(336) LACADIERA un asteroide della fascia principale proveniente dalla zona transnettuniana. by Giovanni donati - INSA.

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Aggiornato il 30/09/2019

(336) Lacadiera

336 Lacadiera è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 69,31 km. 
Le simulazioni e la classe spettrale fanno ritenere che l'oggetto possa provenire dalla zona transnettuniana, in concomitanza con la migrazione verso l'esterno dei pianeti giganti.
LEGGI QUI:
 ASTEROIDI TRANSNETTUNIANI CATTURATI NELLA FASCIA PRINCIPALE 

Scoperta e nome:
Scoperto da Auguste Charlois il 19 settembre 1892 a Nizza .
Il suo nome è dedicato alla cittadina francese di La Cadière-d'Azur, nel dipartimento del Var.

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita quasi circolare caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,2515516 UA e da una leggera eccentricità di 0,0949297, e poco inclinata di 5,64694° rispetto all'eclittica.

Caratteristiche orbitali
Epoca 31 luglio 2016 ( JD 2457600.5)
Parametro di incertezza 0
Afelio	2,4661 UA (368,92 Gm )
Perielio	2,0373 UA (304.78 Gm)
semiasse-maggiore	2,2517 UA (336.85 Gm)
Eccentricità	0,095224
Periodo orbitale	3,38 anni (1.234,2 giorni )
Anomalia media	324,173 °
Moto medio	0 ° 17 m  30.12 s / giorno
Inclinazione	5.6530 °
Longitudine del nodo ascendente	235,044 °
Argomento del perielio	31,129 °

( Grafico dell'orbita -JPL ).

Dimensioni:

Nel 2000, l'asteroide è stato rilevato dai radar dall'Osservatorio di Arecibo da una distanza di 1,21 UA. I dati risultanti hanno prodotto un diametro effettivo di 69 ± 9 km .
L'occultazione stellare del 21/09/2000 ha fornito un risultato di 68,5 ± 6,1 km per il diametro.
Da un'occultazione stellare del 16/04/09 è risultato un diametro di 64 ± 4 km, ed i tre risultati sono quindi compatibili.

( Occultazione stellare del 21 settembre 2000 ).

Curva di luce:
Dall'analisi della curva di luce si è potuto determinare il suo periodo di rotazione che corrisponde a 13,696 ore , ed i modelli di forma dell'asteroide.

 ( SOPRA - Curva di luce - SOTTO - modello derivato ).

Superficie e composizione:

È classificato come asteroide di tipo D ed è probabilmente composto da silicati ricchi di composti organici , carbonio e silicati anidri .
Possiede un albedo molto scuro di 0,0459 ±0.003 .

Il suo spettro assomiglia molto a quello del meterorite Tsarev CO L5 ritrovato in Russia nella provincia di Volgograd, con un contenuto di minerali carbonacei ordinari e olivine.

( Meteorite Tsarev CO L5 ).

( Analisi spettrale ).
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A cura di Giovanni Donati.

(10199) CHARIKLO un centauro con gli anelli. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 27/01/2023

(10199) CHARIKLO

Scoperta e nome:
Si tratta di un asteroide centauro, ed ha preso il nome da una ninfa della mitologia Greca.
Scoperto nel 1997 da James V. Scotti dello Spacewatch.

(foto HUBBLE).

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 15,8536488 UA e da un'eccentricità di 0,1748245, inclinata di 23,37641° rispetto all'eclittica.
L'orbita di Chariklo è più stabile di quelle di Nesso , Chirone e Pholus . Chariklo si trova entro 0,09  UA dalla risonanza 4:3 con Urano e si stima che abbia un'emivita orbitale relativamente lunga di circa 10,3 Miliardi di anni . Le simulazioni orbitali, suggeriscono che Chariklo non inizierà a rientrare regolarmente entro 3 UA (450 Gm) da Urano per circa trentamila anni.

Parametri orbitali
INSA
Semiasse maggiore	15,8536488 UA
Inclinazione sull'eclittica	23,37641°
Eccentricità	0,1748245
Longitudine del nodo ascendente	300,49397°
Argomento del perielio	242,65224°
Anomalia media	18,20159°
Par. Tisserand (TJ)	3,479 (calcolato)

