asteroidi

1. comete polveri asteroidi Meteoroidi e meteoriti

2. La fascia principale degli asteroidi e la fascia di Kuiper Asteroidi Oggetti Trans-nettuniani (TNO)

3. Comete e TNO

4. Le differenze più importanti tra i diversi tipi di corpi minori sono dovute principalmente alle differenze in distanza dal Sole e alle corrispondenti differenze nelle abbondanze di elementi volatili (ghiacci) nelle loro composizioni. Qui, ci concentreremo soprattutto sugli asteroidi, i corpi minori che orbitano principalmente alle distanze eliocentriche tra Marte e Giove.

5. Una vecchia storia: la “legge” di Titius-Bode: Dn = 0.4 + 0.3 · 2n n = -, 0, 1, 2, 3, ... a (Mercurio) = 0.39 UA a (Venere) = 0.72 UA a (Terra) = 1.00 UA a (Marte) = 1.52 UA a (??) = 2.8 UA a (Giove) = 5.20 UA a (Saturno) = 9.54 UA a (Urano) = 19.18 UA D-= 0.4 D0 = 0.7 D1 = 1.0 D2 = 1.6 D3 = 2.8 D4 = 5.2 D5 = 10.0 D6 = 19.6 a(Cerere) ~ 2.8 AU

6. Un piccolo numero di considerazioni fondamentali Gli Asteroidi sono corpi rocciosi Gli Asteroidi non sono stupidi sassi I sassi sono pezzi di roccia, e non sono stupidi Le rocce sono aggregati di minerali I minerali sono composti chimici allo stato solido Le rocce hanno lunghe e interessantissime storie, che risalgono all’epoca della formazione del Sistema Solare

7. Interesse puramente scientifico Ci sono due ragioni principali per voler studiare gli asteroidi Le interazioni col nostro pianeta

8. Che cosa vogliamo capire: • di che cosa sono fatti • che strutture hanno • che età hanno • la loro storia • la loro evoluzione nel tempo • quanti ce ne sono, e come sono distribuiti • che cosa possono dirci sulla storia del Sistema Solare

9. Tecniche di osservazione remota • Astrometria • Fotometria UBVRI • Fotometria IR (Radiometria Termica) • Polarimetria • Spettrofotometria e Spettroscopia • Radar • Immagini ad alta risoluzione • Occultationi • + Missioni Spaziali (esplorazione • in situ)

10. C’è voluto molto tempo per passare da questo ... ... a questo

11. Astrometria: le orbite Scoperta delle famiglie dinamiche

12. Photometria UBVRI: • periodi di rotazione • “poli” • binarietà • forme approssimative • colori (423 Diotima, Di Martino and Cacciatori., 1984) Scoperta dei cosiddetti LASPA: Large-Amplitude Short-Period Asteroids

13. La sequenza di forme di equilibrio di Chandrasekhar a2/a1, a3/a1: axial ratios; l: adimensional angular momentum a: average radius M: mass Triaxial Equilibrium Shapes among the Asteroids ? Farinella et al. (1981)

14. Famiglie + LASPAs Evidenza che l’evoluzione collisionale è stata un meccanismo fondamentale per l’evoluzione della popolazione asteroidale Gli Asteroidi come “rubble piles”

16. Esperimenti di laboratorio su impatti ad iper-velocità come mezzi per comprendere la popolazione degli asteroidi.

17. Evoluzione collisionale degli asteroidi Fisica dei fenomeni di distruzione collisionale Inventario della popolazione e distribuzione delle dimensioni Formazione di sistemi binari Evoluzione dinamica Famigliedi Asteroidi Proprietà interne Origine dei near-Earth Asteroids

18. Inventario e Distribuzione di massa Immagini ISO (Tedesco & Désert, 2002) Discrepanze tra I risultati delle osservazioni da Terra nel visibile (SDSS, Subaru) e le osservazioni dallo spazio nell’Infrarosso Differenti modelli della distribuzione cumulativa delle dimensioni degli asteroidi. Il ruolo controverso delle famiglie.

