(54598) BIENOR uno dei grandi centauri . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 31/05/2020

(54598) BIENOR

54598 Bienor [2000 QC243] è uno dei più grandi asteroidi tra i membri dei centauri che sfiora l'orbita di Urano.

( La posizione di Bienor è indicata dalle due liniette, come una macchia poco più chiara dello sfondo, e può darvi un'idea delle difficoltà che vengono incontrate nello studio di questi corpi ).

Scoperta e denominazione:
Bienor è stato scoperto il 27 agosto 2000 come parte del Deep Ecliptic Survey da Mark Buie , S. Kern, R. Millis e L. Wasserman , e prende il nome, che è stato suggerito da E. K. Elliot, dal mitologico Centauro Bienor ucciso da Teseo, per essere stato uno dei centauri che hanno tentato di rapire la sposa Ippodamia e altre donne al matrimonio di Piritoo.

Dati fisici:
Con un diametro di circa 187,5 ± 15.5 km (JPL), è uno dei centauri confermati più grande, ha una magnitudine assoluta (H) di +7,5.
E' un oggetto molto scuro con un albedo di 0,050 ± 0,019.

( Diagramma del flusso termico - i risultati di questo studio indicano che questo oggetto ha una dimensione di 198 +6 -7 km di diametro con un albedo di 4.3 +1.6 −1,2 % , e rientrano nel margine d'errore dei dati forniti dal JPL ).
LINK : https://arxiv.org/pdf/1309.0946.pdf 

Indice di colore :
B-R = 1,12 ± 0,03.
B-V = 0.711 ± 0.059 
V-R = 0.476 ± 0.046 
R-I = 0.400 ± 0.079 
V-J = 1.684 ± 0.091 
J-H = 0.379 ± 0.078 
H-K = 0.153 ± 0.099

A partire dai dati di ampiezza della curva della luce, siamo in grado di determinare l'orientamento dell'asse di rotazione di Bienor (βp = 50 ± 3◦, λp = 35 ± 8◦).

Siamo anche in grado di vincolare il rapporto assiale b/a in un corpo ellissoidale di Jacobi triassiale (con semi-asse a> b> c).
La misura migliore determinata è per b/a = 0,45 ± 0,05, che corrisponde a un valore medio di densità di circa 594 (+47 −35) kg/m3 sotto la solita supposizione che sia in equilibrio idrostatico.
Testando diverse spiegazioni come il rilassamento del vincolo di equilibrio idrostatico, un grande asimmetria nell'albedo tra nord e sud della superficiale di Bienor o addirittura un sistema ad anello, ed ipotizzando caratteristiche simili a quelle di Chariklo e Chirone, possiamo adattare sia l'ampiezza della curva della luce che l'ampiezza assoluta.
In questo caso, il rapporto assiale derivato viene modificato in b/a = 0,37 ± 0,10.
La densità implicita risulta più alta ma con una maggiore incertezza di circa 678 (+209 −100) kg/m3. Inoltre, l'esistenza di un anello è coerente con la rilevazione spettroscopica del ghiaccio d'acqua su Bienor. Tuttavia, le altre ipotesi non possono essere scartate.

L'analisi delle varie curve di luce ottenute nell'agosto 2001, indicano un periodo di rotazione a doppio picco, di 9,14 h , mentre successive osservazioni riportano il valore di 9,17 h.

Composizione superficiale:
Lo spettro osservato da Dotto et al. (2003a) è risultato piuttosto rumoroso.
Lo hanno modellato e aggiunto solo una piccola quantità di ghiaccio d'acqua nel loro modello per migliorare l'adattamento nelle lunghezze d'onda di 1,5 e 2,0 micron.
D'altra parte, Barkume et al. (2008) ne hanno trovato uno con una più grande quantità di ghiaccio d'acqua cristallino. Il nostro spettro mostra una banda di assorbimento a 2,0 micron attribuita al ghiaccio d'acqua che è del 16 ± 6% più profondo, ma nessuna caratteristica può essere rilevata nella banda H . Abbiamo proceduto a una modellazione di questo spettro al fine di limitare la quantità di ghiaccio d'acqua che può essere presente sulla superficie Bienor.
Il modello più adatto è dato da una frazione del 13% di ghiaccio d'acqua con grani da 39 micron. Abbiamo cercato di modellare lo spettro di riflettanza di Bienor con altre quantità di ghiaccio d'acqua e ci mostrano tre modelli che possono adattarsi correttamente allo spettro all'interno di
rumore. Una piccola caratteristica di circa 2,3 micron dovuta al metanolo potrebbe
anche essere presente su questo spettro, ma il rumore presente in questa parte dello spettro non ci consente di trarre conclusioni affidabili su questo rilevamento.

Posizione:

( In grafica le posizioni dell'asteroide rilevate durante le varie osservazioni e studi che lo hanno riguardato ).