Dati fisici:
Ha dimensioni di 296 × 264 × 204 km ed un periodo di rotazione di 7,004h.
Una delle eccezionalità di questo asteroide è di avere un sistema di anelli, possiede 2 anelli rispettivamente a 391km dal centro e con uno spessore di 7km, ed un secondo a 405km con uno spessore di 3km.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	296 x 264 x 204 km
Periodo di rotazione	7,004 ± 0,036 h
Albedo geometrico	0,045 ± 0,010 0,035 ± 0,010  0,042 ± 0,005  0,057 (assunto)
Tipo spettrale	SMASS = D   · D   BR (G-mode)  B − V = 0.84  V − R =0,50 ± 0,03  B − R = 1,34  V − I =1,02 ± 0,02  R − J = 0,99  V − J =1,49 ± 0,07  J − H = 0,49  V − H =1,98 ± 0,08
Magnitudine apparente	+18,3
Magnitudine assoluta  (H)	6,569 ± 0,015 (R)   · 6,6  · 6,65   · 6,75  · 6,76 · 7,07 ± 0,04  7,08 ± 0,04  · 7,03 ± 0,10  · 7,40 ± 0,25

Curva di luce:

Spettro:

Intanto, la straordinaria qualità dello spettrometro del telescopio spaziale James Webb nel 2022 (grafico sotto), tramite l’analisi della luce solare riflessa da Chariklo, ha rivelato la chiara firma del ghiaccio già ipotizzata con i dati dei telescopi terrestri (grafico sopra).

Occultazioni stellari:
La Prima occultazione è riportata in un articolo, pubblicato il 26 marzo 2014, in cui si annuncia la scoperta, da parte di un team coordinato da Felipe Braga-Ribas, di un sistema di anelli di detriti, molto simile a quelli di Saturno e degli altri pianeti giganti, in orbita attorno a Chariklo.
La scoperta è avvenuta osservando l'occultazione della stella UCAC4 248-108672 avvenuta il 3 giugno 2013 con sette diversi telescopi. Questo rende Chariklo il più piccolo oggetto conosciuto del sistema solare a possedere un sistema di anelli.
Attraverso l'analisi della variazione dello spettro complessivo di Chariklo, si ritiene che tale sistema di anelli sia composto almeno parzialmente da acqua ghiacciata.
Pare inoltre che il sistema di anelli sia confinato da una luna dell'asteroide che però, al momento, non è ancora stata osservata.

( Nello schema sono riportati i risultati dell'occultazione stellare che ha permesso la scoperta degli anelli e le dimensioni di Chariklo ).

( Sopra - i risultati delle varie postazioni osservative ).

( Nel dettaglio l'occultazione dei 2 anelli scoperti intorno a Chariklo ).

La conferma arriva il 18 ottobre 2022, quando il telescopio spaziale Webb ha osservato l'occultazione della stella Gaia DR3, che passando a poca distanza da Chariklo, è stata occultata dai suoi 2 anelli.

RICOSTRUZIONE ARTISTICA DI CHARIKLO CON I SUOI ANELLI:

Chariklo è circondato da due anelli densi e sottili di polveri e altre piccole particelle. È l’oggetto finora più piccolo intorno a cui siano stati trovati degli anelli. L’origine degli anelli rimane misteriosa, ma potrebbero essere il risultato di una collisione che ha creato un disco di detriti. I capi del progetto stanno chiamando provvisoriamente gli anelli con i nomi di Oiapoque e Chuí, due fiumi alle estremità Nord e Sud del Brasile. I nuovi risultati sono stati pubblicati on-line dalla rivista Nature il 26 marzo 2014.
“Non stavamo cercando anelli e non pensavamo che piccoli corpi come Chariklo ne avessero, perciò la scoperta – e l’incredibile quantità di dettagli che abbiamo osservato nel sistema – sono stati una vera sorpresa!“, ha commentato Felipe Braga-Ribas (Observatório Nacional/MCTI, Rio de Janeiro, Brasile) che ha progettato la campagna osservativa ed è l’autore principale dell’articolo.
Chariklo è il più grande membro di una classe nota come i Centauri e la sua orbita è nella zona esterna del Sistema Solare, tra Saturno e Urano.
Era previsto che passasse di fronte alla stella UCAC4 248-108672 il 3 giugno 2013, visibile dall’America meridionale. L’evento è stato previsto a seguito di una ricerca sistematica condotta con il telescopio dell’MPG/ESO da 2,2 metri all’Osservatorio di la Silla dell’ESO . Alcuni astronomi, usando sette telescopi tra cui il telescopio danese da 1,54 metri e il telescopio TRAPPIST, sono stati in grado di osservare la stella svanire apparentemente per pochi secondi quando la sua luce veniva bloccata da Chariklo – fenomeno noto come occultazione. Gli studiosi affermano che questo è l’unico modo per definire con precisione la forma e la dimensione di un corpo distante: Chariklo si trova a più di un miliardo di chilometri dalla Terra. Anche con i telescopi più potenti questo oggetto così piccolo e distante appare come un debole punto di luce.
Ma hanno trovato molto di più di quello che si aspettavano: pochi secondi prima, e di nuovo pochi secondi dopo l’occultazione principale, si sono registrati due brevi cali di intensità nella luminosità apparente della stella. Qualcosa intorno a Chariklo stava bloccando la luce! Confrontando ciò che si vedeva da siti diversi, l’equipe ha potuto ricostruire non solo la forma e la dimensione dell’oggetto stesso, ma anche la forma, larghezza, orientamento e altre proprietà degli anelli appena scoperti. Gli anelli di Urano e gli archi intorno a Nettuno sono stati trovati in modo simile durante le occultazioni del 1977 e del 1984, rispettivamente.
L’equipe di ricercatori ha scoperto che il sistema è formato da due anelli ben confinati, larghi solo sette e tre chilometri rispettivamente, separati da un ben preciso intervallo di nove chilometri – intorno a un oggetto di soli 250 chilometri di diametro in orbita al di là di Saturno. “Per me è stato veramente sorprendente rendermi conto che siamo stati in grado non solo di rivelare un sistema di anelli, ma anche di definire che è formato da due anelli ben distinti”, ha aggiunto Uffe Gråe Jørgensen (Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Danimarca), un membro dell’equipe. “Cerco di immaginarmi cosa significhi stare sulla superficie di questo oggetto ghiacciato – abbastanza piccolo perché una macchina da corsa possa raggiungere la velocità di fuga e scappare nello spazio – e intanto ammirare un sistema di anelli di 20 chilometri di larghezza 1000 volte più vicino della Luna”. Anche se molte domande rimangono senza risposta, gli astronomi pensano che probabilmente questo tipo di anelli si formi a partire dai detriti rimasti dopo una collisione. Il confinamento nei due anelli sottili tradisce la probabile presenza di piccoli satelliti. “E così, oltre agli anelli, è probabile che Chariklo abbia almeno una piccola luna che attende di essere scoperta”.

