ASTEROIDI (GENERALITÀ E ASTEROIDI PERICOLOSI)
Con il termine asteroide, cioè "a forma di stella", si indica un planetoide simile per composizione
ad un pianeta terrestre, ma più piccolo e, generalmente, di forma non sferica. Si pensa che gli
asteroidi siano i residui del disco protoplanetario che non sono stati incorporati nei pianeti, durante
la formazione del sistema.
La maggior parte degli asteroidi noti si trovano nella fascia principale, una regione del Sistema
Solare compresa tra le orbite di Marte e Giove. Inizialmente si definiva asteroide qualunque piccolo
oggetto si trovasse nella fascia principale, ma ora si conoscono più di 1000 pianetini esterni
all'orbita di Nettuno (detti TNO: Trans Neptunian Objects). Altri possono incrociare l'orbita di
Marte, della Terra, di Venere e perfino di Mercurio: l'asteroide 1566 Icarus al perielio si trova a 28
milioni di km dal Sole. Un corpo, per essere un asteroide, deve avere le seguenti caratteristiche:
non essere identificabile come un vero pianeta o nanopianeta; in genere presenta dimensioni
molto inferiori;
non essere il satellite di qualche pianeta o nanopianeta;
non avere attività tipiche delle comete
Altre caratteristiche tipiche degli asteroidi sono:
La densità può variare tra 0.9 g/cm³ per gli asteroidi più porosi e 3.5 g/cm³, tipica dei più
massicci e ferrosi.
La forma, generalmente irregolare, è data dalle numerose collisioni tra di essi.
Alcuni asteroidi esterni all'orbita di Giove detengono al momento il primato delle dimensioni, ad
esempio 28978 Ixion ha un diametro superiore a Cerere, il primo asteroide della fascia principale,
che il 24 Agosto 2006 è stato riclassificato come nanopianeta.
Il numero degli asteroidi aumenta al diminuire delle dimensioni secondo la legge:
NdN=m-q dm=D2-3q dD
dove dN è il numero di corpi contenuti in un intervallo di massa [m, m+dm] e di diametro [D,
D+dD] e q è un valore numerico prossimo a 1.8.
Tale legge può essere estesa anche ai meteoriti. Rispetto a questa legge di potenza c'è un eccesso di
corpi con D pari a 100 km, per i quali l'energia di legame gravitazionale favorisce il riaccumulo di
frammenti espulsi a velocità inferiori alla velocità di fuga.
Le dimensioni dei pianetini possono essere misurate con tre tecniche:
1. misure fotometriche nell'ottico, note le distanze del pianetino dal Sole e dalla Terra ed il suo
albedo;
2. osservazioni radar quando i pianetini si trovano in prossimità della Terra;
3. osservazioni nel visibile mediante telescopi di grandi dimensioni forniti di ottiche adattive;
4. eclissi di stelle osservate dalla superficie terrestre.
Tutti gli asteroidi sono completamente privi di atmosfera, a causa della debole gravità superficiale,
inoltre possiedono un bassissimo albedo (o riflettività), che varia infatti tra 0.02 e 0.4 attestandosi
su un valore medio di 0.15. Solitamente densità media e albedo sono parametri strettamente
correlati alla composizione chimica di un corpo, che nel caso degli asteroidi risulta molto
diversa da corpo a corpo. Infatti da varie indagini spettrofotometriche sugli asteroidi della
fascia principale sono stati identificati più di dieci tipi diversi di asteroidi. I tre tipi principali sono:
asteroidi di classe C: sono i più numerosi, oltre il 75%. Hanno un colore neutro e un albedo
molto basso pari a 0.03; sono ricchi di carbonati, minerali opachi e fotoassorbenti, e il loro
spettro è simile a quello delle meteoriti denominate condriti carbonacee, piuttosto rare.
Generalmente orbitano nella parte interna della fascia.
asteroidi di classe S: sono circa il 17% degli asteroidi conosciuti e presentano le
caratteristiche spettrali dei corpi composti prevalentemente da rocce silicee come alta
riflettività (albedo tra 0.10 e 0.22), bande di assorbimento nell'infrarosso imputabili alla
presenza di composti di minerali come l'olivina e il pirosseno, e una colorazione
spiccatamente rossastra, che viene attribuita all'abbondanza relativamente alta di metalli
quali il ferro e il nichel. Occupano in genere la parte interna della fascia asteroidale e
sarebbero i corpi progenitori delle meteoriti più comuni che si possono trovare sulla Terra, le
condriti ordinarie.
asteroidi di classe M: tutti i rimanenti, sono abbastanza riflettenti (albedo tra 0.10 e 0.18) e
sono composti quasi esclusivamente di nichel e ferro.
Un tipo di asteroidi molto più rari sono gli:
asteroidi di classe V: frammenti che derivano con molta probabilità dall'asteroide Vesta;
perciò vengono detti anche vestoidi.
La distribuzione spaziale delle tre classi non rispecchia la variazione in composizione della
nebulosa originaria da cui si è condensato il Sistema Solare, ma è legata al diverso grado di
riscaldamento a cui sarebbero stati sottoposti i vari corpi a causa delle differenti velocità di
formazione iniziali; infatti anche l'albedo degli asteroidi tende a calare con l'aumentare della
distanza dal Sole: i materiali più scuri, ricchi di carbonio e acqua, si condensarono originariamente
nelle regioni più fredde e lontane dalla stella, mentre i materiali rocciosi brillanti, che erano meno
volatili, poterono rimanere all'interno delle regioni più calde e vicine al Sole.