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 16,44350271 UA e da un'eccentricità di 0,198937739 , inclinata di 20,7445389° rispetto all'eclittica.
La sua distanza dal Sole varia da un perielio di 13,172269457834 UA , fino ad un afelio di 19,714735963083 UA che lo porta a sfiorare l'orbita di Urano.
Ha un periodo di rivoluzione di 66,68 anni (24355,1006 giorni).
Argomento del perielio : 153,373686°
Longitudine del nodo ascendente : 337,728457°
Raggiungerà il perielio nel gennaio 2028.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

LINK :
Physical properties of centaur (54598) Bienor from photometry: http://digital.csic.es/bitstream/10261/160765/1/IAA_2017_stw3264.pdf 
Centaurs and Scattered Disk Objects in the Thermal Infrared:
https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1306/1306.1862.pdf 
Dati JPL : https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2054598#content 
Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0702538.pdf 
Colours of minor bodies in the outer solar system: https://arxiv.org/pdf/1209.1896.pdf 
AstDys-2 : https://newton.spacedys.com/astdys/index.php?n=54598&pc=1.1.7.0 
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A cura di Andreotti Roberto.

L'ESAGONO al polo nord di SATURNO . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 16/05/2020

L'ESAGONO DI SATURNO

All’interno dell’atmosfera di Saturno avviene una grande varietà di fenomeni meteorologici, ma l’esagono è sicuramente uno dei più curiosi, a prescindere dall’amore per le simmetrie. L’esagono è un’incredibile struttura di onde atmosferiche che sembra essere disegnata da un geometra.
E per di più sembra restare statica, ruotando insieme al pianeta senza scomporsi mai.
E' presente solo al polo nord del pianeta.

L'esagono di Saturno è un persistente modello di nuvola esagonale attorno al polo nord del pianeta Saturno, situato sopra i circa 78° N.
I lati dell'esagono sono lunghi circa 14.500 km, che sono più lunghi del diametro della Terra.
L'esagono è largo un po' più di 29.000 km ed è alto 300 km.
Si ritiene che sia una corrente a getto fatta di gas atmosferici che si muove a 320 km/h.
Ruota con un periodo di 10h 39m 24s, lo stesso periodo delle emissioni radio di Saturno dal suo interno. L'esagono non si sposta in longitudine come le altre nuvole nell'atmosfera visibile.

L'esagono di Saturno fu scoperto durante la missione Voyager nel 1981 e fu successivamente rivisitato da Cassini-Huygens nel 2006. Durante la missione Cassini , l'esagono cambiò da un colore prevalentemente blu a più di un colore dorato.
(vedi foto a lato).
Una teoria per questo è che la luce solare sta creando foschia mentre il polo nord è esposto alla luce solare a causa del cambio di stagione.
Il polo sud di Saturno non ha un esagono, come verificato dalle osservazioni di Hubble, tuttavia, ha un vortice e c'è anche un vortice all'interno dell'esagono settentrionale.

Un'ipotesi, sviluppata all'Università di Oxford, è che l'esagono si forma dove c'è un ripido gradiente latitudinale nella velocità dei venti atmosferici nell'atmosfera di Saturno.
Simili forme regolari sono state create in laboratorio quando in un serbatoio circolare il particolare liquido è stato ruotato a velocità diverse nel centro e alla periferia.

La forma derivante più comune era a sei lati, ma venivano anche prodotte forme con tre o otto lati.
Le forme si creano in un'area di flusso turbolento tra i due diversi corpi fluidi rotanti con velocità diverse. Un certo numero di vortici stabili di dimensioni simili si formano sul lato più lento (sud) del confine del fluido e questi interagiscono tra loro per spaziarsi uniformemente attorno al perimetro.
La presenza dei vortici influenza il confine spostandolo verso nord e questo dà origine all'effetto poligono. I poligoni non si formano ai confini del vento a meno che i parametri di differenziale di velocità e viscosità non siano entro certi margini e difatti non sono presenti in altri punti probabili, come il polo sud di Saturno o i poli di Giove.
Altri ricercatori affermano che gli studi di laboratorio mostrano correnti a vortice , una serie di vortici a spirale non osservati nell'esagono di Saturno. Le simulazioni mostrano che un jet-stream serpeggiante superficiale, lento e localizzato nella stessa direzione delle nuvole prevalenti di Saturno è in grado di abbinare i comportamenti osservati dell'esagono di Saturno con la stessa stabilità al suo contorno.
Lo sviluppo di instabilità barotropica del getto circumpolare esagonale polare nord di Saturno, più il sistema di vortice polare nord (NPV) produce una struttura di lunga durata simile all'esagono osservato. Il vortice polare nord (NPV), quindi, svolge un ruolo dinamico decisivo per stabilizzare i getti esagonali. L'influenza della convezione umida, che è stata recentemente suggerita di essere all'origine del sistema di vortice polare nord di Saturno in letteratura, è studiata nel quadro del modello barotropico rotante di acque poco profonde e non altera le conclusioni.