Anelli di Chariklo :

Denominazione provvisoria	Distanza dal centro di Chariklo (km)	Estensione (km)
2013C1R - ''Oiapoque''	391	7
2013C2R - ''Chui''	405	3

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A cura di Andreotti Roberto.

(3753) CRUITHNE , il più grande Quasi-Satellite della Terra . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 25/09/2019

(3753) Cruithne

Cruithne è il più grande dei Quasi-Satelliti della Terra (5km), e descrive una rivoluzione completa intorno al Sole in circa un anno.

Denominazione:
Fu battezzato così in onore del primo gruppo etnico-tribale celtico che abitò le Isole Britanniche. I Cruithne emigrarono dal continente europeo e apparvero in Britannia fra l'800 e il 500 a.C. circa.
Il nome Cruithne deriva dal vecchio irlandese e si riferisce ai primi Picts (irlandesi: Cruthin ) negli Annali dell'Ulster e al loro omonimo re ("Cruidne, figlio di Cinge") nel Pictish Chronicle .
E' un'asteroide di tipo spettrale Q.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	~ 5 km
Periodo di rotazione	27.30990  h (1.137913 giorni )
Magnitudine assoluta  (H)	15.6

Curva di Luce:

Orbita:

Essendo il suo periodo orbitale uguale a quello della Terra, si potrebbe dire, quindi, di una risonanza orbitale con rapporto 1:1, ma poiché la distanza di Cruithne dal Sole e la sua velocità orbitale variano di molto durante il periodo di rivoluzione, dal punto di vista terrestre non vedremo mai Cruithne ruotare intorno alla nostra stella, ma la sua orbita appare a forma di fagiolo.

Afelio	1.5114  UA (226.10  Gm)
Perielio	0.48405 UA (72.413 Gm)
semiasse-maggiore	0.99774 UA (149.260 Gm)
Eccentricità	0,51485  (213000 wrt Earth)
Periodo orbitale	1,00 anni (364,02 giorni )
Velocità orbitale media	27.73 km / s
Anomalia media	257,46 °
Moto medio	0 ° 59 m  20.436 s / giorno
Inclinazione	19.805 °
Longitudine del nodo ascendente	126.23 °
Argomento del perielio	43.831 °
MOID dalla Terra	0,07119 UA

Tuttavia l'orbita di Cruithne non è definitivamente stabile come, ad esempio, quella degli asteroidi Troiani.

L'asteroide subisce, rispetto alla Terra, una piccola deviazione che lo porta a descrivere, con il passare del tempo, un tipo di orbita co-rotante detta a ferro di cavallo. Osservandolo dal nostro pianeta, Cruithne descrive un'orbita molto complessa condividendo in parte quella terrestre.