Le orbite percorse dagli asteroidi in genere non sono né circolari (eccentricità tipiche comprese tra
0.05 e 0.3), né disposte sul piano dell'eclittica (inclinazioni fino a 35o).
Esistono dei gruppi asteroidali simili alle famiglie dinamiche della fascia principale: il gruppo
Pallade, il gruppo Hungaria e il gruppo Focea, che hanno o orbite con semiassi inferiori o
inclinazioni orbitali più elevate di quelli tipici della fascia asteroidale.
CENTAURI
I Centauri sono planetoidi ghiacciati che orbitano tra Giove e Nettuno. Questi oggetti, simili agli
asteroidi per aspetto e dimensioni, quando si trovano nei pressi del perielio, sviluppano attività
cometaria. Infatti i valori misurati della luminosità possono essere attribuiti all'espulsione di
materiali volatili causati della sublimazione dei ghiacci. A causa dell'interazione gravitazionale con
i pianeti gassosi, i Centauri non hanno orbite stabili e vengono facilmente espulsi dal Sistema
Solare. Si suppone che siano la “fase orbitale intermedia” di oggetti della fascia di EdgeworthKuiper in via di trasformazione in comete a corto periodo della famiglia di Giove.
Le perturbazioni gravitazionali spingerebbero tali corpi dalle regioni esterne del Sistema Solare
verso il Sole, intersecando l'orbita di Nettuno. A causa delle interazioni con i pianeti gassosi, le loro
orbite diventano altamente caotiche portando alcuni di questi oggetti ad intersecare l'orbita di
Giove. Se, una volta raggiunto l'interno del Sistema Solare, essi mostrano attività cometarie,
possono essere riclassificati come comete attive della famiglia di Giove, altrimenti vengono espulsi
dal Sistema Solare o collidono con un pianeta o con il Sole.
Analizzando la superficie, i centauri mostrano alcune differenze. Alcuni sembrano avere una
superficie neutra, mentre altri hanno una superficie rossastra. Questa differenza può essere spiegata
dalla teoria del rifacimento collisionale proposta da Luu e Jewitt, secondo la quale i processi che
intervengono su questi corpi coinvolgerebbero, oltre che le mutue collisioni, anche l'irradiazione
della luce solare. La colorazione neutra, dovuta ai materiali portati in superficie dalle collisioni, è
caratteristica di croste relativamente giovani; la colorazione rossastra sarebbe dovuta ad una
prolungata esposizione alla radiazione solare. Si suppone anche che la diversa colorazione sia
dovuta a differente composizione chimica del suolo.
I centauri più noti sono:
2060 Chirone: scoperto nel 1997, è stato inizialmente classificato come asteroide di classe
C. I suoi parametri orbitali, però, erano caratteristici di una cometa anche se non mostrava
alcuna coda e le sue dimensioni erano maggiori di quelle tipiche dei nuclei cometari (137
km contro i 16 della cometa di Halley). Per questo si decise di creare una nuova categoria di
corpi, i Centauri, in cui collocare Chirone. Gli venne dato il nome di un centauro della
mitologia greca. Chirone orbita in maniera caotica tra Saturno e Urano, e subisce pesanti
perturbazioni che modificano l'ellisse orbitale ogni qualche decina di migliaia di anni. Le
osservazioni effettuate dal 1986 al 1988 mostrano che Chirone sviluppa una chioma
cometaria nell'avvicinarsi al perielio, oltre che un incremento della luminosità. Per questo è
stato classificato come cometa 95 P/Chiron, anche se viene tuttora considerato il prototipo
dei centauri.
5145 Pholus o Folo: presenta un'orbita molto eccentrica (0.573) con il perielio che rasenta
l'orbita di Saturno e l'afelio che si trova oltre Nettuno; presenta un colore rossastro e non
mostra segni di attività cometaria. Porta il nome del fratello di Chirone.
5245 Damocle: possiede un'orbita che si estende da Marte fino ad Urano. Porta il nome di
un famoso personaggio mitologico greco.
Alcuni scienziati ritengono che il satellite di Saturno Phoebe sia un centauro catturato
dall'attrazione gravitazionale di Saturno.
TNO
Oltre ai centauri, che si trovano internamente all'orbita di Nettuno, troviamo corpi asteroidali anche
oltre la suddetta orbita. Essi prendono il nome di Trans-Neptunian Objects (TNO) e si trovano
nella fascia di Edgeworth-Kuiper. Questa fascia ha una forma schiacciata, si estende da 30 a 100
UA circa dal Sole e, secondo alcune stime, contiene oltre 10 milioni di oggetti con oltre 10 km di
raggio. Oltre la fascia di Kuiper troviamo una regione chiamata Scattered Disk (disco diffuso)
ricca di planetoidi ghiacciati. La parte interna di questa regione sfuma nella fascia di Kuiper, mentre
la parte esterna si estende ben oltre portandosi al di sopra e al di sotto del piano dell'eclittica.
Si pensa che questa regione sia composta da TNO spinti in orbite molto eccentriche e inclinate
dall'azione gravitazionale di Nettuno. Secondo alcune ipotesi, questi oggetti sono molto simili ai
centauri, con la differenza che sono stati spinti al di fuori del Sistema Solare invece che all'interno.
Inoltre non presentano un perielio inferiore alle 35 UA.
La scoperta di 2000 CR105, che possiede un'orbita oltre il disco diffuso, ha suggerito l'ipotesi di
inserire il concetto di Disco Diffuso esteso o distaccato. Oltre il disco diffuso, a circa 30000 UA dal
Sole troviamo la Nube di Oort, regione di forma approssimativamente sferica.