Nel 2015, la Cassini ha ottenuto immagini in alta risoluzione del lembo del pianeta, osservando cioè la sua atmosfera di taglio, appena sopra l’orizzonte.
In questo modo si sono potuti osservare gli strati di nubi al di sopra dell’esagono distinguendo dettagli spessi solamente uno o due chilometri.
Queste immagini sono state ottenute con vari filtri che hanno permesso di separare le frequenze dall’ultravioletto all’infrarosso.
Tali dati sono poi stati completati con osservazioni di Hubble Space Telescope, che quindici giorni dopo ha osservato l’esagono dall’alto invece che al lembo.
Tale osservazione ha portato a scoprire che l’esagono è fatto a strati: un sistema di almeno sette diversi strati di nebbia che si estende dalle nubi del pianeta fino a più di 300 chilometri di altitudine. Ci sono altri luoghi nel Sistema solare, come Plutone o Titano, che sono coperti da stratificazioni di nebbie, ma mai in maniera così estesa e regolare: ogni strato di nebbia dell’esagono di Saturno è spesso infatti tra i 7 e i 18 chilometri.

Ma lo studio è andato oltre, analizzando la composizione chimica di questi strati. Sembrerebbero essere popolati da particelle grandi appena due micron di idrocarburi come acetilene, propano, propino, diacetilene e, nel caso delle nubi più alte, butano. La cosa affascinante è che questi composti si trovano allo stato ghiacciato, grazie alle gelide temperature di -120°C / -180°C .
Per cercare di dare una spiegazione alla regolarità di questi strati, i ricercatori hanno utilizzato ciò che conosciamo sulla Terra. Probabilmente gli strati sono formati dalla propagazione verticale di onde di gravità, oscillazioni nella densità e nella temperatura dell’atmosfera che avvengono abitualmente anche nella nostra atmosfera.

(Ingrandimento a falsi colori che evidenzia la forma tridimensionale dei vortici e delle correnti a getto).
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A cura di Andreotti Roberto.

(69230) HERMES - 1937 UB un Near-Earth doppio e potenzialmente pericoloso. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 14/05/2020

(69230) HERMES
1937 UB

Classificazione:
HERMES è un Near-Earth di tipo Apollo, un asteroide doppio sub-chilometrico di notevole interesse storico e dinamico.
Hermes è anche un incrociatore di Marte, Venere e Vesta.
Ha eluso gli astronomi per 66 anni tra la sua apparizione del 1937 e la riscoperta del 2003.
A partire dall'ottobre 2003, era l'asteroide più grande mai osservato che si sia avvicinato alla Terra a meno del doppio della distanza dalla Luna.
Hermes è un asteroide potenzialmente pericoloso (PHA).

( Foto Rolando Ligustri - castfvg ).

Scoperta e denominazione:
Fu scoperto il 28 ottobre 1937 dall'astronomo Karl Reinmuth dell'osservatorio di Heidelberg (Germania), il quale comunicò che ne aveva individuato la corta scia luminosa in un'immagine fotografica ripresa durante la notte.
Venne stimato di circa +9 magnitudini, e che si trattava di un asteroide con veloce movimento in un'orbita che intersecava quella della Terra. Gli fu dato il nome di Hermes, il messaggero degli dei greci dell'Olimpo, e figlio di Zeus e Maia.

Prima osservazione e perdita:
Il 30 ottobre 1937 l'asteroide s'avvicinò alla Terra sino a solamente due volte la distanza Terra-Luna, spostandosi in cielo addirittura di 5 gradi all'ora.
Reinmuth osservò Hermes per cinque giorni, troppo poco per poterne tracciare un'orbita adeguata e infatti esso venne perso.
Uno dei motivi, forse il principale, per i quali Hermes venne perso, e mai più rivisto dopo il 1937, è che è un corpo molto poco luminoso dato che il 3 novembre 1937, appena sei giorni dopo la scoperta, esso era passato dalla nona alla ventunesima magnitudine, scendendo d'un fattore 60.000.

Riscoperta:
Hermes è stato riscoperto il 15 ottobre 2003 da Brian Skiff dell'Osservatorio di Lowell .
Gli annunci di riscoperta sono apparsi nella circolare MP22 2003-T74 e IAUC 8223 .
Un collegamento con le osservazioni del 1937 fu rapidamente ottenuto da Steven Chesley e Paul Chodas (JPL); il loro lavoro è riassunto in MPEC 2003-U04 .

Passaggi ravvicinati:
L'asteroide ha una distanza di intersezione orbitale minima della Terra (MOID) di 0,0041 UA (610.000 km) che si traduce in 1,6 LD .
Hermes avvicina l'orbita della Terra ogni 777 giorni e di solito, quando l'asteroide l'attraversa, si trova molto lontano da essa, ma nel 1937, 1942, 1954, 1974 e 1986, Hermes si avvicinò molto.
Il 30 ottobre 1937, Hermes superò 0,00494 UA (739.000 km) dalla Terra e il 26 aprile 1942, 0,0042415 UA (634,520 km) dalla Terra.