Però, secondo le leggi di Keplero, percorrendo mediamente una traiettoria più vicina al Sole, ha una velocità angolare maggiore rispetto alla Terra che lo porta quindi ad allontanarsi. Essendo il suo periodo orbitale leggermente inferiore a un anno, precede la Terra lungo la stessa orbita e, dopo circa 385 anni, la raggiunge dalla parte opposta.

Avvicinandosi, l'influenza gravitazionale del nostro pianeta gli fornisce una frazione di energia sufficiente a espandere l'orbita, portandosi a una distanza superiore di un'unità astronomica e impedendogli così di scontrarsi con il nostro pianeta.
Essendosi allontanato, il suo periodo orbitale diviene poco maggiore di un anno, ma questa volta è la Terra a essere più veloce.
Dal nostro punto di riferimento, si osserva Cruithne allontanarsi e dopo altri 385 anni, riavvicinarsi a noi, seguendo a ritroso lo stesso percorso precedente, ma a una distanza maggiore dal Sole.
Al successivo avvicinamento, la Terra sottrarrà energia portando l'asteroide a compiere un'orbita più vicina alla nostra stella e con velocità maggiore, riprendendo quella precedente e completando definitivamente la traiettoria. Per compiere un ciclo completo e tornare alla medesima posizione, Cruithne impiega circa 770 anni.

Scoperta:

Cruithne fu scoperto il 10 ottobre 1986 da J. Duncan Waldron, in collaborazione con Robert H. McNaught, Malcolm Hartley e Michael R. S Hawkins, al Siding Spring Observatory di Coonabarabran, Australia.

Cruithne fu individuato già nel 1983 (1983 UH) da Giovanni De Sanctis e Richard Martin West dell'European Southern Observatory in Cile, che non riuscirono però a osservarlo abbastanza a lungo per determinarne l'orbita con precisione.

Le dinamiche orbitali dell'asteroide sono state determinate precisamente solo nel 1997 grazie a Paul Arnold Wiegert e Kimmo Innanen, astronomi della York University in Canada, e Seppo Mikkola dell'Università di Turku in Finlandia; le loro scoperte furono annunciate il 12 giugno sulla rivista scientifica britannica Nature.

( Sequenza di immagini di Cruithne ).

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A cura di Andreotti Roberto.

STUDI MORFOLOGICI sulla cometa 67P/CHURYUMOV-GERASIMENKO. by INSA.

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Aggiornato il 01/10/2019

Morfologia della 67P

Le immagini acquisite da 67P rivelano morfologie e trame di superficie notevolmente diverse. Ciò è probabilmente dovuto alle risoluzioni spaziali più elevate raggiunte dalle telecamere di Rosetta rispetto alla maggior parte di queste missioni e alla maggiore durata e natura orbitante della missione, che ha consentito la mappatura dell'intero nucleo. In termini di morfologia regionale, i terreni principali su 67P comprendono terreni consolidati esposti, pianure lisce, unità coperte di polvere e depressioni su larga scala.

( ( A ) Mosaico di due immagini della Narrow Angle Camera (NAC) che mostrano vari tipi di terreno nell'emisfero settentrionale di 67P. "NCM" è l'acronimo di materiali non consolidati. ( B ) Immagine NAC che mostra la depressione di Aten nella parte settentrionale del grande lobo. ( C ) Immagine NAC della regione di Seth nel grande lobo del 67P (nell'emisfero settentrionale) che mostra materiali debolmente consolidati come risulta dalle numerose caratteristiche arcuate e circolari, nonché da onnipresenti depositi di talco. Parti di Seth sono coperte da depositi NCM ).

( Proiezioni cartografiche di regioni definite (in alto) adattate da El-Maarry et al. ( 2016 ) e mappa geomorfologica globale (in basso) adattata da Birch et al. ( 2017 ). Gli acronimi sono i seguenti: (in alto) Ap: Apis, Ht: Hathor, Sq: Serqet, Hatm .: Hatmehit. (in basso) UM: regione non mappata in Birch et al. a causa delle ombre nelle immagini disponibili per lo studio ).

I terreni consolidati sono essenzialmente la superficie esposta della cometa, che mantiene una sufficiente integrità strutturale per sostenere fratture, scogliere e sporgenze.
La frammentazione di questi materiali consolidati si traduce in sprechi di massa di depositi e massi di dimensioni variabili.
La superficie della cometa mostra regioni di diversa forza in cui regioni come Seth e Anhur sono relativamente debolmente consolidate, come risulta dall'occorrenza comune di depositi di spreco di massa di vario ordinamento, al contrario di regioni che mostrano una scarsità di tali depositi, e la presenza di grandi sistemi di frattura. Inoltre, i terreni consolidati mostrano prove di stratificazione e terrazzamento su scala di tutto il corpo.
Il principale tratto morfologico della 67P è la sua dicotomia emisferica, caratterizzata da una disparità di rilievo tra gli emisferi nord e sud, nonché una dicotomia morfologica evidenziata dalla distribuzione spaziale irregolare di materiali non consolidati (MNC).