I TNO presentano caratteristiche diverse dagli oggetti interni al Sistema Solare. Questo è dovuto
alle diverse caratteristiche dell'ambiente in cui questi oggetti si sono formati.
Le grandi distanze rendono molto difficile lo studio di questi oggetti, infatti le informazioni che
abbiamo derivano solo dallo studio di oggetti relativamente grandi e luminosi. Lo studio di questi
oggetti è molto importante al fine di comprendere meglio la formazione del Sistema Solare.
CLASSIFICAZIONE DEI TNO
I TNO sono stati classificati in:
TNO classici: la categoria più numerosa; gli oggetti hanno semiasse maggiore compreso tra
35 e 42 UA, una distanza al perielio maggiore di 35 UA e una distanza massima all'afelio di
50 UA.
TNO risonanti: hanno valori di inclinazione ed eccentricità superiori alla media dei TNO e
risentono molto degli effetti gravitazionali di Nettuno con il quale orbitano in risonanza,
infatti la maggior parte di questi corpi orbitano in risonanza 3:2. Questi corpi sono chiamati
anche plutini in quanto Plutone è il maggior esponente di questa classe, e rappresentano
circa il 10% dei TNO conosciuti. Raggiungono una distanza al perielio di circa 30 UA,
intersecando l'orbita di Nettuno.
TNO diffusi: hanno valori di inclinazione ed eccentricità molto alti che variano in intervalli
altrettanto grandi. Si trovano oltre la zona dei TNO classici e compongono il Disco Diffuso.
TNO cubewani: appartengono alla fascia di Kuiper, si estendono fino a 41 UA e non
presentano orbite risonanti con altri corpi. Il nome è dato dal prototipo di questi corpi: 1992
QB1.
CARATTERISTICHE CHIMICHE E FISICHE DEI TNO
Dalle osservazioni si ricava che i corpi maggiori posseggono un albedo basso, intorno a 0.04 – 0.05.
Si ritiene che ciò sia dovuto alla presenza di una superficie ghiacciata formata da particelle volatili
che non sono sfuggite alla gravità. Anche gli urti con altri corpi possono contribuire a questo,
modificando le caratteristiche dei TNO bersagliati. Le osservazioni confermano l'esistenza di corpi
che spaziano da 100 km di diametro fino a dimensioni tipiche dei nanopianeti come Eris. Non si
esclude comunque la presenza di oggetti di 3000 km di diametro.
A causa della loro debolezza non è facile poter ottenere spettri ottici dei TNO, tuttavia, dalle
osservazioni effettuate si riscontra una colorazione che varia dal neutro al rosso, spiegabile con una
differente composizione chimica o con la teoria del rifacimento collisionale (vedi centauri). Si è
riscontrata la debole presenza di ghiaccio d’acqua e CO. Su Quaoar si ipotizzano anche fenomeni di
criovulcanesimo.
50 UA. Le orbite hanno bassa eccentricità (intorno a 0.1) e giacciono più o meno sullo
stesso piano. Si suddividono ulteriormente in due sottogruppi:
TNO caldi: orbite molto inclinate e colorazione che va dal blu al rosso;
TNO freddi: orbite poco inclinate (inferiori a 5°) e colorazione rossa.
ASTEROIDI MULTIPLI
I modelli collisionali hanno portato ad ipotizzare l'esistenza di asteroidi doppi o binari; in genere si
indicano come asteroidi doppi quando i due corpi hanno circa la stessa massa, altrimenti sono
chiamati asteroidi binari.
Secondo la teoria più accreditata, i piccoli satelliti asteroidali si sono originati da materiale espulso
dall'asteroide principale; in alternativa, la gravità dell'asteroide principale potrebbe aver catturato un
asteroide di dimensione inferiore.
La prima "luna asteroidale" fu scoperta nel 1993 dalla sonda Galileo. Si tratta di Dactyl, che orbita
attorno all'asteroide 243 Ida. La seconda luna asteroidale, scoperta nel 1998, orbita attorno a 22
Calliope.
243 Ida: asteroide della fascia principale considerato, a causa dei suoi parametri orbitali (semiasse
maggiore di 2.860 U.A., eccentricità di 0.046, inclinazione orbitale di 1.138o), membro della
famiglia di asteroidi Koronis, venne scoperto nel 1884 e porta il nome della ninfa cretese che
sull'omonimo monte fece da balia a Zeus. Compie un'orbita completa in 4.84 anni e ha una forma
molto irregolare: 53.6x24.0x15.2 km. Mostra delle variazioni di colore superficiali, dovute
probabilmente alla diversa composizione del suolo ferroso.
Su Ida sono state identificate alcune formazioni geologiche:
moltissimi crateri di varie dimensioni, che portano tutti il nome di famose grotte terrestri:
Azzurra (Italia), Castellana (Italia), Choukoutien (Cina), Lescaux (Francia), etc;
tre regiones, che portano il nome dello scopritore di Ida e delle città in cui ha lavorato:
Palisa Regio, Pola Regio e Vienna Regio;
la "cresta" montuosa, Dorsum, o Townsend Dorsum, che porta il nome di un membro del
team della sonda Galileo.
Il suo satellite naturale, (243) Ida I Dactyl, è stato scoperto durante la missione della sonda Galileo
il 17 febbraio 1994. Gli è stato dato il nome delle creature mitologiche che per i Greci abitavano il
Monte Ida, così come ai suoi due crateri, Acmon e Celmis. Dactyl ha solo 1.4 km di diametro ed
orbita attorno a Ida in 1.54 giorni ad una distanza media di 108 km e con una inclinazione di 9o;
alcuni astronomi ritengono che si tratti di un pezzo di Ida espulso da questo a causa di un impatto
avvenuto in passato, altri che si siano formati contemporaneamente 2 miliardi di anni fa dalla
disgregazione di un unico corpo.