Sappiamo di questi incontri solamente perché l'astronomo Brian Skiff del Lowell Observatory riscoprì Hermes il 15 ottobre 2003. Con i nuovi dati, e le conseguenti effemeridi calcolate, gli astronomi hanno potuto ricostruire all'indietro le varie orbite dell'asteroide sino al 1937, notando quante volte esso si è avvicinato molto al nostro pianeta.
Gli specialisti del calcolo delle orbite Steve Chesley e Paul Chodas del JPL della NASA, hanno usato le nuove osservazioni per tracciare all'indietro il movimento di Hermes, identificando così tutti i passaggi ravvicinati precedentemente sconosciuti.
Usando il radar, la posizione e la velocità di Hermes sono state misurate con un'incertezza entro 300 metri e 50 mm/s , molto più accuratamente che con i telescopi ottici. Includere quelle misurazioni in una nuova soluzione in orbita ci ha permesso di prevedere con precisione il movimento di Hermes per molti secoli , dal 1561 al 2103.
Durante quei 542 anni, ha fatto e farà 23 avvicinamenti ravvicinati alla Terra, 29 a Venere, 7 a Marte e 7 a un grande asteroide Vesta. L'approccio più vicino di Hermes nei cieli della Terra è stato nel 1942, mentre la Seconda Guerra Mondiale fu combattuta sotto, quando passò circa 1,8 volte più lontano della Luna. Tuttavia, nessuno lo notò al momento.
Alla fine, le forze gravitazionali di tutti questi incontri con i pianeti sfocano la nostra conoscenza di dove sarà Hermes, richiedendo più misurazioni in futuro per fare previsioni più lunghe e specifiche. Sebbene tecnicamente classificato come un "asteroide potenzialmente pericoloso", ciò significa solo che ha un'orbita tale che, per centinaia di migliaia o milioni di anni, Hermes potrebbe potenzialmente avvicinarsi molto alla Terra. Tuttavia, non vi è alcun rischio ora.

Parametri Orbitali:
L'orbita di Hermes è la più caotica fra tutti gli asteroidi Near-Earth, a causa dei sopracitati incontri ravvicinati con pianeti e grandi asteroidi.
Orbita attorno al Sole con un semiasse-maggiore di 1,655 UA , con una distanza che varia da 0,6213 UA del perielio fino a 2,6879 UA dell'afelio, una volta ogni 2 anni e 2 mesi (778 giorni).
La sua orbita ha un'eccentricità di 0,6245 e un'inclinazione di 6,066° rispetto all'eclittica .

Afelio	2.6879096 UA
Perielio	0.6213485 UA
semiasse-maggiore	1.6546291 UA
Eccentricità	0,6244787
Periodo orbitale	2,13 anni (777,41 giorni)
Anomalia media	258.720188 °
Moto medio	0° 27m  46.08s/giorno
Inclinazione	6,066585 °
Longitudine del nodo ascendente	34,1355999 °
Argomento del perielio	92,8328051 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Osservazioni 
radar:
Subito dopo la riscoperta sono state approntate osservazioni radar, ad Arecibo il 17, 19 e 20 ottobre, mentre a Goldstone il 4, 8, 9, 11, 12 novembre.
Uno spettro Doppler dell'eco radar ottenuto il 17 ottobre mostra due componenti chiaramente separate.
(vedi grafico a lato).

Il set di immagini radar di seguito mostra il movimento relativo dei componenti nel corso di circa un'ora il 19 ottobre. Il movimento è in senso antiorario. In ciascun pannello, il componente a frequenze Doppler positive (a destra), si sposta verso l'osservatore, mentre il componente a frequenze Doppler negative (a sinistra), si allontana dall'osservatore. L'illuminazione radar è dall'alto. 
La risoluzione della portata è di 75 m.

Le misurazioni dell'intervallo e delle posizioni Doppler del primario e del secondario ci consentono di risolvere l'orbita del sistema binario. La distanza è di circa 1,2 km, ovvero circa 4 volte il raggio dei componenti primario e secondario, molto più piccola del suo raggio di Hill di 35 km. 
Il periodo orbitale è di 13,9 ore, che corrisponde esattamente al periodo di rotazione di entrambi i componenti, vale a dire che il sistema è completamente distribuito in modo ordinato a un cosiddetto stato doppiamente sincrono (come il sistema Plutone-Caronte).

Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +17,5 mag , e presenta un albedo di 0,25 ± 0,12.
L'ampliamento Doppler di Hermes primario e secondario in base ai dati CW ottenuti il ​​18 ottobre 2003, il 4 novembre, l'8 novembre e l'11 novembre a Goldstone. (vedi grafico sotto).
Le larghezze dell'eco sono state misurate a un livello di potenza equivalente a tre deviazioni standard del rumore, sono state assegnate barre di errore corrispondenti a la risoluzione in frequenza e sono stati convertiti in una lunghezza d'onda comune di 12,6 cm. 
Le linee continue rappresentano l'atteso ampliamento Doppler di corpi con diametri di 630m e 540m se i loro assi di rotazione sono perpendicolari alla nostra soluzione sul piano orbitale. 
Il processo di determinazione dell'orbita non incorpora alcun vincolo legato all'ampliamento Doppler dei singoli corpi. Il buon accordo suggerisce che la soluzione orbitale sia accurata, che il primario e il secondario non siano sensibilmente allungati e che le loro obliquità siano state portate a zero dalle reciproche forze mareali.
Si desume una densità del sistema di circa 1,6 kg/dm3.

