(10) IGEA , un grande asteroide della Fascia Principale, by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 28/10/2019

10 Igea

Nonostante Igea sia per dimensioni il quarto asteroide della fascia principale e quello maggiore nella sua regione esterna, a causa della scarsa albedo della sua superficie e della distanza media dalla Terra, risulta piuttosto debole quando osservato dal nostro pianeta. All'opposizione non è mai più fioco dell'undicesima magnitudine, e mediamente raggiunge una magnitudine pari a 10,2. In condizioni particolarmente favorevoli può avvicinarsi alla nona grandezza. L'asteroide quindi non è mai visibile ad occhio nudo ed è osservabile con un telescopio di 50 mm di diametro o superiore.

Dati fisici:
10 Hygiea è un grande asteroide della fascia principale, il quarto in ordine di grandezza, con le sue dimensioni medie di 434 km, con una massa di 8,67 ± 0,147 × 10¹⁹ kg, pari al 3% della massa di tutti gli asteroidi, quindi ha una densità di 1,94 kg/dm3, ruota su sé stesso, in senso retrogrado in circa 13,8 h.

Karl Christian Bruhns propose nel 1856 una prima stima del diametro di Igea (valutato in 180 km) e di altri 39 asteroidi, desumendo le loro dimensioni dalla luminosità ed assumendo quale loro albedo una media di quelle dei pianeti esterni e delle loro lune maggiori. Come conseguenza di quest'ipotesi, i valori ottenuti risultarono tutti sottodimensionati. Seguendo una procedura sostanzialmente analoga e utilizzando come termine di paragone le misure del diametro di Cerere e Pallade ottenute da William Herschel e Johann von Lamont, Edward James Stone fornì nel 1867 valori alternativi per il diametro di 71 asteroidi (stimando quello di Igea in 103 miglia, pari a 190 km) da dati osservativi di Norman Robert Pogson. Ad ogni modo, tutte le stime delle dimensioni di Igea (e degli altri asteroidi) fornite prima della seconda metà del Novecento risultarono sostanzialmente erronee.

( Curva di luce di Igea, con un periodo di 27,656 h - Mentre il nuovo studio pubblicato a fine ottobre del 2019 ritiene più plausibile in periodo a picco singolo di circa 13,8 h ).

Famiglia:

Nel 1978 gli astronomi Andrea Carusi ed Enrico Massaro identificarono i primi membri della famiglia Igea, un gruppo di asteroidi con parametri orbitali prossimi a quelli di Igea stesso: semiasse maggiore compreso tra 3,108–3,127 UA, bassa inclinazione ed eccentricità moderata. Al 2014 sono stati individuati più di 650 membri della famiglia, tutti comunque di dimensioni molto inferiori rispetto al corpo principale.
Igea, e il membro principale e ne rappresenta più del 90% della massa.

Occultazioni:

( Sopra nel settembre del 2014, e sotto nell'agosto del 2013, i risultati delle occultazioni stellari osservate di Igea, con una ricostruzione elaborata della sua forma, sotto si evidenziano pure la direzione dell'asse di rotazione ed il suo periodo ).

Ricostruzione forma:
Elementi chiarificatori sulla forma dell'asteroide sarebbero potuti provenire dall'osservazione di una o più occultazioni stellari da parte di Igea; in effetti, tra il 1983 e il 1997 ne furono osservate cinque, ma da pochi siti d'osservazione differenti e quindi s'apprese poco da esse. Neppure le osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble (HST) permisero inizialmente di definirne con esattezza la forma; consentirono tuttavia di escludere che l'asteroide avesse satelliti dal diametro superiore ai 16 km. Infine, M. J. López-González ed E. Rodríguez nel 2000 determinarono i rapporti tra gli assi dell'ellissoide in a/b = 1,31 e b/c = 1,2 da una nuova analisi delle curve di luce di Igea. La migliore immagine di Igea è stata ottenuta riprocessando nel 2003 le immagini dell'HST.

( Le varie osservazioni, anche con HUBBLE, e le occultazioni stellari, ci hanno permesso di determinare questo modello per descrivere al meglio la forma di Igea ).

