di 7.8132
ore, è diretta o retrograda.
La composizione di Pallade è unica, ma abbastanza simile a quella delle meteoriti di Renazzo,
ritrovate a Ferrara nel 1824, cioè delle condriti carbonacee (CR), con molto Fe e Ni metallico. Ha
un volume circa uguale a quello di Vesta, ma con una massa significativamente minore; si stima che
Pallade contenga il 9% dell'intera massa della fascia principale.
Sono state osservate diverse occultazioni stellari da parte di Pallade, tra cui quella del 29 maggio
1983, durante la quale 140 differenti osservatori l'hanno studiato effettuando un'accurata
determinazione del suo diametro; alcuni riportano anche la scoperta di un possibile minuscolo
satellite con un diametro di circa 1 km. In seguito ad altre osservazioni, fu annunciata la presenza di
un satellite di circa 175 km di diametro, orbitante ad una distanza media di 750 km. L'occultazione
del 29 Maggio 1983 ne negò l'esistenza.
Nessuna sonda spaziale ha ancora visitato l'asteroide, ma se la futura sonda Dawn studierà con
successo Cerere e Vesta, la sua missione potrebbe essere estesa anche verso Pallade.
4 Vesta:
E’ per massa il secondo pianetino della fascia principale interna dopo Cerere, avendo più o meno lo
stesso volume di Pallade, ma una massa di 2.7x1020 kg, è pari al 12% di quella dell'intera fascia; è
situato all'interno della lacuna di Kirkwood a 2.50 U.A. (semiasse maggiore dell'orbita di 2.361
U.A.) e fa parte della famiglia di asteroidi Vesta. Venne scoperto da H. W. Olbers nel 1807,
dall'osservatorio privato situato al piano superiore della sua casa a Brema (Germania); il
matematico Gauss gli diede il nome della dea romana Vesta. Dopo Vesta non vennero scoperti altri
asteroidi per 38 anni. Vesta sembra essere uno sferoide oblato stabile compresso gravitazionalmente
che percorre in 3.63 anni un'orbita inclinata di 7.133o e con una eccentricità pari a 0.089; per le sue
dimensioni, 578×560×458 km, e la sua superficie estremamente brillante è l'unico asteroide visibile
a occhio nudo dalla Terra. Mostra una rotazione prograda molto veloce per un asteroide (periodo di
rotazione pari a 5.342 ore), con un'inclinazione assiale di 29o: il polo nord punta verso la
costellazione del Cigno.
Esiste una vasta collezione di campioni di Vesta sotto forma di oltre 200 meteoriti HED grazie ai
quali si conosce la struttura e la storia geologica di questo asteroide di densità pari a 3.4 g/cm3. Si
ipotizza che quando si è formato il Sistema Solare, Vesta fosse abbastanza caldo da fondere al
proprio interno, differenziandosi in un nucleo planetario metallico di ferro e nickel sovrastato da un
mantello roccioso di olivina e da una crosta superficiale di roccia basaltica.
La caratteristica superficiale più evidente di Vesta è stata individuata dal Telescopio Spaziale
Hubble nel 1996, un enorme cratere di 460 km di diametro, l'80% del diametro dell'asteroide,
situato vicino al polo sud dell'asteroide; il fondo del cratere si trova a circa 13 km sotto il livello
della superficie e il bordo si eleva di 4-12 chilometri sopra il terreno circostante, per circa 25
chilometri. Al centro del cratere si trova un picco di 18 km dal fondo; analisi spettroscopiche delle
immagini hanno mostrato che questo cratere ha probabilmente raggiunto anche il mantello, come
indica la presenza di olivina. Si è stimato che nell'impatto sia stato espulso circa l'1% dell'intero
volume di Vesta, ed è probabile che la famiglia di asteroidi Vesta e gli asteroidi di classe V siano i
prodotti di questa collisione; in tal caso essendo sopravvissuti al bombardamento meteorico
frammenti di 10 km di diametro, il cratere dovrebbe avere solo 1 miliardo di anni e sarebbe il sito
d'origine delle meteoriti HED, infatti considerando tutti gli asteroidi di classe V conosciuti, si
arriverebbe soltanto a circa il 6% del volume asportato.
Sulla superficie di Vesta sono presenti anche altri grandi crateri, larghi 150 km e profondi 7 km, ed
una zona scura di 200 km di diametro, battezzata Olbers, in onore dello scopritore dell'asteroide, la
cui natura è attualmente sconosciuta; si spera di scoprirne la natura nel 2010-2011, quando la sonda
Dawn entrerà in orbita attorno a Vesta per nove mesi.