Tre osservazioni sulla curva di luce rotazionale di Hermes sono state ottenute da osservazioni fotometriche nell'ottobre 2003. L'analisi della curva luminosa ha dato un periodo di rotazione ben definito tra 13.892 e 13.894 ore con una variazione di luminosità compresa tra 0,06 e 0,08 magnitudini. 

Composizione e superficie:
L'analisi spettrale indica che Hermes è un asteroide di tipo S, classificazione riportata per la prima volta da Andy Rivkin e Richard Binzel, nella circolare IAUC 8225 .
È stato caratterizzato come sottotipo Sq usando lo strumento SpeX presso la NASA Infrared Telescope Facility .

( Analisi spettrale ).

Correlazioni:
Nel 2002 è stato osservato un asteroide, 2002 SY50 , che ha una sorprendente somiglianza con Hermes in termini di dimensioni e parametri orbitali, ed è possibile che i due oggetti siano dinamicamente correlati.
Un incontro planetario ravvicinato avrebbe potuto interrompere in modo ordinato un grande oggetto, lasciando Hermes e 2002 SY50 su orbite simili.

LINK:
http://hosting.astro.cornell.edu/~jlm/NEAs/Hermes/
http://www.castfvg.it/sistsola/asteroid/1937ub_01.htm
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A cura di Andreotti Roberto.

ELIOSFERA. ELIOGUAINA ed ELIOPAUSA . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 12/05/2020

Eliosfera, Eliopausa  
ed Elioguaina

L'entrata dei Voyager e dei Pioneer nell'elioguaina.

L'eliosfera è divisa in due zone distinte.

Il vento solare viaggia ad una velocità di circa 400 km/s fino a quando non attraversa il cosiddetto termination shock, che si trova tra 80 e 100 UA dal Sole in direzione sopravvento, e fino a circa 200 UA dal Sole sottovento. (del mezzo interstellare).
Qui il vento rallenta drasticamente, aumenta di densità e temperatura e diviene più turbolento, formando una grande struttura a forma di uovo, conosciuta con il nome di elioguaina (in inglese heliosheath), la quale pare che si comporti come la coda di una cometa, e si estende verso l'esterno per altri 40 UA sul lato sopravvento, mentre si estende molto meno nella direzione opposta.
Entrambe le sonde Voyager 1, nel 2004, e Voyager 2, nel 2007, hanno superato il termination shock e sono entrate nell'elioguaina, e distano rispettivamente nel 2017, 127 e 104 UA dal Sole.
Dopo l'attraversamento del termination shock, il vento solare continua a fluire fino a raggiungere il limite esterno dell'eliosfera, l'eliopausa, oltre la quale inizia il mezzo interstellare, anch'esso pervaso di plasma.
La forma del limite esterno dell'eliosfera è probabilmente influenzata dalla dinamica dei fluidi determinata dalle interazioni con il plasma del mezzo interstellare, nonché dal campo magnetico solare, prevalentemente a sud. Al di là dell'eliopausa, a circa 230 UA, nel plasma interstellare si forma un'onda d'urto stazionaria (bow shock), dovuta al moto del Sole attraverso la Via Lattea.

Nel 2012 la sonda spaziale Voyager 1, lanciata dalla NASA, ha attraversato l'eliopausa, scoprendo che è il "confine del sistema solare", quindi possiamo dire che il campo magnetico del Sole ha come limite questo punto dallo spazio interstellare.
Osservando le varie oscillazioni dell'ago della bussola interna della sonda si è appreso che col passare dei tempi molteplici strati magnetici del Sole si sono accumulati e perfino intrecciati tra loro, creando bolle magnetiche.
L'eliopausa è molto importante per la nostra stessa sopravvivenza, poiché, con l'enorme energia magnetica accumulata nel tempo, ci protegge da nocivi raggi cosmici.
Una squadra finanziata dalla NASA ha sviluppato il concetto di una "Vision Mission" dedicato all'invio di una sonda nell'Eliosfera.

Voyager 1 ha superato l'eliopausa intorno al 25 agosto 2012 a una distanza di 121,7 UA dal sole.
I dispositivi di misurazione hanno registrato un drammatico calo della velocità di conteggio delle particelle solari di oltre un fattore di 100 e un aumento significativo della radiazione cosmica ad alta energia.
Voyager 2 ha raggiunto dell'eliopausa il 5 novembre 2018 ad una distanza di 119,0 AE. Lo spettrometro al plasma ha registrato un forte calo della velocità delle particelle solari.
Nella direzione radiale (fuori dal sistema solare) il vento solare è stato fermato completamente.