19. La regione occupata dalla cintura degli asteroidi è fortemente depauperata di massa.

20. La distribuzione usata da Bottke et al., (2005). N ≥ 1 km ~ 1.2 · 106 Da confrontare con SDSS: N ≥ 1 km ~ 7 · 105 (Ivezic et al., 2001, 2002) E con la predizione SAM: N ≥ 1 km ~ 1.7 · 106 (Tedesco et al., 2005) Il grosso problema è di convertire la magnitudine assoluta H in Diametro, avendo una conoscenza inadeguata dell’albedo degli oggetti

21. La maggior parte degli asteroidi luminosità apparenti molto deboli e sono intrinsecamente piccoli: le loro grandezze angolari apparenti sono normalmente ben al di sotto del potere risolutivo anche dei telescopi più grandi da Terra e dallo spazio. Come si fa allora a stimare le dimensioni e le masse di oggetti così minuscoli per mezzo delle nostre tecniche di osservazione remota?

22. Una tecnica potente di indagine remota: il RADAR “immagine” Radar di 4179 Toutatis Siccome l’intensità dell’eco decresce con la quarta potenza della distanza, la cosa funziona bene solo con gli oggetti più vicini (“near-Earth”)

23. Osservazioni di Occultazioni: Eccellente in linea di principio, ma molto difficile in pratica. Problemi di conoscenza insufficiente delle orbite degli asteroidi e delle posizioni precise delle stelle. “Striscie” di visibilità degli eventi molto limitate (e problemi di tempo atmosferico) Aspettando GAIA !

24. Radiometria Termica

25. Distribuzione delle albedo IRAS D > 50 km D < 50 km Problema: Sarà vero?

26. 1 Cerere y (%) z • Polarimetria: Che cosa si misura ? • Polarizzazione lineare parziale e • Curve fase-polarizzazione. • Presenza di un “ramo di • Polarizzazione Negativa”

27. Determinazione dell’Albedo dalle proprietà polarimetriche. Problemi di calibrazione. log pV = C1 log (h) + C2 log pV = C3 log (Pmin) + C4

28. Sviluppi recenti: La scoperta dei “Barbari” Le curve tratteggiate mostrano gli andamenti tipici degli “oggetti perbene”. I punti mostrano invece il comportamento di due “Barbari” Oggetti noti: 234 (Ld), 172, 236, 387, 980 (L) 679 (K) Masiero & Cellino (2009)

29. Spettroscopia e Spettrofotometria (Bus et al., 2002)

30. La classificazione tassonomica degli Asteroidi è tradizionalmente basata sulle proprietà spettrofotometriche, su un intervallo di lunghezze d’onda che include I colori UBVRI. La distribuzione di diverse classi tassonomiche in funzione della distanza eliocentrica è legata alla variazione generale della composizione con la distanza nel nostro Sistema Solare

31. L’interpretazione mineralogica degli spettri di riflessione

32. Interpretazione delle classi tassonomiche in termini di un confronto con le meteoriti (M -> Metalliche; C -> Carbonacee,...) Il problema dell’origine delle Condriti Ordinarie dagli asteroidi della classe S: inconsistenze spettroscopiche. Generalmente OK, MA... ??

33. Spettri di tipo Condrite Ordinaria tra gli asteroidi Near-Earth I NEA di classe S “fanno da cesura” tra gli spettri delle C.O. E quelli degli asteroidi S di fascia principale. Questo è molto importante, dato che i NEA sono oggetti giovani, dato che le loro orbite non sono stabili (Da Binzel et al., 2001)

34. Risultati spettroscopici in accordo con l’esplorazione in situ di 243 Ida da parte della sonda spaziale Galileo. Space weathering al lavoro.

