La fascia principale degli asteroidi o pianetini
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SCIENZE della TERRA ASTRONOMIA. La fascia principale degli ASTEROIDI o PIANETINI. LEZIONE N.1 Slide N. 27. IV Liceo Tecnologico. IISS “Mattei” – Rosignano S. ( LI ). Asteroide.

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La fascia principale degli asteroidi o pianetini

SCIENZE della TERRA

ASTRONOMIA

La fascia principale degli ASTEROIDI o PIANETINI

LEZIONE N.1

Slide N. 27

IV Liceo Tecnologico

IISS “Mattei” – Rosignano S. (LI)


Asteroide

Asteroide

Un asteroide (a volte chiamato pianetino o planetoide) è un corpo celeste simile per composizione ad un pianeta terrestre ma più piccolo, e generalmente privo di una forma sferica; ha in genere un diametro inferiore al chilometro, anche se non mancano corpi di grandi dimensioni, giacché tecnicamente anche i corpi particolarmente massicci recentemente scoperti nel Sistema solare esterno sono da considerarsi asteroidi

Si pensa che gli asteroidi siano residui del disco protoplanetario che non sono stati incorporati nei pianeti, durante la formazione del sistema. Hanno spesso orbite caratterizzate da un'elevata eccentricità. Asteroidi molto piccoli (in genere frammenti derivanti da collisioni), con le dimensioni di un masso o anche meno (secondo l'Unione Astronomica Internazionale, corpi di massa compresa fra 10−9 e 107 kg), sono conosciuti come "meteoroidi". Gli asteroidi composti per la maggior parte di ghiaccio sono conosciuti invece come comete. Alcuni asteroidi sono il residuo di vecchie comete, che hanno perso il loro ghiaccio nel corso di ripetuti avvicinamenti al Sole, e sono adesso composti per lo più di roccia.


La fascia principale degli asteroidi o pianetini

Fascia principale

La fascia principale degli asteroidi è una regione del sistema solare compresa fra le orbite di Marte e Giove, che contiene la maggiore concentrazione di asteroidi del sistema solare. Il termine generico fascia degli asteroidi è a volte impropriamente utilizzato come sinonimo, e può invece riferirsi a una qualunque regione dove si concentrano asteroidi con orbite simili, detta cintura asteroidale.

Quasi metà della massa della fascia principale è contenuta nei quattro asterodi più importanti: Cerere, 4 Vesta, 2 Palladee 10 Hygiea, che hanno tutti diametri di oltre 400 km. Cerere in particolare ha un diametro di circa 950 km ed è l'unico identificato come pianeta nano. I rimanenti oggetti della fascia hanno dimensioni molto inferiori, fino a poco più che particelle di pulviscolo.


Origine

Origine

Si ritiene che, durante i primi milioni di anni di vita del sistema solare, i pianeti si siano formati mediante accumulo di planetesimi. Collisioni ripetute portarono alla formazione dei pianeti terrestri e dei giganti gassosi.

Nella zona compresa tra Marte e Giove la forte interazione gravitazionale di quest'ultimo impedì la formazione di un grosso pianeta, e i planetesimi non poterono unirsi. Essi invece continuarono ad orbitare attorno al Sole in maniera indipendente, con collisioni occasionali tra loro. Nelle regioni dove la frequenza delle collisioni era troppo alta, l'effetto distruttivo prevaleva sui fenomeni di accrezione impedendo così l'aggregazione di corpi di dimensioni maggiori. Secondo questa teoria, oggi comunemente accettata, la fascia principale degli asteroidi può essere considerata un relitto del sistema solare primitivo. Molte osservazioni inducono tuttavia a pensare che la fascia sia in veloce evoluzione, e gli asteroidi siano oggi molto diversi da com'erano all'inizio.


La fascia principale degli asteroidi o pianetini

L'alto numero di asteroidi presenti porta, infatti, ad un ambiente molto attivo, dove le collisioni reciproche avvengono piuttosto frequentemente. Una collisione può spezzare un asteroide in molti piccoli frammenti (portando alla formazione di una famiglia di asteroidi), o può unire due asteroidi se avviene ad una bassa velocità relativa. Dopo cinque miliardi di anni, la fascia degli asteroidi odierna somiglia quindi molto poco a quella originale.