L'emisfero settentrionale e le regioni equatoriali includono anche una serie di depressioni su larga scala, che sembrano essere carenti nell'emisfero meridionale. Aten, una delle depressioni notevoli nel lobo grande è di ∼0,12 kmCubi di volume. Thomas et al. nel 2015 hanno calcolato che la produzione di Aten mediante un solo meccanismo di sublimazione richiederebbe 10-20 orbite nella configurazione attuale. Di conseguenza, hanno concluso che depressioni su larga scala sono state formate da importanti eventi di perdita di massa. El-Maarry è giunto a conclusioni simili sulla base della morfologia dei piani depressivi e delle scarpate. Altre depressioni regionali meno evidenti, ma di dimensioni maggiori, includono le regioni equatoriali Imhotep, che è parzialmente riempita di depositi lisci, e Khonsu, che mostra una struttura unica a forma di pancake che sembra essere stata riesumata attraverso un'erosione intensa.

( La regione di Khonsu nella regione equatoriale del grande lobo del 67P, che mostra confini elevati, e talvolta taglienti, e ospita una caratteristica a forma di pancake che sembra essere stata riesumata dall'erosione ).

I terreni consolidati sembrano rappresentare la superficie nuda della cometa, è probabile che i processi fisici e chimici siano responsabili della loro formazione in primo luogo. Studi precedenti che hanno utilizzato vari approcci di modellizzazione ed esperimenti di laboratorio per simulare l'evoluzione dei nuclei cometari suggeriscono che i materiali cometari possono diventare "consolidati" mediante sinterizzazione del ghiaccio o ricondensa del vapore acqueo sublimato.

I pinnacoli sono promontori locali in varie forme, tra cui guglie con cime appuntite.
Sono probabilmente resti erosivi creati da una perdita di materiale che circonda le macchie di materiale più resistente all'erosione.
I pinnacoli furono inizialmente identificati nell'emisfero settentrionale di 67P, dove hanno identificato 49 pinnacoli. Essi sono generalmente asimmetrici in forma con altezze da 10 m a 200 m (40 m come valore medio), e diametri al piede da 30 m a 300 m (60 m come valore medio).
I pinnacoli rappresentano probabilmente uno stadio intermedio degli agenti atmosferici di materiale fortemente consolidato mentre le unità consolidate più deboli reagiscono più facilmente agli agenti atmosferici mediante fratture ed eventuale frammentazione.

( Pinnacoli sulla cometa 67P (frecce) con valori sovrapposti codificati a colori delle pendenze gravitazionali. Si noti che i pinnacoli sembrano avere pendenze che vanno da 40 ° a 90 ° . L'inserto mostra un esempio di un apice prominente ).

Le fratture sono onnipresenti sulle superfici consolidate esposte di 67P formando vari modelli e topologie a scale di dimensioni diverse. Le reti di fratture su superfici planari sono l'impostazione più comune di fratture su 67P.
Le fratture al di sotto del metro formano modelli di superficie bidimensionali con diverse topologie. Essi variano in lunghezza da 100 metri fino alla scala mm osservata dal lander Philae.

Le fratture si intersecano spesso per formare reti poligonali, le modalità di intersezione sono variabili ma includono intersezioni ortogonali, che sono un indicatore comune della costruzione lenta di regimi di stress in cui le fratture si formano lentamente e conseguenti l'una all'altra invece di un modo più rapido e simultaneo.

Durante la missione, due siti di scogliere fratturate hanno mostrato eventi di spreco di massa segnati dal distacco di materiali nel sito fratturato, evidenziando il ruolo di tali fratture negli eventi di spreco di massa. La tempistica approssimativa dei crolli è coerente con periodi di forti oscillazioni termiche diurne, che sono particolarmente pronunciate vicino al perielio quando queste scogliere probabilmente sono crollate. Tali eventi di spreco di massa dovrebbero essere il processo principale attraverso il quale i materiali cometari vengono frammentati. In effetti, una delle principali caratteristiche morfologiche che caratterizzano il nucleo del 67P è la diffusa presenza di massi.

( Fratture in prossimità di scogliere o piccole scarpate. Nota il campo di detriti in ( D ) alla base di una scogliera fratturata, il che suggerisce un processo continuo di spreco di massa ).