22 Calliope: grande asteroide di classe M della fascia principale (diametro medio di 181 km),
probabilmente di forma leggermente allungata, e con una composizione ricchissima di nichel e
ferro; recenti misurazioni indicano che la sua densità è di soli 2.37 g/cm³, quindi dovrebbero essere
presenti anche materiali meno pesanti e in quantità considerevole. Venne scoperto nel 1852 e fu
battezzato col nome della Musa greca della poesia epica. Percorre in 4.96 anni un'orbita piuttosto
inclinata, 13.710o, con una eccentricità di 0.103 ed un semiasse maggiore di 2.909 U.A.,
Il 29 agosto 2001, grazie al telescopio di Mauna Kea (Hawaii), è stato scoperto il suo piccolo
satellite battezzato successivamente come (22) Kalliope I Linus, il nome di una delle figlie di
Apollo. Linus ha un diametro 5 volte più piccolo (38 km) e ruota attorno a 22 Calliope con moto
retrogrado in 3,59 giorni, ad una distanza media di 1065 km, su un'orbita praticamente circolare ma
molto inclinata (93.4o). Si pensa che Linus sia un frammento di 22 Calliope espulso a causa
dell'impatto con un altro corpo, oppure un frammento catturato dopo la disgregazione dell'asteroide
progenitore di 22 Calliope.
Nel 2005 è stato scoperto il primo asteroide triplo, 87 Silvia, seguito poi dall'asteroide 45 Eugenia.
87 Sylvia: è uno dei più grandi asteroidi della fascia principale (384x264x232 km) e descrive in
6.521 anni un'orbita piuttosto inclinata (i=10.856o), con eccentricità pari a 0.080. L'asteroide è
situato nella parte esterna della fascia, al di là della maggior parte dei pianetini (semiasse
maggiore=3.490 U.A.) e per questo si ritiene faccia parte della famiglia di asteroidi Cybele. Fu
scoperto nel 1866 a Madras (India) e gli è stato assegnato il nome di Rea Silvia, madre dei gemelli
Romolo e Remo; ha una superficie molto scura ed una densità piuttosto bassa, 1.20 gr/cm3, facendo
supporre che sia molto poroso, tanto che il 60% di esso potrebbe essere spazio vuoto. Inoltre ruota
molto velocemente, facendo un giro completo intorno ai suoi assi ogni 5.18 ore circa, ad una
velocità media di 160 km/h.
La prima luna venne scoperta nel 2001 col telescopio del Keck ed è stata chiamata (87) Sylvia I
Romulus; ha un diametro di 18 Km e orbita in 87,59 ore ad una distanza di 1356 km da Silvia. (87)
Sylvia II Remus, la seconda luna, fu scoperta nel 2004 utilizzando il telescopio Yepun dell'ESO in
Cile; ha un diametro pari a 7 km e orbita a una distanza di 706 km da Silvia, compiendo una
rivoluzione in 33.09 ore. Dalla superficie di Silvia, Romolo e Remo hanno approssimativamente la
stessa dimensione. Inoltre le due lune asteroidali sembrano orbitare sullo stesso piano, quindi si
occulterebbero a vicenda ogni 2.2 giorni.
Gli astronomi sono convinti che questi satelliti siano frammenti espulsi da Silvia in un impatto
avvenuto in passato, e che altri piccoli satelliti possano essere ancora individuati.
45 Eugenia: grande asteroide della fascia principale (diametro di 214 km), è stato il secondo
asteroide doppio scoperto per poi diventare il secondo asteroide triplo scoperto. 45 Eugenia fu
scoperto nel 1857 all'Osservatorio di Parigi e gli venne dato il nome dell'Imperatrice Eugenia di
Montijo, moglie di Napoleone III: fu il primo asteroide ad essere chiamato con il nome di una
persona realmente esistente. Si tratta di un asteroide di colore "nero come la fuliggine" e come 253
Mathilde la sua densità sembra essere stranamente bassa; potrebbe quindi trattarsi di un cumulo di
pietrisco altamente poroso e non di un oggetto monolitico. Il suo periodo di rivoluzione, retrogrado,
è di 4.484 anni durante il quale compie un'orbita quasi circolare (e=0.082), di semiasse maggiore
pari a 2.720 U.A., e inclinazione pari a 6.610o.
Nel 1998, gli astronomi scoprirono con il telescopio del Mauna Kea (Hawaii) una piccola luna
orbitante attorno ad esso, che chiamarono (45) Petit-Prince, in onore del figlio dell'Imperatrice
Eugenia: è stata la prima luna asteroidale a essere individuata da un telescopio situato al suolo.
Petit-Prince è molto più piccolo di Eugenia (circa 13 km di diametro) e impiega 5 giorni per
descrivere un'orbita completa intorno ad esso.
Nel 2007 è stato comunicato che un secondo satellite, denominato S/2004 (45) 1, è stato scoperto
nel febbraio 2004 analizzando tre immagini prese dal VLT (very large telescope) dell'ESO a Cerro
Paranal (Cile). Sembra che abbia un diametro di circa 6 km e che si trovi ad una distanza da 45
Eugenia paragonabile a quella di (45) Petit-Prince.
Nel 2003 venne scoperto il primo asteroide doppio orbitante vicino alla Terra: la coppia 69230
Hermes - S/2003 (69230) 1.