Durante la prime fasi di vita del sistema solare, gli asteroidi andarono incontro a qualche processo di fusione permettendo così una differenziazione degli elementi al loro interno in base alla massa. È anche possibile che in qualcuno dei corpi progenitori siano avvenuti fenomeni di vulcanismo esplosivo che ha dato luogo ad oceani di magma. Tuttavia date le modeste dimensioni di questi corpi, l'attività di fusione deve essere stata relativamente breve in confronto a quella dei grandi pianeti ed è generalmente terminata dopo poche decine di milioni di anni dalla loro formazione. Studi effettuati su cristalli di zircone trovati nell'Antartico in un meteorite che si ritiene proveniente da 4 Vesta, suggeriscono che il meteorite (e per estensione l'intera cintura asteroidale) si sia formato in tempi piuttosto rapidi nei primi dieci milioni di anni dalla formazione del sistema solare.


Caratteristiche

Caratteristiche

Il 95% degli asteroidi (cioè dei corpi "a forma di stella") 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.

La densità media di materia in questa zona non è molto diversa da quella del Sistema Solare interno, ogni cubo di 100 milioni di chilometri 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 fascia principale degli asteroidi o pianetini

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 addirittura settimane, nei casi più rari, sebbene la maggior parte di essi ruoti con tempi compresi fra 4 e 12 ore; gli assi di rotazione sono orientati casualmente nello spazio.

ALBEDO =Indice della capacità riflettente della superficie di un oggetto celeste che non brilli di luce propria. Esso è dato dal rapporto fra la luce riflessa e luce incidente.Termine usato anche per indicare una struttura geologica di un corpo celeste che si differenzia dalla zona circostante per l'indice di riflettività.

Classi spettrofotometriche = In fisica il termine spettrofotometria designa lo studio degli spettri elettromagnetici (spettro elettromagnetico, anche abbreviato in spettro EM, è l'insieme di tutte le possibili frequenze delle radiazioni elettromagnetiche. Le radiazioni elettromagnetiche sono onde elettromagnetiche caratterizzate da una lunghezza d'onda e da una frequenza).


Distribuzione delle orbite

Distribuzione delle orbite

La maggior parte degli asteroidi hanno eccentricità orbitale inferiore a 0,4 e inclinazione inferiore a 30°. La distribuzione orbitale degli asteroidi raggiunge il picco massimo ad una eccentricità di 0,07 e un'inclinazione al di sotto di 4°.Pertanto un tipico asteroide ha un'orbita quasi circolare che giace nel piano dell'eclittica, mentre solo alcuni hanno orbite fortemente eccentriche che si estendono al di fuori del piano dell'eclittica.

Gli asteroidi non sono però distribuiti uniformemente: alcune "zone", definite come gruppi di asteroidi con lo stesso periodo orbitale, oppure la stessa inclinazione e così via, sono piuttosto fitte, altre quasi vuote (le zone vuote sono dette lacune di Kirkwood).

La causa è la risonanza orbitale con i pianeti vicini, soprattutto con Giove: gli asteroidi con periodi orbitali pari alla metà, 1/3 o altri rapporti frazionari interi di quello di Giove, hanno ricevuto perturbazioni ad ogni periodo, causate anche dalla migrazione primordiale dell'orbita di Gioveche li hanno gradualmente spinti verso orbite casuali con un semiasse diverso. Di conseguenza, gli asteroidi con tali orbite sono estremamente rari.


Lacune di kirkwood

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 si evidenziavano degli intervalli pressoché prive di oggetti, che da lui presero il nome di lacune di Kirkwood. Poiché il semiasse a è legato dalla terza legge di Keplero al periodo dell'orbita stessa, si è scoperto che le lacune si trovano in corrispondenza di orbite risonanti con quella di Giove, in particolare per quelle con risonanza 4:1, 3:1, 5:2, 7:3, 2:1, 5:3.


La fascia principale degli asteroidi o pianetini

Le risonanze producono una spinta sul corpo di massa minore e se la spinta avviene sempre nello stesso punto dell'orbita comporta un aumento, o una diminuzione, dell'energia del corpo; ciò porta ad una variazione del semiasse maggiore dell'orbita e all'espulsione del corpo dall'orbita originaria. Fuori dagli intervalli di risonanza tali spinte avvengono casualmente, con un incremento energetico nullo.