( La scogliera che crolla nella zona soprannominata Aswan. Il crollo della scogliera è stato innescato dalla creazione di una lunga frattura arcuata vicino alla scarpata ).

All'inizio della missione, nell'emisfero settentrionale della cometa sono stati osservati più di cento massi luminosi. Questi massi erano fino a dieci volte più luminosi della superficie media della cometa a lunghezze d'onda visibili e le loro proprietà spettrofotometriche erano coerenti con l'esposizione al ghiaccio d'acqua.

Tettonica - Mentre la maggior parte delle fratture osservate nei materiali consolidati di 67P formano reti poligonali che suggeriscono un processo omogeneo globale, alcuni sistemi di fratture mostrano un'impostazione unica che può essere indicativa di sollecitazioni interne che agiscono su tutto il corpo ma che portano a espressioni superficiali in zone particolari dove le sollecitazioni sarebbero concentrate . L'esempio più importante di questo processo è il sistema di frattura lungo più di 500 m nella regione del collo settentrionale. El-Maarry ha riferito che questo sistema di fratture si era prolungato di ∼30 m di lunghezza in un momento coerente con il periodo in cui il periodo orbitale della cometa diminuiva (ovvero aumentava la velocità di rotazione). Altri sistemi di fratture come quelli osservati nelle scogliere di Hathor, la frattura angolare osservata nella regione di Khepry e grandi fratture nell'emisfero meridionale vicino alla regione del collo e perpendicolari all'asse lungo della cometa potrebbero essere altre manifestazioni di processi tettonici o il risultato di collisioni esterne durante l'evoluzione orbitale passata di 67P.

Materiali Non Consolidati (NCM) - Come discusso in precedenza, i materiali non consolidati sono probabilmente i prodotti di agenti atmosferici più pesanti dei materiali consolidati che vengono inizialmente espulsi dalla superficie e quindi depositati prevalentemente nell'emisfero settentrionale. Formano due impostazioni distintive a seconda della topografia, che controlla lo spessore del deposito: depositi sottili (probabilmente fino a pochi metri di spessore) che coprono regioni topograficamente alte (con un elevato potenziale gravitazionale) formano i cosiddetti strati di polvere. Le aree a basso potenziale gravitazionale consentono agli NCM di accumularsi in depositi spessi formando "terreni lisci" (smooth terrain). Mentre gli NCM che formano entrambe le impostazioni dovrebbero avere la stessa composizione iniziale (rispetto al rapporto ghiaccio-polvere e concentrazione di sostanze organiche), è possibile che la loro impostazione e spessore possano influenzare il modo in cui si evolvono e il grado in cui sono colpiti dagli agenti atmosferici e dall'erosione.

( Erosione da scarpata nella regione di Anubi. La scarpata mostrata si è ritirata di ca. 50 m in totale (freccia gialla). Viene mostrato un masso (freccia bianca), che potrebbe essere stato rimosso dalla sua posizione originale attraverso l'erosione, oppure maggiormente esposto ).

( Evoluzione delle increspature ( A ) nella regione di Hapi (collo settentrionale) di 67P. Le modifiche alla superficie sotto forma di sviluppo di elementi circolari ( B ) - ( D ) sono iniziate all'inizio di aprile 2015 e sono proseguite attraverso il passaggio del perielio (nell'agosto 2015). Nuove increspature sviluppate nel dicembre 2015 ( E ), ( F ). Due massi prominenti (B1 e B2) sono contrassegnati per l'orientamento ).

( SOPRA - Accumoli di polveri come se portati dal vento , SOTTO rimozione di uno strato di polveri con esposizione di un masso di 3,9 m in altezza ).

LINK (EN) : https://link.springer.com/article/10.1007/s11214-019-0602-1 
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Tradotto, riassunto ed adattato da Andreotti Roberto.

(139775) 2001 QG298 un plutino binario stretto della fascia di Kuiper. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 22/09/2019

(139775) 2001 QG298

Classificazione e scoperta:
2001 QG298, detto (ALFA), è un piccolo plutino binario che occupa la risonanza media di movimento (MMR) 3:2 con Nettuno.
E' stato scoperto il 16 agosto 2001 da Marc William Buie al Cerro Tololo Observatory.
Il compagno S/2004 (139775) 1 detto (BETA) è stato scoperto il 12 settembre 2003 usando le osservazioni della curva della luce, ed annunciato il 12 febbraio 2004.
Ha una curva della luce con una grande ampiezza, la quale implica che in realtà è un binario di contatto costituito da due componenti allungati di dimensioni approssimativamente uguali visti da quasi prospettiva equatoriale.

