(90) ANTIOPE un grande asteroide doppio della fascia principale. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 26/12/2019

(90) Antiope

90 Antiope è un asteroide doppio della zona esterna della fascia principale.
Dalla scoperta della natura binaria di Antiope, il nome "Antiope" si riferisce tecnicamente al leggermente più grande dei due componenti, con il componente più piccolo che porta la designazione provvisoria S/2000 (90) 1 . Tuttavia, il nome "Antiope" è anche usato per riferirsi al sistema binario nel suo insieme.

Scoperte e denominazione:
Antiope fu scoperto da Karl Theodor Robert Luther (con l'aiuto di una carta del cielo da lui stesso costruita) intorno alle 22:30 del 1º ottobre 1866 dall'Osservatorio di Düsseldorf (situato nel distretto urbano di Bilk) in Germania, di cui era direttore dal 1851.
Fu battezzato Antiope in onore di una delle due (non è chiaro quale, se l'Amazzone o se la madre di Anfione e Zethus), omonime figure della mitologia greca.
Il 10 agosto 2000, un team di astronomi composto da:
- W. J. Merline del Southwest Research Institute (SwRI)
- L. M. Close dell'Osservatorio Europeo Australe (ESO)
- J. C. Shelton del Osservatorio di Monte Wilson
- C. Dumas del Jet Propulsion Laboratory (JPL)
- F. Menard del Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT)
- C. R. Chapman e D. C. Slater dell'SwRI
grazie a osservazioni compiute tramite il Telescopio Keck II di Mauna Kea e utilizzando ottiche adattive, scoprirono che Antiope è un asteroide binario, composto da due corpi distinti, simili, e non a contatto; la scoperta venne annunciata il 3 ottobre 2000.

Dati fisici:
Sono due pianetini di forma e dimensioni simili, di tipo spettrale C, con una composizione carboniosa e una superficie molto scura con un albedo di 0,058 , ed indici colore :
B - V = 0,688 .
U - B = 0,317 .
Sono classificati come membri della famiglia di asteroidi di Temi.
Il sistema ha una magnitudine assoluta (H) di +8,27 mag.
Studi complementari sulla variazione della curva di luce compiuti tramite le ottiche adattive del Very Large Telescope dell'ESO indicano che le due componenti ruotano in modo sincrono, attorno al loro centro di massa in 16,5268 ± 0.0001 ore , mostrandosi quindi sempre la stessa faccia.

CURVE DI LUCE:

La caratteristica più notevole di Antiope è che consiste di due componenti di dimensioni quasi uguali Difatti la differenza di massa è inferiore al 2,5% , ed hanno diametri medi di circa 88 km e 84 km, entrambi i componenti sono tra i 500 asteroidi più grandi della fascia.
La loro massa e la loro densità si possono quindi facilmente derivare dalla terza legge di Keplero.
La bassa densità (1,3 ± 0,2 kg/dm3 ) dei suoi componenti suggerisce una porosità significativa (>30%), indicando che sono asteroidi a catasta di macerie, composti da detriti accumulati in seguito a una precedente collisione di asteroidi, probabilmente quello dell'evento distruttivo che ha formato la famiglia di (24) Temi.

Le osservazioni del telescopio VLT-UT4 equipaggiato con un sistema di ottica adattiva nel 2007 e l'analisi dei dati della curva della luce suggeriscono che uno dei componenti, il minore, sembra avere un cratere da impatto a forma di scodella di 68 km che potrebbe essere il risultato di una violenta collisione di proto-Antiope in due corpi equisitati. Si ritiene che l'impattatore abbia avuto un diametro superiore a 17 km. Il cratere non può essere risolto usando il telescopio WM Keck II , ma si nota però nei risultati delle occultazioni stellari (vedi sotto).

OCCULTAZIONI STELLARI:
Ci sono state 9 occultazioni stellari osservate dal 1988, molte delle quali sono occultazioni multi-corda.
Il migliore è l'evento del 19 luglio 2011 osservato da 57 stazioni sparse lungo la costa occidentale degli Stati Uniti dove 46 stazioni hanno registrato occultazioni positive, ed ha permesso di misurare la distanza tra le due componenti.

ANALISI SPETTRALI:

( Nei 4 grafici qui SOPRA si confrontano le analisi spettrali di Antiope con (24) Temi, a conferma dell'appartenenza alla solita famiglia collisionale ).

Parametri del sistema doppio:
Poiché ogni componente è largo circa 86 ± 1 km, con i loro centri separati solo da circa 171 chilometri, lo spazio che separa le due metà è circa lo stesso del diametro di ciascun componente. Di conseguenza, i due corpi orbitano attorno al centro di massa comune che si trova nello spazio tra di loro. Il periodo orbitale è di circa 16,50 ore e l'eccentricità inferiore a 0,006.
Ogni diversi anni, si verifica un periodo di occultazioni reciproche quando l'asteroide viene visto dalla Terra.
L'asse dell'orbita reciproca delle due componenti punta verso coordinate eclittiche (β, λ) = (200°, 38°) con incertezza di 2 gradi. Risulta quindi inclinato di circa 63° rispetto al piano dell'orbita circumsolare del sistema.

Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore	171 ± 1 km
Eccentricità	<0.006
Periodo orbitale	0,687713 ± 0,00004 giorni (16,5051 ± 0,0001 h)
Velocità orbitale media	18,0 m / s
Satellite di	Binario con 90 Antiope

Parametri dell'orbita eliocentrica:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,1500765 UA e da un'eccentricità di 0,1656524 , inclinata di 2,20709° rispetto all'eclittica.

Caratteristiche orbitali
Epoca 23 luglio 2010 ( JD 2455400.5)
Afelio	545,94 Gm 3,6494 UA
Perielio	398,02 Gm 2,6606 UA
semiasse-maggiore	471,19 Gm 3,1550 UA
Eccentricità	0,1567
Periodo orbitale	2046,9 giorni (5,60 anni )
Velocità orbitale media	16,66 km / s
Anomalia media	304.12 °
Inclinazione	2,2195 °
Longitudine del nodo ascendente	70.21 °
Argomento del perielio	242,96 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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A cura di Andreotti Roberto.