Le risonanza a cui sono soggetti gli asteroidi nelle lacune prendono il nome di risonanze di moto medio e si affiancano alle risonanze secolari, che si verificano quando i due corpi risonanti sono caratterizzati da uguali periodi di precessione della linea degli apsidi.

L'entitá degli effetti delle risonanze secolari, su tempi dell'ordine di milioni di anni, sono confrontabili con quelle di moto medio e il risultato finale è l'espulsione degli asteroidi da alcuni intervalli di semiasse maggiore. Tali asteroidi vengono inviati su orbite molto eccentriche, che possono incrociare quelle di altri pianeti.


Famiglie dinamiche

Famiglie dinamiche

Nel 1918 l'astronomo giapponese K. Hirayama ha rilevato 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.

Hirayama notò che esistevano delle zone in cui la concentrazione di oggetti era molto elevata e delle zone quasi completamente spopolate (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.


La fascia principale degli asteroidi o pianetini

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. Esistono però delle eccezioni, come la famiglia Vesta e poche altre, in cui essendo il planetoide origianario di discrete dimensioni, era dotato di strati geologici di diversa composizione chimica.


La fascia principale degli asteroidi o pianetini

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 hanno un semiasse maggiore di 2.86 U.A.;

  • Eos hanno un semiasse maggiore di 3.01 U.A.;

  • Themis hanno un semiasse di circa 3.13 U.A., sono vicino al bordo interno della risonanza 1:2 con Giove.

  • 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.


La fascia principale degli asteroidi o pianetini

Seconda metà del XVIII secolo: la legge di Titius-Bode prevede l'esistenza di un pianeta tra Marte e Giove e scatta la caccia per trovarlo. Nel 1801 Padre Giuseppe Piazzi scopre invece un asteroide proprio nella fascia indicata, Cerere. Fu soltanto il primo di tutta una serie di pianetini trovati in quella zona: sembra proprio che il pianeta in quella fascia non sia riuscito a formarsi e che le sue componenti rocciose siano rimaste a metà tra l'attrazione gioviana e quella solare: è la Fascia Principale degli Asteroidi. La Legge di Titius-Bode e la mancanza di un pianeta tra Marte e Giove aprì la caccia e portò a scoprire che, tra le 2.17 e le 3.3 UA dal Sole, c'è una fascia piena di asteroidi, detta Fascia Principale degli Asteroidi, posta proprio tra l'ultimo pianeta terrestre (Marte) ed il primo gassoso (Giove). Questi corpi minori dovrebbero essere i corpi che non si sono mai aggregati a formare il pianeta previsto dalla legge, attratti da un lato da Giove e dall'altro dal Sole. Oppure sono il residuo di un pianeta che esisteva ma che si è frantumato per cause sconosciute. I corpi sono rimasti o tornati, quindi, allo stato di pianetino.

STORIA


Johann daniel titius

Johann Daniel Titius

Johann Daniel Titius nasce a Konitz, in Germania, il 2 gennaio del 1729. Astronomo tedesco e professore a Wittenberg, nella quale morì il giorno 11 dicembre 1796.La sua opera massima è proprio la Legge di Titius nel 1766. In suo onore sono stati battezzati l'asteroide 1998 Titius ed il cratere lunare Titius.


Johann elert bode

Johann Elert Bode

Johann Elert Bode nasce ad Amburgo il 19 gennaio del 1747. Astronomo con seri problemi di vista, visto che una malattia giovanile lo danneggiò irreparabilmente ad un occhio. Nel 1772 pubblicò il suo lavoro più famoso, noto come AnleitungzurKentnissdesGestirntenHimmels, nel quale annunciò la Legge di posizionamento dei pianeti intorno al Sole, senza peraltro operare nessuna attribuzione a Titius.Inoltre, Bode contribuiì in maniera decisiva alla determinazione dell'orbita di Urano, suggerendo anche il nome da attribuire al pianeta. Infine, Bode è anche indicato come lo scopritore della galassia M81, nota anche - guarda caso - con il nome di Galassia di Bode.Scrisse, nel 1801, Uranographia, un atlante in grado di indicare una mappa dettagliata del cielo ed una interpretazione artistica delle costellazioni.Bode morì a Berlino, il 23 novembre del 1826.