69230 Hermes: asteroide di tipo Apollo di classe S che attraversa le orbite di Marte e di Venere;
venne scoperto nel 1937 quando, il 30 ottobre, passò a solo 0.005 U.A. dalla Terra (1.9 volte la
distanza della Luna). La sua orbita ha un semiasse maggiore pari a 1.655 U.A., è inclinata di
6.06743o sull'eclittica ed ha un'eccentricità di 0.624. Alla fine del 2003, le osservazioni radar fatte
all'Arecibo Observatory rivelarono che 69230 Hermes è doppio e che entrambe le componenti,
distanti solo 1200 m, hanno circa la stessa dimensione: 300-450 m di raggio.
Nel 2006 risultavano identificati più di 70 asteroidi dotati di satelliti, sia nella fascia principale che
nella fascia di Kuiper. I fenomeni che hanno portato alla teorizzazione e all'identificazione di
sistemi multipli sono:
1. curve di luce simili a quelle registrate per stelle binarie ad eclisse;
2. occultazione di stelle brillanti da parte degli asteroidi;
3. periodi di rotazione di alcuni corpi relativamente lunghi;
4. esistenza di crateri da impatto doppi.
Le ipotesi circa la formazione di sistemi multipli sono:
1. attrazione gravitazionale reciproca;
2. aggregazione di detriti;
3. frammentazione di un asteroide genitore.
Le orbite sono stabili se è verificata la condizione:
a sec≥ 2a prin
dove a è il semiasse maggiore dell'orbita attorno al baricentro, rispettivamente del corpo secondario
e del corpo principale.
ASTEROIDI POTENZIALMENTE PERICOLOSI
Si usa il termine Near-Earth Asteroids (NEA) per indicare gli asteroidi che orbitano nei pressi
della Terra. Più in generale, si usa il termine Near-Earth Objects (NEO) per indicare tutti gli
oggetti (anche comete) che hanno una distanza al perielio inferiore alle 1.3 UA. Le caratteristiche
fisiche e mineralogiche di questi oggetti sono simili agli asteroidi di classe S con dimensioni
relativamente contenute. I due NEA più grandi sono 1036 Ganymed e 433 Eros, aventi dei diametri
medi di 30 km. Considerando solo i corpi più grandi di 1 km (circa 2000), i NEA rappresentano
circa lo 0,4% della popolazione asteroidale totale del Sistema Solare, ma sono stati osservati oggetti
di dimensioni inferiori al chilometro, alcuni anzi misurano solo pochi metri, perciò i NEA
rappresentano un'opportunità unica per studiare i corpi più piccoli del Sistema Solare. Non si
esclude che in futuro questi piccoli asteroidi possano essere sfruttati come fonti di preziosi
materiali.
A causa delle numerose perturbazioni a cui sono sottoposti, le orbite di questi asteroidi variano
continuamente, e ciò fa sì che non possano sopravvivere nel Sistema Solare interno più di 200
milioni di anni prima di urtare contro un pianeta (e causare catastrofi naturali) o di venire da questo
espulsi fuori dal Sistema Solare, cioè un tempo inferiore al 5% dell'età del Sistema Solare. Essendo
rimasto quasi costante negli ultimi 3 miliardi di anni il tasso di impatti contro i pianeti, è stato
dedotto che gli asteroidi vicini non possono essersi formati durante la formazione del Sistema
Solare. Presumibilmente provengono dalla fascia asteroidale e si sono inseriti nell'orbita attuale a
causa della gravità di Giove, o, per i NEA con orbita molto eccentrica, si tratta di comete che hanno
perso le componenti volatili.
I NEA si suddividono in tre classi in base a parametri orbitali come eccentricità e semiasse
maggiore dell'orbita. I nomi dei tre gruppi derivano dal primo asteroide scoperto avente le
caratteristiche comuni agli altri componenti della categoria.
Amor: orbita esterna a quella terrestre, con perielio compreso tra 1.017 e 1.3 UA. Non
attraversano mai l'orbita di Marte, e possono solo avvicinarsi esternamente all'orbita della
Terra. I due satelliti marziani Phobos e Deimos possono due Amor catturati dal pianeta
Marte oppure due frammenti di Marte colpito da un grosso asteroide. Gli Amor si
suddividono ulteriormente in 4 sottogruppi in base alla distanza media dal Sole:
Amor I: hanno i semiassi maggiori compresi tra 1 e 1.523 UA, non intersecano mai
l'orbita di Marte e presentano eccentricità molto piccole. Sono circa 1/5 della
popolazione complessiva degli Amor e quelli con semiassi maggiori vicini ad 1 UA sono
detti asteroidi Arjuna.
Amor II: hanno i semiassi maggiori compresi tra 1.523 e 2.120 UA, presentano
eccentricità non molto piccole e comprendono circa 1/3 della popolazione degli Amor.
Di questo sottogruppo fa parte l'asteroide Amor.
Amor III: hanno i semiassi maggiori compresi tra 2.120 e 3.570 UA, presentano
eccentricità elevate e comprendono circa ½ della popolazione totale degli Amor.
Essendo su orbite molto eccentriche, si tratta di asteroidi della fascia principale che
hanno il perielio vicino alla Terra. Alcuni di essi appartengono a particolari famiglie
asteroidali, ad esempio Alinda.
Amor IV: hanno i semiassi maggiori che superano 3.570 UA e presentano le
eccentricità più alte tra gli Amor. Arrivano anche ad intersecare l'orbita di Giove.