( Nel grafico qui sotto in evidenza il passaggio nel mezzo interstellare tra 118 e 122 UA ).

La forma dell'Eliosfera:
Pare che il sistema solare sia circondato da un enorme campo magnetico di forma sferica dovuto alla presenza del Sole. A suggerirlo sono i dati raccolti dalla missione Cassini, dalle due sonde Voyager e dal satellite Interstellar Boundary Explorer (Ibex).

I risultati sono in contraddizione con la teoria attualmente più accreditata, secondo cui la magnetosfera solare ha una forma oblunga, simile alla scia di una cometa.
Il colpevole sarebbe il campo magnetico interstellare, molto più intenso di quanto previsto.
Per oltre 50 anni il dibattito circa la forma di questa struttura ha favorito l’ipotesi di una bolla di forma allungata, con una testa arrotondata e una coda.
I nuovi dati coprono un intero ciclo di attività solare (11 anni circa) e mostrano che la realtà potrebbe essere molto diversa: l’eliosfera sembra avere entrambe le estremità arrotondate, assumendo una forma quasi sferica.

Oltre a esplorare Saturno e il suo sistema di anelli e satelliti, la sonda Cassini ha studiato anche il comportamento del vento solare, indagando in particolare ciò che accade alle sue estremità. Quando le particelle cariche provenienti dal Sole incontrano gli atomi di gas neutro del mezzo interstellare, lungo la vasta area di confine chiamata eliopausa, possono avvenire scambi di cariche, e alcuni atomi possono essere spinti verso il sistema solare e venire misurati da Cassini.
Poiché le particelle che compongono il vento solare viaggiano a velocità pari a frazioni della velocità della luce, i loro tragitti dal Sole all’eliopausa richiedono anni. Con il variare del numero di particelle, ovvero con la modulazione dovuta all’attività solare, occorrono anni perché questa si rifletta nella quantità di atomi misurati da Cassini.
I dati recenti hanno mostrato qualcosa di inaspettato: le particelle provenienti dalla “coda” dell’eliosfera riflettono i cambiamenti del ciclo solare in modo molto simile a quelle provenienti dalla sua “testa”.

I dati raccolti dalle sonde Voyager hanno inoltre mostrato che il campo magnetico interstellare è più intenso rispetto alle stime fornite dai modelli. Questo significa che la forma arrotondata dell’eliosfera potrebbe essere dovuta all’interazione del vento solare con questo campo magnetico, che spingerebbe l’eliopausa verso il Sole. La struttura dell’eliosfera svolge un ruolo importante nel modo in cui le particelle provenienti dallo spazio interstellare, chiamate raggi cosmici, raggiungono il sistema solare interno, arrivando fino alla Terra.

APPROFONDIMENTO TECNICO:
http://www.treccani.it/enciclopedia/vento-solare-ed-eliosfera_(Enciclopedia-del-Novecento)/

Attraverso le misurazioni dei Voyager 1 e 2 , abbiamo misurato le diverse reazioni dello spazio interstellare al vento solare:
I veicoli spaziali Voyager 1 e 2 hanno, per la prima volta, studiato l’area esterna del Sistema Solare, nota anche come la regione dell’Eliosfera.
Tali misurazioni hanno consentito agli scienziati di calcolare la ''pressione'' esercitata dallo spazio esterno su questa vasta zona, attraverso l’attività Solare.
In pratica la nostra stella rilascia periodicamente esplosioni di particelle, note anche come espulsioni di massa coronale, che viaggiano nello spazio fino a raggiungere l’Eliosfera, dove si fondono in un unico ”fronte” che crea in pratica una gigantesca bolla magnetica. Appena uno di questi flussi ha raggiunto l’eliosfera nel 2012, ed è stata individuata da Voyager 2.
L’onda ha causato la riduzione temporanea del numero di raggi cosmici galattici, ovvero le radiazioni provenienti dallo spazio profondo rivelate dalla sonda.

Quattro mesi dopo, abbiamo visto una riduzione analoga delle osservazioni da parte del Voyager 1, che si trova proprio oltre il confine del Sistema Solare, nello spazio interstellare.
Conoscere la distanza tra i veicoli spaziali e la loro posizione, ha permesso di calcolare la pressione di radiazione nell’eliosfera e la diversa mutazione di tali raggi cosmici galattici nelle diverse zone in cui viaggiavano i veicoli spaziali.
Se nell’area di Voyager 2 che si trova ancora all’interno dell’eliosfera, la densità di raggi cosmici è diminuita in tutte le direzioni, per il Voyager 1,che ormai si trova al di fuori del Sistema Solare, abbiamo notato una diminuzione dei soli raggi cosmici galattici che viaggiavano perpendicolari al campo magnetico in quella regione.
Questa asimmetria suggerisce che qualche fenomeno accade mentre l’onda attraversa il confine del Sistema Solare. Ma il perché di questo cambiamento nei raggi cosmici tra la parte interna ed esterna dell’eliosfera rimane tuttora un mistero. Tenendo presente che il Voyager 2 si trovava nell’eliosfera e che il Voyager 1 era già fuori dal Sistema Solare, gli esperti collegano la differenza osservata a un tipo di fenomeno, ancora sconosciuto, che si produce nel momento in cui l’onda attraversa il limite del Sistema Solare.
Ulteriori studi sono in atto per comprenderne le dinamiche.