La legge di titius bode

LA LEGGE DI TITIUS-BODE

Fece la prima apparizione con la formulazione di Titius nel 1766 e venne pubblicata ufficialmente da Bode nel 1772.La Legge di Titius-Bode è oggi considerata una formula empirica in grado di descrivere, con approssimazione sorprendentemente ottima, il valore dei semiassi maggiori (e quindi le distanze) delle orbite dei pianeti presenti nel Sistema Solare.La formulazione originaria è data dalla formula:a = (n+4)/10, con n = 0, 3, 6, 12, 24, 48, ... ed a espresso in UA.

Sganciamoci per un attimo dai corpi del Sistema Solare ed ipotizziamo un sistema astratto. Quindi, partendo dal primo corpo celeste in ordine di distanza dalla stella centrale, si ha un risultato di (n+4)/10 Unità Astronomiche dal centro, con n=0. Facendo i semplici conti, il primo corpo celeste si trova a 4/10 UA, quindi a 0,4 UA dalla stella. Il secondo si trova, con n=3, a 0,7 UA dalla stella. Il terzo, con n=6, si trova a 1 UA dalla stella e così via. La formulazione più moderna della Legge di Titius-Bode è la seguente:a = (0,4 + 0,3 * k) UA, con k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64,  ...

Rifacendo i conti con il primo corpo celeste, abbiamo (0,4 + 0) = 0,4 UA, con il secondo si ha (0,4 + 0,3) = 0,7 UA e via dicendo. In pratica la nuova formulazione è identica alla precedente, ma ha normalizzato soltanto i valori della variabile impedendo che partisse, quasi arbitrariamente, da 3.


Riassumiamo i risultati in una tabella

Riassumiamo i risultati in una tabella:


La fascia principale degli asteroidi o pianetini

Questi sono i risultati della Legge di Titius-Bode. Proviamo a confrontarli con i dati del nostro Sistema Solare. Mettiamo a confronto le distanze dei pianeti del Sistema Solare con quelle indicate dalla Legge in una tabella:


La fascia principale degli asteroidi o pianetini

Venere, Mercurio, Terra e Marte sembrano rispecchiare molto da vicino la distribuzione prevista dalla Legge, ma da Giove in poi iniziano i problemi. Eppure, guardando bene, Giove ha la stessa distanza reale prevista per il corpo successivo, come ad indicare che secondo la Legge di Titius-Bode, tra Marte e Giove, deve esserci un altro pianeta. Oggi sappiamo che probabilmente, in quel posto preciso, un pianeta ci sarebbe stato se i piccoli pianetini non fossero scombussolati dalla gravità del Sole da una parte e da quella di Giove dall'altra. Tra Marte e Giove c'è la Fascia degli Asteroidi, e prendiamo a rappresentanza Cerere, rifacendo la tabella:


Il pianeta mancante

Il pianeta mancante

Quando la Legge fu formulata e pubblicata, il successo non fu poi così eclatante. All'epoca i pianeti noti si fermavano a Saturno. Urano e Nettuno non si conoscevano, ed in più mancava proprio il pianeta tra Marte e Giove. Alcuni dati calzavano a pennello, ma si pensò ad una fortuita coincidenza. Nel 1781, invece, ci fu la svolta: Urano fu scoperto da Sir William Herschel proprio nella posizione predetta dalla Legge. Questa scoperta indusse gli astronomi a cercare, tra Marte e Giove, il famoso pianeta mancante e venti anni dopo fu trovato Cerere, attualmente classificato tra i pianeti nani (1801 ad opera di Giuseppe Piazzi). Con la scoperta degli altri pianetini è venuta alla luce la Fascia degli Asteroidi che, estendendosi tra le 2,2 e le 3,2 UA, ha il suo centro proprio alle previste 2,8 UA..


Nettuno e plutone

Nettuno e Plutone

Proprio quando la legge sembrava trovare la sua definitiva consacrazione, la scoperta di Nettuno prima e di Plutone poi segnarono un duro colpo per la sua validità. Nettuno, infatti, fu scoperto ad orbitare ben 8 UA più vicino di quanto previsto, mentre Plutone fu scovato a 39,5 UA dal Sole.