L'Amor più conosciuto è l'asteroide 433 Eros, infatti è stato uno dei primi asteroidi studiati da una
sonda spaziale, la Near, che lo ha raggiunto il 14 febbraio 2000 e un anno dopo vi è atterrata sopra,
continuando a fornire informazioni anche dopo l'atterraggio. Si tratta di un asteroide di tipo S, che
attraversa l'orbita di Marte, ruota su sé stesso in 5 ore e 16 minuti ed ha il periodo sinodico più
grande di tutto il Sistema Solare, con i suoi 846 giorni terrestri; l'orbita è inclinata di 10.829o, ha
una eccentricità pari a 0.223, viene percorsa in 643.219 giorni terrestri ed è instabile, portando Eros
ad intersecare l'orbita terrestre tra circa 2 milioni di anni.
Grazie ai dati forniti dalla sonda Near si è visto che sulla superficie di Eros la gravità varia
tantissimo, a causa della forma ad arachide dell'asteroide (dimensioni 13x13x33 km); la sonda ha
inoltre rilevato che il suolo è simile a quello delle meteoriti chiamate condriti, ma che, rispetto a
queste, risulta più povero di elementi volatili, come lo zolfo.
Su Eros sono state identificate varie strutture geologiche:
due regiones che portano il nome degli scopritori dell'asteroide: Charlois Regio e Witt
Regio;
due crinali (o dorsa) che portano il nome di coloro che hanno studiato l'asteroide:
Finsen Dorsum e Hinks Dorsum;
molti crateri da impatto che portano il nome di Aida, Cupido, Don Giovanni, Galatea,
Narciso e Tutenakai (mitologia polinesiana);
grandi rocce disseminate sulla superficie.
Apollo: semiasse maggiore superiore a 1 UA, mentre il perielio è a distanza inferiore a
1.017 UA. In base a questi parametri, questi oggetti intersecano l'orbita terrestre. I loro
periodi di rivoluzione sono superiori ad un anno terrestre. L'asteroide meglio studiato fra gli
Apollo è 25143 Itokawa, la cui orbita ha inclinazione pari a 1.622°, eccentricità pari a 0.280,
periodo di 556.355 giorni terrestri e interseca l'orbita di Marte che è stato raggiunto e
studiato dalla sonda giapponese Muses-C. Si tratta di un asteroide di classe S scoperto nel
1998 nell'ambito del progetto LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research). Il nome
provvisorio era 1998 SF36, ma nel 2000 gli fu dato il nome di un famoso progettista di razzi
giapponese. Analogamente tutti i nomi delle strutture geologiche dell'asteroide furono
assegnati alle persone coinvolte nel progetto Muses. Ad esempio le tre regiones identificate
dalla Terra: MUSES-C Regio, Sagamihara Regio e Uchinoura Regio. La missione ha
confermato i sospetti derivanti dalle immagini ottenute con il radar di Goldston: l'asteroide è
formato da asteroidi più piccoli, possiede una forma allungata e ha un periodo di rotazione
di 12.132 h. Non sono stati trovati crateri da impatto e la superficie risulta molto ruvida. Si
attende con ansia il 2010, quando il probe della Muses, l'Hayabusa, riporterà a Terra
campioni del suolo dell'asteroide.
Aten: scoperti a partire dal gennaio 1976, gli Aten sono gli oggetti più rari; la loro orbita è
quasi sempre interna a quella terrestre, a cui si avvicinano solo all'afelio. Il periodo di rivoluzione
risulta minore di 1 anno terrestre. Sembra che siano stati immessi sulle loro orbite prossime al Sole
dall'attrazione combinata di Venere e della Terra.
Gli asteroidi che hanno orbite completamente interne a quella della Terra formano il
sottogruppo denominato Apohele o Inner-Earth Object (IEO), il primo ad essere scoperto fu
l'asteroide 2003 CP20 che ha il semiasse maggiore è di 0.76 U.A. e l'afelio si trova a 0.9778 U.A.
dal Sole, presentando una eccentricità pari a 0.29. Fino al settembre 2010 si conoscevano 9
Apohele.
L'appartenenza di un dato oggetto a una delle 4 categorie non è però fissata rigorosamente: dagli
studi effettuati risulta che esistono oscillazioni secolari delle eccentricità orbitali che, su periodi di
tempo dell'ordine di 100 mila anni, porterebbero asteroidi del tipo Amor ad assumere orbite del tipo
Apollo e viceversa.
L'attenzione relativa ai possibili futuri impatti è aumentata negli ultimi decenni del 1900 a seguito
dell'ipotesi di Alvarez, che spiega l'estinzione del Cretaceo-Terziario con un impatto tra la Terra e
un grande asteroide o cometa, come avvenuto nella collisione della cometa Shoemaker-Levy 9 con
Giove il 16 luglio 1994. Non sono infrequenti passaggi di asteroidi a distanze dalla Terra
confrontabili con quelle della Luna, ad esempio il 23 marzo 1989 l'asteroide di tipo Apollo 4581
Asclepius è passato nel punto in cui la Terra si trovava 6 ore prima, mancandola di 700.000 km.
Nel settembre 2007 i dottori Bottke, Vokrouhlicky e Nesvorny hanno presentato una teoria sulla
possibile provenienza dell'asteroide che 65 milioni di anni fa causò l'estinzione dei dinosauri sulla
Terra. Secondo la loro ipotesi 160 milioni di anni fa l'asteroide 298 Baptistina, di 170 km di
diametro e con caretteristiche simili a quelle delle meteoriti carbonacee, si scontrò con un altro
asteroide, di circa 60 km di diametro, producendo la famiglia di asteroidi Baptistina che
comprendeva inizialmente circa 300 corpi con diametro maggiore di 10 km e 140 mila con diametro
superiore ad 1 km. A causa delle forze prodotte dall'assorbimento e riemissione della luce solare, i
frammenti migrarono nello spazio; circa il 20% di quelli con diametro maggiore possono essere
sfuggiti all'orbita di gruppo e si pensa che il 2% di questi possa avere incrociato l'orbita terrestre.