IMMAGINE DIRETTA:
Igea ha subito un impatto enorme più di 2 miliardi di anni fa, che è all'origine di una delle più grandi famiglie di asteroidi. Tuttavia, Igea non è mai stata osservata con una risoluzione sufficientemente elevata per risolvere i dettagli della sua superficie o per vincolarne le dimensioni e la forma. 
Qui, riportiamo osservazioni con immagini ad alta risoluzione angolare di Igea con lo strumento VLT/SPHERE (~ 20 mas a 600 nm) che rivelano una forma quasi sferica, senza un bacino da impatto. con un diametro equivalente al suo volume di 434 ± 7 km, implicando quindi un densità di 1,944 ± 0,250 kg/dm3 con 1 σ . Inoltre, abbiamo stabilito un nuovo periodo di rotazione per Igea di ~ 13,8 h, che è la metà del valore attualmente accettato. 
Le simulazioni numeriche dell'evento che forma la famiglia mostrano che, la forma sferica, e la famiglia di Igea possono essere spiegate da una collisione con un grande proiettile (diametro ~ 75–150 km), che ha distrutto e poi riaggregato gran parte dei frammenti, mentre altri formavano la famiglia collisionale. 

Confrontando la sfericità di Igea con quella di altri oggetti del Sistema Solare, sembra che Igea sia quasi sferica come Cerere.

( 28/10/2019 - Una nuova immagine di Igea, ottenuta con Sphere/Vlt. Crediti: Eso/P. Vernazza et al./Mistral algorithm (Onera/Cnrs) ).

Superficie:
Igea si compone di materiale primitivo carbonioso, simile alle condriti carbonacee, e presenta una superficie piuttosto scura con un albedo di 0,0717 ed una magnitudine massima di +10,2.
È stata rilevata inoltre la presenza di minerali che sarebbero stati alterati dall'interazione con acqua liquida e sulla superficie dell'asteroide in passato potrebbero essere state raggiunte localmente temperature tali da portare alla liquefazione del ghiaccio che si presume possa esservi presente. Tuttavia, la presenza di materiale primitivo indica altresì che Igea non si è completamente fuso durante il processo di formazione, in contrasto rispetto ad altri grandi planetesimi come Vesta.
La superficie sarebbe ricoperta da uno strato di regolite dallo spessore superiore agli 8 cm.

Le osservazioni delle caratteristiche spettrali di 10 Hygiea sono state fatte per la prima volta nella lunghezza d'onda infrarossa, relativamente inesplorata, con il satellite ISO.
Sono stati rilevati spettri, con lo spettrofotomero (PHT-S) e con lo spettrometro a lunghezza d'onda corta (SWS) , ottenuti rispettivamente a 5,8 – 11,6 e 7 – 45 μm.
Al fine di rimuovere il continuum di emissione termica, un avanzato modello termo-fisico è stato applicato ai dati osservazionali.
Per interpretare meglio le caratteristiche spettrali al di sopra del continuum delle emissioni termiche, sono state confrontate le osservazioni di ISO con gli spettri di laboratorio disponibili in letteratura.
Sono stati condotti diversi esperimenti di laboratorio su minerali e meteoriti per completare l'analisi e per studiare il comportamento spettrale a varie dimensioni di granulosità.
È dimostrata una possibile somiglianza spettrale con condriti carbonacee a piccole granulosità.

( Gli spettri sono sfalsati verticalmente per chiarezza (da Barucci et al., 2002) ).

Studi del (1985) hanno sottolineato che l'attuale stato di modellazione termofisica non consente la costruzione di un singolo modello che prevede simultaneamente l'emissione osservata in tutta la gamma di lunghezze d'onda che va dai micrometri fino ai centimetri. Un confronto tra le osservazioni sub-millimetriche e le nostre osservazioni in centimetri potrebbe fornire indizi preziosi per la composizione fisica appropriata che tale modello generale dovrebbe includere. In fig. sotto, diamo il nostro spettro di continuum osservato di Hygiea.

( Spettro alla lunghezza d'onda delle microonde di Hygiea. Le temperature di luminosità sono normalizzate una distanza di 3.14 AU dal sole e un diametro stimato di 450 km. La linea solida è adatta alle proprietà della superficie come in tabella sotto ).