New Horizons conferma che il vento solare rallenta più lontano dal Sole:
La ricerca potrebbe aiutare a prevedere quando i veicoli spaziali attraverseranno lo shock di terminazione.
Le misure prese dallo strumento Solar Wind Around Pluto (SWAP) a bordo del veicolo spaziale New Horizons della NASA stanno fornendo importanti nuove intuizioni da alcune delle aree più lontane mai esplorate. In un articolo pubblicato di recente su The Astrophysical Journal, gli scienziati di New Horizons mostrano come il vento solare - il flusso supersonico di particelle cariche espulso dal Sole - si evolva a distanze crescenti dal Sole.
"In precedenza, solo le missioni Pioneer 10 e 11 e Voyager 1 e 2 hanno esplorato il sistema solare esterno e l'eliosfera esterna, ma ora New Horizons lo sta facendo con strumenti scientifici più moderni", ha affermato Heather Elliott, scienziata del Southwest Research Institute, vice investigatore principale dello strumento SWAP e autore principale dell'articolo. "L'influenza del nostro Sole sull'ambiente spaziale si estende ben oltre i pianeti esterni e SWAP ci sta mostrando nuovi aspetti di come l'ambiente cambia con la distanza."

Il vento solare riempie una regione di bolle simile allo spazio che abbraccia il nostro sistema solare, chiamato eliosfera. A bordo di New Horizons, SWAP raccoglie misurazioni quotidiane dettagliate del vento solare e altri componenti chiave chiamati "ioni di raccolta interstellare" nell'eliosfera esterna. Questi ioni di raccolta interstellare vengono creati quando materiale neutro proveniente dallo spazio interstellare entra nel sistema solare e viene ionizzato dalla luce del sole o dalle interazioni di scambio di carica con gli ioni di vento solari.
Il viaggio che New Horizons sta compiendo attraverso l'eliosfera esterna contrasta con quello di Voyager poiché questo ciclo solare è mite rispetto al ciclo solare molto attivo esplorato durante il passaggio di Voyager attraverso l'eliosfera esterna. Oltre a misurare il vento solare, SWAP è estremamente sensibile e misura simultaneamente i bassi flussi di ioni di raccolta interstellare con una risoluzione temporale senza precedenti e un'ampia copertura spaziale. Attualmente, New Horizons è l'unico veicolo spaziale nel vento solare oltre Marte e, di conseguenza, l'unico veicolo spaziale che misura l'interazione tra il vento solare e il materiale interstellare nell'eliosfera esterna.

Mentre il vento solare si sposta più lontano dal Sole, incontra una quantità crescente di materiale dallo spazio interstellare. Quando il materiale interstellare viene ionizzato, il vento solare raccoglie il materiale e, i ricercatori hanno teorizzato, rallenta e riscalda in risposta. SWAP ha ora rilevato e confermato questo effetto previsto.
Il team SWAP ha confrontato le misurazioni della velocità del vento solare di New Horizons da 21 a 42 unità astronomiche con le velocità a 1 UA di entrambe le navicelle spaziali Advanced Composition Explorer (ACE) e Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO). (Un'unità astronomica, o UA, è uguale alla distanza tra il Sole e la Terra.) A 21 UA, sembrava che SWAP potesse rilevare il rallentamento del vento solare in risposta alla raccolta di materiale interstellare. Tuttavia, quando New Horizons ha viaggiato oltre Plutone, tra 33 e 42 UA, il vento solare ha misurato il 6-7% più lentamente rispetto alla distanza di 1 UA, confermando l'effetto.

Oltre a confermare il rallentamento del vento solare a grandi distanze, la variazione della temperatura e della densità del vento solare potrebbe anche fornire un mezzo per stimare quando New Horizons si unirà al veicolo spaziale Voyager sull'altro lato dello shock di terminazione, il segno di confine dove il vento solare rallenta a meno della velocità del suono mentre si avvicina al mezzo interstellare. Voyager 1 ha attraversato lo shock di cessazione nel 2004 a 94 UA, seguito da Voyager 2 nel 2007 a 84 UA. Sulla base degli attuali livelli più bassi di attività solare e delle pressioni del vento solare più basse, si prevede che lo shock di terminazione si sia avvicinato al Sole dagli attraversamenti di Voyager.
Estrapolare le attuali tendenze nelle misurazioni di New Horizons indica anche che lo shock di terminazione potrebbe ora essere più vicino di quando è stato intersecato da Voyager. Al più presto, New Horizons raggiungerà lo shock di terminazione a metà del 2020. All'aumentare dell'attività del ciclo solare, l'aumento della pressione probabilmente espanderà l'eliosfera. Ciò potrebbe spingere lo shock di terminazione nella gamma 84-94 AU trovata dal veicolo spaziale Voyager prima che New Horizons abbia il tempo di raggiungerlo.