3 Juno (Giunone): antico simbolo
ha una massa pari all'1.2% dell'intera fascia e dà il nome alla famiglia Giunone. Appartiene agli
asteroidi di classe S ed ha un albedo pari a 0.238. Sulla superficie si nota una zona scura con
diametro di circa 100 Km, frutto probabilmente di un impatto. Ruota in direzione prograda con una
inclinazione di 51°. E’ stata individuata un’alta presenza di condriti e tracce di silicati di Fe come
olivina e pirosseno. La temperatura in superficie raggiunge picchi al perielio di 301 K. La sua massa
è stata stimata grazie a segnali radar di sonde orbitanti attorno a Marte, calcolando le perturbazioni
indotte dall’asteroide sul moto del pianeta. Secondo alcune teorie, sembra che il suo moto abbia
subito una variazione probabilmente a causa di una interazione con un altro corpo.
Juno è anche il primo asteroide di cui sia stata osservata un'occultazione stellare, precisamente il 19
Febbraio 1958.
9 Metis: (da non confondere con il satellite gioviano) è stato scoperto nel 1848; è un asteroide di
classe S molto riflettente con un albedo pari a 0.243; è composto da silicati e metalli come ferro e
nickel. Ha un semiasse maggiore di circa 2.39 UA, eccentricità pari a 0.122 e un'inclinazione di
5.58°. In passato si ipotizzava che Metis fosse il capostipite dell'omonima famiglia, ma osservazioni
più recenti non hanno trovato altri oggetti simili. Tuttavia, grazie alle analisi spettroscopiche, sono
state evidenziate similitudini con il vicino asteroide 113 Amalthea: forse questi due corpi
appartenevano ad una stessa famiglia molto antica, visto che non sono stati trovati altri corpi con
simili caratteristiche. Infatti si ritiene che la vita media di una famiglia di asteroidi sia dall'ordine
del miliardo di anni, pertanto le attuali famiglie non risalgono alla formazione del sistema solare.
253 Mathilde: è un asteroide di classe C molto scuro, infatti ha un albedo di 0.0436, comparabile
con quello dell'asfalto fresco. Venne scoperto nel 1885 e gli è stato dato il nome della moglie
dell'allora vice-direttore dell'Osservatorio di Parigi.
La sua orbita è sempre compresa fra Marte e Giove e non incrocia alcuna orbita planetaria; è
relativamente eccentrica (0.266), la sua inclinazione è di 6.738o, caratterizzata da un semiasse
maggiore di 2.64676 U.A. e percorsa in 4.31 anni; inoltre Mathilde possiede un periodo di rotazione
relativamente lento: 17.4 giorni. La sua superficie mostra la stessa composizione delle meteoriti
carbonacee con preponderanza di fillosilicati. Grazie alla NEAR, che lo ha sorvolato a 1212 km di
distanza, si è visto che la sua superficie possiede molti grandi crateri (almeno 5 raggiungono i 20
km di diametro) che hanno scavato profonde depressioni sulla superficie; ai crateri è stato assegnato
il nome dei bacini carboniferi terrestri più famosi: Baganur (Mongolia), Jixi (Cina), Lorraine
(Francia), Mulgildie (Australia), Teruel (Spagna). I due crateri più grandi, Ishikari 29.3 km e
Karoo 33.4 km, hanno un diametro paragonabile al raggio medio dell'asteroide, 52.8 km
(dimensioni 66x48x46 km).
Poiché non ci sono differenze di colore o luminosità tra i crateri si sospetta che l'interno
dell'asteroide abbia una composizione omogenea. Inoltre la sua densità, pari a 1.3 gr/cm3, potrebbe
indicare che più del 50% del volume interno di Mathilde è vuoto e che quindi sarebbe costituito da
pietrisco strettamente legato gravitazionalmente.
951 Gaspra: è un asteroide di classe S scoperto nel 1916, a cui è stato dato il nome di una città
balneare del Mar Nero; le sue dimensioni sono 18.2x10.5x8.9 km. Nel 1991 è stato sorvolato dalla
sonda Galileo ad una distanza di 1600 km. Presenta un'orbita con un semiasse maggiore di 2.210
U.A., un'eccentricità di 0.174 ed una inclinazione di 4.103o, e periodo orbitale di 3.28 anni;
considerando tali parametri orbitali viene ritenuto un membro della famiglia di asteroidi Flora.
La sua superficie risulta povera di olivina e molto ricca di regolite, inoltre è ricoperta da molti
piccoli crateri, a cui sono stati assegnati i nomi di famose località balneari terrestri: Aix (Francia),
Bath (Inghilterra), Ixtapan (Messico), Saratoga (USA), ...; la mancanza di crateri di grandi
dimensioni indicherebbe per Gaspra una età da 20 a 300 milioni di anni. Quindi la collisione che ha
creato la famiglia Flora sarebbe abbastanza recente. Sulla sua superficie si trovano anche alcune
regiones larghe, concave e piatte che portano il nome di scienziati che hanno avuto a che fare con
Gaspra: la Yates Regio, la Neujmin Regio e la Dunne Regio, di 5x7 km piatta per 200 m di
estensione.