Non ci sono conferme scientifiche alla validità della Legge. Una possibile spiegazione risiede nella risonanze orbitali indotta dai pianeti esterni, che potrebbe creare delle regioni intorno al Sole prive di orbite stabili a lungo termine. Alcune simulazioni al computer sembrano spingere verso l'ipotesi che la legge derivi da meccanismi di formazione planetaria, in via diretta. Se invece del Sole prendiamo a riferimento un pianeta e facciamo gli stessi calcoli con i satelliti in orbita, scopriamo che la Legge non vale proprio. I quattro principali satelliti di Giove più Amantea, ad esempio, seguono una progressione regolare ma non secondo la Legge. Stessa cosa per i satelliti di Urano. C'è da chiedersi, tuttavia, se conosciamo tutti i satelliti di questi pianeti.La Legge di Titius-Bode ha aperto la strada ad altre formulazioni matematiche come ad esempio quella di Gaussin,Belot,Giuseppe Armellini,Stauch,Mohorovicic,Nicolini.


Cerere

Cerere

È l'asteroide più massiccio della fascia asteroidale ed è anche l'unico asteroide ad essere considerato un nanopianeta, in quanto le sue dimensioni e la sua massa sono sufficienti a dargli una forma quasi sferica: ha un diametro pari a 940 km ed una massa di 9.5x1020 kg, pari al 40% di quella di tutta la fascia asteroidale.È stato il primo asteroide ad essere scoperto, grazie alla sua magnitudine apparente, che in alcuni punti dell'orbita raggiunge il valore 7.0; venne scoperto per caso il 1o gennaio 1801 dall'astronomo italiano Giuseppe Piazzi dall'Osservatorio Nazionale del regno delle Due Sicilie a Palermo, poi perso e ritrovato il 31 dicembre 1801 da Zach e Olbers, grazie ai calcoli di Gauss.


La fascia principale degli asteroidi o pianetini

Caratteristiche

Cerere orbita attorno al Sole in 4.599 anni terrestri su un'orbita ellittica, con eccentricità di 0.08, con una distanza al perielio di 2.766 UA ed una distanza all'afelio di 2.987 UA. Nessuna sonda spaziale al momento lo ha raggiunto, ma nel giugno 2007 è partita la sonda Dawn che dovrebbe entrare in orbita attorno a Cerere nel 2015, per cui quello che si sa si deve solo ai telescopi terrestri e al telescopio Hubble.Si pensa che la superficie dell'asteroide sia relativamente calda e che possa esserci una tenue atmosfera e della brina; da rilevazioni eseguite il 5 maggio 1991 si è potuto quantificare la temperatura massima di Cerere al perielio, che risulta essere di 239oK.

Le osservazioni fatte da Hubble tra dicembre 2003 e gennaio 2004 hanno coperto l'intero periodo di rotazione dell'asteroide di 9 ore 4 minuti e 28 secondi e mostrano anche una misteriosa macchia bianca.Recentemente sono stati fatti dei modelli computerizzati basati sulle osservazioni, da cui risulta che l'interno di Cerere dovrebbe essere costituito da un nucleo roccioso, ricoperto da un mantello ghiacciato spesso 120-160 km, che potrebbe contenere 200 milioni di km3 di acqua!


2 pallade

2 Pallade

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 H. 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.


Caratteristiche1

Caratteristiche

Pallade presenta parametri orbitali inusuali per un oggetto di tali dimensioni (eccentricità=0.2306, inclinazione=34.841o, periodo orbitale di 4.62 anni), malgrado sia situata alla stessa distanza dal Sole della maggior parte degli asteroidi della fascia principale, semiasse maggiore di 2,773 U.A.. 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 prograda o retrograda.La composizione di Pallade presenta molto Fe (ferro) e Ni (nichel) metallico, ha un volume pari a quello di Vesta, ma con una massa significativamente minore: si stima che Pallade contenga il 9% dell'intera massa della fascia principale.


Fine della lezione n 1 la fascia principale degli asteroidi o pianetini

FINE della LEZIONE N.1 La fascia principale degli ASTEROIDI o PIANETINI

Grazie per l’attenzione

E ricordatevi…!

… Considerate la vostra semenza

fatti non foste a viver come bruti

ma per seguir virtute e canoscenza…

DANTE ALIGHIERI

La Divina Commedia, INFERNO, canto XXVI, 118-120


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