35. Un altro problema: la banda di idratazione a 3-µm osservata tra gli asteroidi di classe M, tradizionalmente creduti essere di composizione metallica (Da Rivkin et al., 2002)

36. Esempio: (21) Lutetia, visitato da Rosetta, non è più classificato come un tipo M, dato che il suo spettro nell’IR e le proprietà polarimetriche contraddicono la sua vecchia classificazione e suggeriscono invece analogie inaspettate con alcune meteoriti primitive. Lo spettro IR ha poco a che fare con quello della meteorite metallica Odessa, mentre è molto simile a quello della condrite carbonacea Allende

37. Le meteoriti di tipo HED: composizione basaltica. Pezzi di Vesta sono probabilmente nei nostri laboratori! … aspettando DAWN !

38. Cerere e Vesta: il grande paradosso Il grosso Problema: Perchè sono così diversi?

39. Impact! Poco dopo la sua formazione, Vesta fuse quasi completamente e si differenziò. Sorgenti probabili di calore: nuclei instabili come Al26 Eruzioni vulcaniche ricoprirono la superficie di Vesta di lava, formando una crosta basaltica Formazione di un grosso cratere e della famiglia dinamica di Vesta (asteroidi di classe V). Una breve storia di Vesta

40. Proprietà di Cerere • Cerere è un nano-pianeta. • Contiene gran parte della massa tra Marte e Giove • Spettroscopicamente simile alle meteoriti primitive • dette Condriti Carbonacee. • Ghiaccio d’acqua e minerali argillosi forse presenti in • superficie • Ceres è una sorgente possibile di condriti carbonacee, • che sono i corpi più antichi che conosciamo nel • nostro Sistema Solare Come è possibile ?

41. Essendo grande il doppio di Vesta, Cerere dovrebbe essersi accresciuto più in fretta. Se era fatto dello stesso materiale di Vesta, avrebbe dovuto anch’esso fondersi e differenziarsi. E’ possibile che una differenza ragionevole di composizione iniziale possa spiegare questo paradosso ? Aspettando DAWN

42. Gli Asteroidi di classe C mostrano strette somiglianze con le classi di meteoriti più primitive che conosciamo, le Condriti Carbonacee. Con l’eccezione degli elementi più volatili (più volatili dell’azoto), le Condriti Carbonacee della sottoclasse CI sono campioni che rappresentano in modo eccellente la composizione originaria del Sistema Solare. Sono I campioni più antichi di materiale del Sistema Solare

43. Le Risonanze sono “autostrade dinamiche” dalla cintura principale degli asteroidi alle regioni interne Le Famiglie di asteroidi come sorgenti possibili di oggetti near-Earth e “meteorite showers”. Prima (iniezione immediata in risonanza) or poi (Yarkovsky) arrivano! (da Gladmanet al., 1997)

44. Le orbite di 5 meteoriti che sono stati visti produrre “fireballs” in atmosfera. [Brown et al., 2000] In tutti i casi conosciuti, l’afelio dell’orbita dell’oggetto era nella cintura principale degli asteroidi. Se le meteoriti provengono dalla cintura principale, alcuni dei campioni di materiale più antico del Sistema Solare che abbiamo nei laboratori, sono pezzi di asteroidi

45. La frammentazione della fireball Morávka (16 maggio 2000) La fireball Peekskill (9 ottobre 1992)

46. +90° 0° -90° -180° 0°180° Eventi ottici in atmosfera con energie > 1 kT rilevati da sensori a bordo di satelliti tra il 1975 e il 1997

47. Wolf Creek Crater, Western Australia Età = 300,000 anni, Diametro = 850 m CISONO 150 AREE DI IMPATTO RICONOSCIBILI SULLATERRA

48. Evento di Tunguska : 30 giugno 1908 Area devastata = 2000 km2

49. Barringer Crater, Arizona, USA Età = 49000 anni, Diametro = 1.2 km

50. Manicouagan Crater, Quebec, Canada, Diametro = 100 km