Dati fisici:
Le osservazioni dell'oggetto della fascia di Kuiper (KBO) 2001 QG298 fatte da Sheppard e Jewitt nel 2004, hanno dimostrato che la curva di luce di questo oggetto ha un'ampiezza molto grande (1,14 ± 0,04 mag), indicando che possiede una forma allungata oppure si tratta di una struttura binaria con due componenti di dimensioni simili quasi in contatto tra loro. Sulla base di questi interessanti dati pubblicati, abbiamo impiegato simulazioni binarie di Roche per costruire un modello di forma di 2001 QG298. I parametri di forma del modello più adatto erano 260 (164) × 205 (130) × 185 (116) km per il primario (ALFA) , e di 265 (168) × 160 (102) × 150 (94) km, per il secondario (BETA) , ipotizzando il caso di un albedo di 0,04 (0,10) i parametri tra parantesi sono quelli più probabili.
Un ulteriore risultato di questo calcolo è che la densità media apparente del sistema binario di contatto potrebbe essere stimata in 0,630 kg/dm3 .
LINK: http://adsabs.harvard.edu/abs/2004PASJ...56.1099T 

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	135 km (Alfa) - 117 km (Beta)
Densità media	0,6-0,7 kg / dm3
Periodo di rotazione siderale	13.7744 ± 0.0004 h
albedo	0,04 (assunto)
Tipo spettrale	V − R = 0,60 ± 0,02,  B − V = 1,00 ± 0,04
Magnitudine assoluta  (H)	+6,85

( Elaborazione grafica di Andreotti Roberto ).

Parametri orbitali:

Caratteristiche orbitali
Epoca 2016-gen-13.0 ( JD 2457400.5)
Afelio	46,642 UA
Perielio	31,758 UA
semiasse-maggiore	39,200 UA
Eccentricità	0,190
Periodo orbitale	245,43 anni (89.645,031 giorni )
Anomalia media	7,386 °
Inclinazione	6,500 °
Longitudine del nodo ascendente	162,610 °
Argomento del perielio	309,327 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

DI SEGUITO VI PROPONGO 2 STUDI FATTI AL RIGUARDO:

Extreme Kuiper Belt Object 2001 QG298 and the Fraction of Contact Binaries - 12/02/2004.
(TRADOTTO E RIASSUNTO)
Estratto - Ampie osservazioni fatte nel tempo, dell'oggetto della fascia di Kuiper 2001 QG298 mostrano una curva di luce con una variazione picco-picco di 1,14 +/-0,04 magnitudini e un periodo a picco singolo di 6,8872 +/- 0,0002 ore. La magnitudine assoluta media è di 6,85 magnitudini che corrispondono a un raggio effettivo medio di 122 (77) km se si presume un albedo di 0,04 (0,10). Questo è il primo oggetto noto della Cintura di Kuiper e solo il terzo pianeta minore con un raggio maggiore di 25 km che ha una curva di luce con una variazione superiore a 1 magnitudine. I colori sono tipici di un oggetto della fascia di Kuiper (B-V = 1.00 + - 0.04, V-R = 0.60 + - 0.02) senza alcuna variazione di colore tra luce minima e massima. La grande variazione di luce, il periodo a picco doppio relativamente lungo e l'assenza di cambiamento di colore rotazionale si oppongono alle spiegazioni dovute a macchie d'albedo o all'allungamento dovuto all'alto momento angolare. Invece, suggeriamo che il 2001 QG298 potrebbe essere un binario molto stretto o di contatto simile nella struttura a quello che è stato proposto indipendentemente per l'asteroide Troiano 624 Ettore. In tal caso, il suo periodo di rotazione sarebbe il doppio del periodo della curva di luce di 13.7744 + - 0.0004 ore. Correggendo gli effetti della proiezione, stimiamo che la frazione di oggetti simili nella Cintura di Kuiper sia almeno dal 10% al 20% con la frazione reale probabilmente molto più alta. In alcuni scenari è prevista un'elevata abbondanza di oggetti binari stretti e di contatto per l'evoluzione della fascia di Kuiper.