Non è ancora chiaro se queste regiones siano il risultato di impatti meteorici o se si sono formate
quando Gaspra si è "separato" dall'asteroide originario della famiglia Flora.
LACUNE DI KIRKWOOD
All'interno della fascia asteroidale la distribuzione non è omogenea: nel 1866 l'astronomo
americano Daniel Kirkwood si accorse che in corrispondenza di alcuni valori del semiasse
maggiore orbitale a esistevano intervalli pressoché privi di oggetti, che da lui presero il nome di
lacune di Kirkwood.
La mancanza di oggetti in queste zone si spiega grazie alla Terza Legge di Keplero:
G(M+m)=4π2 (a3/P2)
dove M è la massa del corpo maggiore, m è la massa del corpo minore, a è il semiasse maggiore e P
il periodo di rivoluzione.
Si è scoperto che le lacune si trovano in corrispondenza di orbite risonanti con quella di Giove, cioè
che i periodi di rivoluzione dei corpi risonanti e quello del pianeta (in questo caso Giove) si possono
rapportare secondo rapporti numerici semplici. In sostanza i / j oppure j : i intendendo che mentre il
corpo più esterno completa un numero i di orbite, quello più interno ne completa un numero intero
maggiore j. In questo caso i rapporti significativi sono 4:1, 3:1, 5:2, 7:3, 2:1, 5:3.
Le risonanze hanno l’effetto di una spinta sul corpo di massa minore. Se la spinta avviene nello
stesso punto di ogni orbita, l’energia del corpo viene aumentata o diminuita con variazioni del
semiasse maggiore che portano all'espulsione degli asteroidi da quegli intervalli. Fuori da questi
intervalli tali spinte avvengono casualmente con incremento energetico nullo.
FAMIGLIE DINAMICHE
Nel 1918, l'astronomo giapponese K. Hirayama ha trovato un'interessante fenomenologia collegata
alla dinamica degli urti, che porta alla formazione delle famiglie dinamiche di asteroidi; infatti
analizzando la distribuzione dei circa 950 pianetini allora conosciuti in uno spazio tridimensionale
(semiasse maggiore, eccentricità, inclinazione), scoprì interessanti addensamenti di asteroidi le cui
orbite, anche se orientate in modo differente, presentavano elementi molto simili.
Depurate l'eccentricità e l'inclinazione dalle variazioni periodiche, causate dall'attrazione dei pianeti
maggiori su scale temporali di 10-100 mila anni, Hirayama notò che esistevano delle zone in cui la
concentrazione di oggetti era molto elevata e delle zone quasi completamente spopolate: strette
fasce parallele agli assi dell'eccentricità e dell'inclinazione o di entrambe (le lacune di Kirkwood); le
concentrazioni furono chiamate inizialmente tutte famiglie.
Successivamente sono state chiamate famiglie solo quei gruppi di asteroidi che oltre ad avere
parametri orbitali simili risulta abbiano avuto origine da un asteroide primordiale, che ha dato il
nome alla famiglia, e che si è spezzato in decine o centinaia di grossi frammenti, forse a causa di
una esplosione.
Gli asteroidi che presentano solo analoghi parametri orbitali, sono denominati invece gruppi di
asteroidi.
Si stima che tra il 33% e il 35% degli asteroidi della fascia principale faccia parte di una famiglia,
che probabilmente si è originata da una collisione fra asteroidi. Nella maggior parte dei casi non ci
sono più gli asteroidi originari e dove ciò succede si riscontra la presenza di un corpo di grandi
dimensioni, pieno di crateri, e di tanti asteroidi minori, come si puó notare nella famiglia Vesta,
nella famiglia Pallade, nella famiglia Igea e nella famiglia Massalia.
Per stabilire se un asteroide fa parte di una famiglia in genere, oltre alla somiglianza dei parametri
orbitali, si ricorre alle caratteristiche spettrali, per verificare l'affinità chimico-geologica con la
famiglia; in tal modo si evita di incorrere in errori come è successo nel caso di Cerere che,
inizialmente considerato il prototipo della omonima famiglia, venne poi considerato un "intruso"
della famiglia Gefion, di cui condivide i parametri orbitali, prima di venire riclassificato come
nanopianeta. Esistono però delle eccezioni, come la famiglia Vesta e poche altre, in cui essendo il
planetoide originario di discrete dimensioni, era dotato di strati geologici di diversa composizione
chimica.
Le famiglie più grandi possono contenere centinaia di asteroidi noti, e forse migliaia di corpi minori
non ancora identificati, mentre le famiglie più piccole possono contenere meno di 12 asteroidi.