Tabella IV. Proprietà del modello di Hygiea.
Diametro: 450 km microonde fotometrico.
Strato superiore: Profondità: 9 cm 70% di probabilità . > 8 cm 90% di probabilità .
Composizione: epsilon = 7,2, delta = 0,5 ipotizzato.
lunghezza d'onda 2 cm (basalto lunare)
Ghiaccio acquatico < 3%
Strato inferiore: Parte reale di dielettrico Vettore a 2 cm
epsilon = 7,0 probabilità del 50% (basalto)
epsilon = 4,0 probabilità del 30%
epsilon = 2,0 probabilità del 10%

LINK:
Approfondimento, clicca : QUI (PDF)

Parametri orbitali:

Orbita con un semiasse maggiore di 3,1421 UA, spaziando da un perielio di 2,7817 UA fino ad un afelio di 3,5024 con un'eccentricità di 0,1146 ed un inclinazione orbitale di 3,8377°, compie quindi una rivoluzione intorno al sole in 5,57 anni (2034,787 giorni), ed è il prototipo della omonima famiglia Igea.
Il perielio è prossimo alla distanza media di Cerere e Pallade dal Sole, ma una collisione tra Igea ed uno degli altri due corpi è improbabile perché la linea dei nodi della sua orbita è quasi ortogonale a quella dell'orbita di Pallade, mentre il nodo ascendente e discendente risultano invertiti l'uno con l'altro rispetto a quelli dell'orbita di Cerere, per cui i due oggetti si trovano sempre da parti opposte rispetto all'eclittica. Ad ogni modo, si potranno verificare periodici avvicinamenti tra i tre corpi come accadrà il 26 gennaio 2056 quando Igea transiterà a 0,0258 UA (3,8 milioni di km) da Cerere. e il 4 marzo 2063 quando transiterà a 0,0201 UA (3 milioni di chilometri) da Pallade.
All'afelio, Igea raggiunge il bordo esterno della fascia principale, in prossimità del perielio degli oggetti della famiglia Hilda, in risonanza 3:2 con Giove. Esegue periodici avvicinamenti al gigante gassoso con una periodicità di circa dieci anni e mezzo, non raggiungendo però mai una distanza inferiore ad 1,5 UA dal pianeta.

( In grafica il diagramma dell'orbita di Igea, estratto dal sito del JPL ).

Le osservazioni di Igea furono inizialmente condotte soprattutto per misurarne la posizione, in modo da determinarne l'orbita, e le dimensioni. L'orbita fu calcolata con accuratezza da Julius Zech, tenendo conto delle perturbazioni introdotte nel moto dell'asteroide da Giove, Saturno e Marte; dopo la morte dell'astronomo, avvenuta nel 1864, l'Astronomisches Rechen-Institut di Berlino continuò ad aggiornarla fino al 1873. Nel 1876 Ernst Becker calcolò una nuova orbita che mostrò alcune discrepanze con le osservazioni eseguite tra il 1915 ed il 1918 e che fu successivamente rivista da Henri Blondel, Paul Maître e B. Jehkowski dell'osservatorio di Marsiglia e dagli astronomi del Rechen-Institut.

Scoperta:
Igea fu scoperto da Annibale De Gasparis il 12 aprile 1849, dall'osservatorio di Capodimonte a Napoli ed il nome fu scelto da Ernesto Capocci: «Tale scoperta mi ha dato il destro di pubblicamente attestare la mia gratitudine al cav. Capocci, il quale m'è stato sempre generoso di aiuti e di consigli, dandogli carico d'imporgli il nome. E il Capocci credé chiamarlo Igea, Dea della sanità, figlia di Minerva e di Esculapio, dal quale traeva il simbolo, alludendo alla longevità di cui quella Dea credevasi dispensatrice; ed al nome mitologico l'epiteto di Borbonica si aggiungeva, per rendere un devoto omaggio alla Dinastia felicemente regnante, e che ha fornito il nostro Osservatorio di preziosi e svariati strumenti adatti a sì delicate ricerche ».
Fu così denominato in onore di Igea, la dea greca della salute, inoltre, in onore della casa regnante a Napoli, i due scienziati vi aggiunsero l'aggettivo Borbonica, che tuttavia decadde rapidamente nell'uso.

Annibale De Gasparis in tutto scoprì 9 asteroidi:

10 Hygiea, il 12 aprile 1849 , 11 Parthenope, l'11 maggio 1850 , 13 Egeria, il 2 novembre 1850 , 15 Eunomia, il 29 luglio 1851 , 16 Psyche, il 17 marzo 1852 , 20 Massalia, il 19 settembre 1852 , 24 Themis, il 5 aprile 1853 , 63 Ausonia, il 10 febbraio 1861 , 83 Beatrix, il 26 aprile 1865 .

Porta il suo nome l'asteroide 4279 De Gasparis.

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A cura di Andreotti Roberto.