Conclusioni - 2001 QG298 ha la curva di luce più estrema di tutti i 34 oggetti ampiamente osservati nel progetto di variabilità delle Hawaii Kuiper Belt.
1. Il periodo della curva della luce a doppio picco è 13,7744 ± 0,0004 ore e l'intervallo picco-picco è 1,14 ± 0,04 mag. Solo altri due pianeti minori con raggio ≥ 25 km (624 Hektor e 216 Kleopatra) e un satellite planetario (Giapeto) è noto per mostrare una maggiore variazione fotometrica rotazionale di 1 mag.
2. La magnitudine rossa assoluta è mR (1,1,0) = 6,28 alla luce massima e 7,42 mag. a
luce minima. Con una presunta albedo geometrica di 0,04 (0,10) deriviamo raggi circolari effettivi alla luce massima e minima di 158 (100) e 94 (59) km, rispettivamente.
3. Non è stata rilevata alcuna variazione nei colori BVR tra la luce massima e minima
entro incertezze fotometriche di qualche percento.
4. L'ampia gamma fotometrica, le differenze nei minimi della curva della luce e il lungo periodo del 2001 QG298 sono coerenti e suggeriscono fortemente che questo oggetto è un contatto o quasi un contatto binario, visto equatoriale.
5. Se il 2001 QG298 è un binario di contatto con componenti di dimensioni simili, lo concludiamo che tali oggetti costituiscono almeno il 10-20% della popolazione della fascia di Kuiper in grandi dimensioni.
LEGGI TUTTO (EN): https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0402277.pdf 

A Change in the Lightcurve of Kuiper Belt Contact Binary

(139775) 2001 QG298 - 18/07/2011.

(TRADOTTO E RIASSUNTO)

Estratto - Nuove osservazioni mostrano che la curva di luce del binario stretto della fascia di Kuiper (139775) 2001 QG298 è cambiata sostanzialmente dalle prime osservazioni del 2003. La curva della luce del 2010 ha una fotometria picco-picco di intervallo con variazione = 0.7 +/- 0.1 mag, significativamente inferiore rispetto alla variazione del 2003 = 1.14 +/- 0.04 mag. 

Questo cambiamento è interpretato più semplicemente se 2001 QG298 ha un'obliquità vicino a 90 gradi. La diminuzione osservata in è causata da un cambiamento nella geometria di visualizzazione, dall'equatore , rispetto al 2003 era quasi di 16 gradi la distanza angolare orbitale coperta dall'oggetto tra le osservazioni fino al 2010. Le curve di luce del 2003 e 2010 hanno lo stesso periodo di rotazione e appaiono in fase quando si spostano di un numero intero di rotazioni complete, anche coerenti con un'elevata obliquità. Sulla base dei nuovi dati della curva di luce del 2010, troviamo che 2001 QG298 ha un'obliquità  = 90 +/- 30 deg. 

Le stime attuali della frazione intrinseca degli oggetti binari di contatto nella fascia di Kuiper sono distorte supponendo che questi oggetti abbiano assi di rotazione orientati casualmente. Se, come 2001 QG298, i binari a contatto nei KBO, tendono ad avere grandi obliquità, è necessaria una correzione più ampia. Di conseguenza, l'abbondanza di oggetti binari di contatto o stretti, potrebbe essere maggiore di quanto si credesse in precedenza.

Conclusioni - Abbiamo misurato la curva di luce visibile dell'oggetto della fascia di Kuiper 2001 QG298 e confrontato con dati simili raccolti nel 2003. I nostri risultati possono essere riassunti come segue:

1. La curva della luce del 2010 di 2001 QG298 ha un intervallo picco-picco di ∆m = 0,7 ± 0,1 mag, significativamente inferiore alla gamma fotometrica nel 2003, ∆m = 1,14 ± 0,04 mag. Le curve della luce del 2003 e del 2010 appaiono in fase se spostate di un numero intero di rotazioni.

2. Il cambiamento tra le curve di luce del 2003 e del 2010 è spiegato più semplicemente se 2001 QG298 possiede una grande obliquità, ε = 90◦ ± 30◦ . In tal caso, la gamma fotometrica della curva di luce dovrebbe continuare a diminuire, raggiungendo un minimo di ∆m ∼ 0,0 - 0,1 mag nel 2049.

3. Le stime attuali della frazione degli oggetti binari di contatto nella fascia di Kuiper presuppongono che questi oggetti hanno assi orientati casualmente. Se, come per 2001 QG298, i binari di contatto tendono per avere grandi obliquità la loro abbondanza può essere più grande di quanto si credesse in precedenza.

4.Gli studi di: hashi & Ip 2004; Lacerda & Jewitt 2007; Gnat & Sari 2010. Fanno stimare la densità di 2001 QG298 a ρ = 0,59 + 0,14 −0,05 kg/dm3. 

Questa densità sorprendentemente bassa implica che 2001 QG298 ha una composizione prevalentemente ghiacciata ed è significativamente poroso.

LEGGI TUTTO (EN): https://arxiv.org/pdf/1107.3507.pdf 

ALTRI LINK:
Johnston Archive: http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-139775.html
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A cura di Giovanni Donati.