Probabilmente uno dei frammenti di dimensioni maggiori è responsabile della creazione del cratere
lunare Tycho, di 85 km di diametro, che venne creato da un impatto 108 milioni di anni fa.
Analogamente un altro frammento di Baptistina avrebbe creato 65 milioni di anni fa sulla Terra,
nello Yucatan, il cratere Chicxulub, di 180 km di diametro, provocando l'estinzione dei dinosauri.
I ricercatori stimano che esistano circa 10.000 NEA con dimensioni comprese tra 0,5 e 5 km, di cui
circa 1000 potrebbero avvicinarsi pericolosamente all'orbita terrestre.
Nel novembre 2010 dei 6000 NEA catalogati 1100 presentano caratteristiche tali da avere
probabilità di impatto molto maggiori della media in quanto si avvicinano a meno di 7.5 milioni di
km dalla Terra, sono stati chiamati Potentially Hazardous Asteroids (PHA). Essi non
rappresentano attualmente un pericolo per la Terra, ma devono essere tenuti sotto controllo, perché
le loro orbite potrebbero essere alterate da un passaggio ravvicinato con altri oggetti simili o con i
pianeti stessi.
Esistono vari progetti per localizzare i NEA in tempo, gli "Spaceguard", e alcuni ricevono fondi
NASA:
LINEAR, il Lincoln Near-Earth Asteroid Research nel New Mexico:
Japanese Spaceguard Association;
Asiago-DLR Asteroid Survey;
CINEOS, il Campo Imperatore Near-Earth Objects Survey;
LONEOS, il Lowell Observatory Near-Earth Objects Survey.
Per valutare la pericolosità di un asteroide sono state introdotte 2 scale:
LA SCALA TORINO
Nel giugno 1999 si è tenuta a Torino una conferenza internazionale sui NEA, sotto l'egida
dell'ONU, che ha adottato una scala dei valori di pericolosità dei NEA denominata, anche in
inglese, Torino Scale.
Lo scopo della Torino Scale è quello di essere strumento di comunicazione e valutazione per
predizioni sul rischio d'impatto sulla Terra di un asteroide o di una cometa nel futuro.
L'istituzione della Torino Scale semplifica la comunicazione pubblica per la valutazione di un
incontro ravvicinato di un NEO ed aiuta gli astronomi per un'informazione chiara e coerente sui
rischi d'impatto.
Per un oggetto che può avere un incontro ravvicinato con la Terra in un futuro prossimo, assegnare
un valore di rischio secondo la Torino Scale richiede due numeri: il primo è la probabilità di
collisione dell'oggetto nella data dell'incontro, il secondo è la valutazione più attendibile
dell'energia cinetica associabile all'oggetto. Tali numeri individuano una posizione all'interno di una
regione colorata di un grafico e danno il valore della Torino Scale espresso con un intero.
La Scala Torino prevede:
Colore Bianco
Livello 0
Eventi che non portano a collisioni, o
collisioni che non producono danni
sulla superficie terrestre.
Colore Verde
Livello 1
Collisione estremamente improbabile,
ma l'oggetto merita un monitoraggio.
Colore Giallo
Eventi preoccupanti
Livello 2
Incontro abbastanza ravvicinato ma
non insolito, la collisione è molto
improbabile.
Livello 3
Incontro ravvicinato con l'1% o più di
possibilità di una collisione capace di
causare distruzione localizzata.
Livello 4
Incontro ravvicinato con l'1% o più di
possibilità di una collisione capace di
causare devastazione regionale.
Livello 5
Collisione probabile capace di causare
devastazione regionale.
Livello 6
Collisione poco probabile capace di
causare una catastrofe globale.
Livello 7
Collisione probabile capace di causare
una catastrofe globale.
Livello 8
Collisione sicura capace di causare
distruzione localizzata (una volta ogni
1000 anni).
Livello 9
Collisione sicura capace di causare
devastazione regionale (una volta
ogni 100 mila anni).
Livello 10
Collisione sicura capace di causare
una catastrofe climatica globale,
evento rarissimo.
Colore Arancione
Eventi minacciosi
Colore Rosso
Collisioni certe
99942 Apophis: Scoperto il 19 Giugno 2004, verso la fine di Dicembre si stimò che un impatto si
sarebbe potuto verificare il 13 Aprile 2029 con una probabilità del 3%, provocando devastazioni su
scala regionale, proprio come previsto dal livello 4 della Scala Torino. L'energia liberata in questo
possibile impatto (ha dimensioni di 300 m) sarebbe maggiore di 400 Mton (circa 25.000 volte
l'energia liberata dalla bomba di Hiroshima). In seguito, questa possibilità è stata esclusa grazie ad
osservazioni radar accurate.
Il 13 Aprile 2029 alle ore 23:43 (ora Europa Centrale) l'asteroide passerà comunque ad una distanza
di 30.000 km dalla superficie della Terra, quota di poco inferiore a quella dei satelliti geostazionari,
raggiungendo una magnitudine apparente di 3.3. Il passaggio vicino alla Terra potrebbe perturbare
l'orbita di Apophis aumentando il rischio d'impatto per il secondo incontro previsto il 13 Aprile
2036.