Dall'introduzione del concetto di famiglia sono state create sette diverse classificazioni dinamiche,
ognuna delle quali si basa sull'analisi di diversi elementi propri degli asteroidi; l'ultima in ordine di
tempo, Williams definita nel 1979, ha portato alla classificazione di 104 famiglie, contro le 9 della
classificazione Hirayama del 1933.
Le famiglie più note comprendono ciascuna circa 200 oggetti e sono:
 Koronis: semiasse maggiore compreso tra 2.83 e 2.91 UA;
 Eos: semiasse maggiore compreso tra 2.99 e 3.03 UA;
 Themis: semiasse compreso tra 3.08 e 3.24 UA, si trova vicino al bordo interno della
risonanza 1:2 con Giove.
 Eunomia: semiasse compreso tra 2.52 e 2.72 UA;
 Nisa: detta anche famiglia Herta, ha un semiasse compreso tra 2.41 e 2.50 UA.
E' importante anche elencare anche la famiglia Haumea associata al nanopianeta trans-nettuniano:
essa si trova a circa 43 UA dal Sole, un'eccentricità di 0.19 e un'inclinazione di circa 28°.
Vi sono poi un'altra ventina di famiglie facilmente riconoscibili e diverse decine meno evidenti a
prima vista, ma identificabili grazie a raffinate tecniche di tipo statistico, come ad esempio la
famiglia Flora, i cui numerosi componenti hanno orbite soggette a perturbazioni a lungo periodo.
Si pensa che una famiglia asteroidale abbia una vita media di circa 1 miliardo di anni, quindi
nessuna di quelle presenti oggi risale alla formazione del Sistema Solare; probabilmente la
disgregazione di una famiglia è da ricercare nelle perturbazioni gravitazionali dei pianeti,
soprattutto Giove, o negli impatti con altri corpi, che ne riducono le dimensioni rendendoli soggetti
alle deviazioni orbitali dovute all'effetto Yarkovsky.
GRECI E TROIANI
Sono dei pianetini in risonanza 1:1 con Giove e descrivono la sua stessa orbita; sono divisi in due
gruppi: i Greci lo precedono di 60o, i Troiani lo seguono di 60o, in modo da formare con Giove e
col Sole dei triangoli equilateri che ruotano rigidamente.
Si tratta di pianetini non facenti parte della fascia asteroidale principale, che distano dal Sole quanto
Giove e risultano più scuri; si pensa siano costituiti di materiale della nebulosa primordiale del
nostro sistema planetario poco alterato.
La possibilità della esistenza di queste famiglie di asteroidi era stata predetta dal matematico
Giuseppe Lagrange sulla base del problema dei tre corpi, infatti nei punti lagrangiani L4 e L5 il
campo gravitazionale combinato di Giove e Sole consente una configurazione stabile, per cui tali
pianetini restano stabilmente confinati nelle zone vicine a questi punti: il terzo vertice del triangolo
equilatero Giove-Sole-L4 (Greci) o L5 (Troiani).
All'epoca di Lagrange gli asteroidi non erano stati ancora scoperti, e il suo risultato rimase una
curiosità matematica.
Il primo asteroide troiano, 588 Achilles, venne scoperto ad oltre un secolo di distanza, nel 1906, in
vicinanza del punto lagrangiano L4 (semiasse maggiore dell'orbita 5.195 U.A.) su un'orbita
eliocentrica simile a quella di Giove (eccentricità 0.1466500, inclinazione 10.320o), ma percorsa
anticipandolo di 60o.
Grazie alle apposite campagne osservative degli anni 1970 e 1980 sono stati scoperti moltissimi di
questi corpi e nel settembre 2009 erano catalogati 2187 pianetini vicini a L4 e 1421 vicini a L5.
Sono stati scoperti anche 4 pianetini troiani di Marte, 6 di Nettuno e uno della Terra, denominando
troiano ogni asteroide che si trovi nel punto lagrangiano L5 di un qualunque pianeta.
BIBLIOGRAFIA
- www.projectpluto.com
- it.wikipedia.org
- www.minorplanets.org
- www.jpl.nasa.gov
- www.johnstonsarchive.net
- H. Karttunen, P. Kröger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner - Fundamental Astronomy – Springer
- McBride, Gilmour - An introduction to the Solar System - Cambridge University Press
- Presentazione in PowerPoint “ASTEROIDI” di Giacomo Gostinicchi
- Presentazione in PowerPoint “La minaccia dei NEO e le possibili contromisure” del Prof. Mario Di Martino - INAF
Osservatorio Astronomico di Torino
- Le informazioni sull'evento di Tunguska sono riassunti dell'incontro “TUNGUSKA 1908”, Bologna 23-24 Ottobre
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