Si sta valutando l'ipotesi di installare un transponder sulla superficie di Apophis potendo così
monitorare l'asteroide e tracciare con maggior precisione l'orbita.
Fino al 2009 oltre ad Apophis solo gli asteroidi 1997 XR2 e 2004 VD1 hanno raggiunto il livello 1
della scala Torino.
ALCUNI EVENTI DI IMPATTO CON LA TERRA
Evento di Tunguska: Il 30 Giugno 1908, nella località di Tunguska (Siberia), un evento
catastrofico dalle cause allora sconosciute provocò l'abbattimento di circa 80 milioni di alberi su
un'area di circa 2000 km2.
Nel 1927, il mineralologo russo Leonid Kulik scoprì il sito della catastrofe; egli organizzò altre
quattro spedizioni tra il 1927 e il 1939. L'ipotesi più accreditata era l'esplosione in volo di un
asteroide con diametro dell'ordine di qualche decina di metri, ad una quota di circa 10 km. Questo
spiegherebbe il fatto che gli alberi in corrispondenza dell'epicentro sono rimasti in posizione
verticale, mentre il resto degli alberi abbattuti si dispongono radialmente su tutta l'area interessata.
Il corpo che ha provocato l'evento non è stato mai trovato, essendosi polverizzato esplodendo ad
una altezza di 8 km. Per questo furono avanzate ipotesi fantascientifiche che implicavano la
presenza di navicelle aliene schiantate, buchi neri e antimateria. Proprio in seguito a queste ipotesi,
l'Accademia delle Scienze Russa finanziò una spedizione nel 1960 per cercare i resti di questa nave
aliena, ma senza successo.
La prima spedizione ad opera di un team straniero è stata organizzata nel 1991 dal Dipartimento di
Fisica dell'Università di Bologna, con lo scopo di cercare resti microscopici dell'asteroide nella
resina degli alberi. Sono state trovate migliaia di particelle inglobate nella resina tra il 1885 e il
1930 (con un'elevata abbondanza di particelle inglobate nel 1908), soprattutto tracce di metalli
pesanti che probabilmente componevano l'asteroide. Tuttavia, è probabile che queste particelle
siano emerse dal terreno in seguito all'esplosione, quindi non hanno origine extraterrestre.
Analisi effettuate sui tronchi sezionati hanno mostrato una crescita maggiore degli alberi proprio in
seguito al 1908, quando l'abbattimento della maggior parte degli alberi permise una crescita più
rapida per quelli sopravvissuti.
In base ai risultati della seconda spedizione del 1999, si è ipotizzato che il corpo fosse un bolide
multiplo: il bolide principale ha causato l'esplosione, mentre il secondario ha originato il lago
Cheko. Questa ipotesi è confermata
1. dalla forma ad imbuto del lago simile ad un cratere da impatto
2. dalla inesistenza di testimonianze circa la presenza del lago prima del 1908
3. dalla assenza, nei sedimenti del fondo, di polline di piante lacustri anteriore al 1908.
2008 TC3: Il 7 Ottobre 2008 alle ore 02:46 UTC, un asteroide ha impattato la Terra in
corrispondenza del Sudan settentrionale. Individuato il 6 Ottobre 2008 dal Catalina Sky Survey
dell'Università dell'Arizona, questo asteroide appartenente alla classe Apollo aveva inizialmente un
diametro di circa 5 m e una massa di circa 7 x 104 kg. Secondo le stime, l'impatto con l'atmosfera
terrestre è avvenuto a circa 12.8 km/s con un angolo di incidenza di 19°. L'esplosione è avvenuta a
circa 37 km dalla superficie liberando un'energia di circa 4.0 x 1011 J.
LA SCALA PALERMO
Poiché la probabilità di collisione e l'energia cinetica dell'asteroide sono calcolati da dati
osservativi, il valore della Torino Scale può cambiare in modo significativo usando nuovi dati
ottenuti successivamente. I tre aspetti più problematici di questa scala sono:
1. scenari simili ricevono lo stesso punteggio sia che l'impatto possa avvenire tra 90 giorni che
tra 90 anni;
2. l'uso di una scala intera porta inevitabilmente ad approssimazioni;
3. assegna un valore nullo a tutti gli impatti con energia al di sotto di 1 Mton,
indipendentemente dalla probabilità.
Nel gennaio 2001, durante l'Asteroids 2001-Piazzi meeting tenuto a Palermo, la Torino Scale è stata
aggiornata tenendo conto del tempo entro il quale l'impatto potrebbe verificarsi ed è stata
denominata Palermo Scale.
Si tratta di una scala logaritmica in base 10 che restituisce un solo valore P, che viene calcolato
usando la probabilità d'impatto pi, la frequenza annua di un impatto (o rischio di fondo annuo) fb e
il tempo che ci separa dall'impatto T in anni, secondo la seguente formula:
dove E = energia dell'impatto in megatoni (MT)
Il rischio di fondo annuo fb esprime la probabilità che un oggetto delle stesse dimensioni
dell'asteroide in esame colpisca la Terra nel tempo T; quindi P=-2 indica che l'impatto ha solo
1/100 della probabilità di un impatto casuale della stessa gravità nel corso degli anni che ci separano
da quell’evento. Viceversa P=+2 indica che l’evento è 100 volte più probabile del rischio di fondo
annuo.
L'asteroide 99942 Apophis ebbe nel dicembre 2004 per un breve periodo il valore di Palermo Scale
più alto mai registrato: 1.12 per una possibile collisione nel 2029, ma con successive osservazioni si
è raggiunto il valore -1.4 per una possibile collisione nel 2036.