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A cura di Andreotti Roberto.

XIANGLIU il satellite del pianeta nano GONGGONG . by Giovanni Donati - INSA .

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Aggiornato il 09/05/2020

Xiangliu


E' il satellite del pianeta nano Gonggong (2007 OR10), un oggetto del Disco Diffuso.

Scoperta e denominazione:

Da osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble, nel 2016 è stata annunciata la scoperta di un satellite di circa 100 km di diametro in orbita attorno a Gonggong, (ipotizzando un albedo di 0,2), è stato scoperto da un gruppo di astronomi guidati da Csaba Kiss, durante un'analisi delle immagini archivistiche del telescopio spaziale Hubble di Gonggong. Il team di scoperta aveva sospettato che la lenta rotazione di Gonggong fosse causata dalle forze di marea esercitate da un satellite in orbita. Xiangliu è stato identificato per la prima volta nelle immagini archiviate di Hubble scattate con Wide Field Camera 3 di Hubble il 18 settembre 2010 e del 9 novembre 2009.
La sua scoperta è stata riportata e annunciata da Gábor Marton, Csaba Kiss e Thomas Müller al 48° incontro di la divisione per le scienze planetarie il 17 ottobre 2016.
Il satellite prende il nome da Xiangliu , un mostro-serpente velenoso a nove teste nella mitologia cinese che frequentava il dio dell'acqua Gonggong .

Dati fisici:
Per questo satellite senza nome di cui si conosce ancora poco, si ipotizza un diametro di circa 100 km anche sulla base del fatto che il satellite è molto meno rosso e più scuro di Gonggong difatti la differenza di colore di ΔV-R = 0.43 ± 0.17 (mag) tra primario e satellite è la più grande tra tutti gli oggetti TNO binari conosciuti.
Il suo albedo è teorizzato al 20%.
Tipo spettrale : 
V–I = 1.44±0.17 .

( Nel grafico l'analisi spettrale della superficie del satellite ).

Orbita:
Poiché le osservazioni di Xiangliu coprono solo una piccola parte dell'orbita di Gonggong attorno al Sole, non è ancora possibile determinare se l'orbita di Xiangliu sia prograda o retrograda .
Ipotesi prograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.150±320 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0.29±0.01 , con un periodo di rivoluzione di 25,2223±0.002 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 83.08°±0.86° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente 31,99° ± 1,07°.
Ipotesi retrograda:
Orbita con un semiasse maggiore di 24.274 ± 193 km dal primario, con un'eccentricità orbitale di 0,2828±0.0063 , con un periodo di rivoluzione di 25,2385±0.000362 giorni, e potrebbe essere in rotazione sincrona. L'inclinazione orbitale si ritiene prossima allo zero rispetto al piano equatoriale del primario, mentre il piano orbitale è inclinato di 119,14°±0.89° rispetto all'eclittica.
Longitudine del nodo ascendente 104,9° ± 0,82°.

( Nel grafico sopra le possibili orbite con evidenziate quelle più probabili - sotto nelle immagini in sequenza le varie posizioni del satellite osservate con il telescopio spaziale Hubble ).

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A cura di Giovanni Donati.

TABELLA dei QUASI-SATELLITI e dei CO-ORBITALI della TERRA. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 02/10/2020

QUASI-SATELLITI 

e CO-ORBITALI della TERRA

Un quasi-satellite è un oggetto in un tipo specifico di configurazione co-orbitale (risonanza orbitale 1:1 ) con un pianeta in cui l'oggetto rimane vicino a quel pianeta per molti periodi orbitali.

L'orbita di un quasi-satellite attorno al Sole impiega esattamente lo stesso tempo del pianeta, ma ha un'eccentricità diversa (di solito maggiore).
Se visto dalla prospettiva del pianeta, il quasi-satellite sembrerà viaggiare in un anello obliquo retrogrado attorno al pianeta.

Contrariamente ai veri satelliti, le orbite quasi-satellitari si trovano al di fuori della sfera Hill del pianeta e sono instabili.
Nel tempo tendono ad evolversi verso altri tipi di moto risonante, dove non rimangono più nel vicinato del pianeta, per poi eventualmente tornare indietro in un'orbita quasi satellitare, ecc.

Altri tipi di orbita in una risonanza 1:1 con il pianeta includono le orbite a ferro di cavallo e le orbite girino attorno ai punti Lagrangiani , ma gli oggetti in queste orbite non rimangono vicino alla longitudine del pianeta per molte rivoluzioni del pianeta attorno alla stella.

TABELLA:

Elenco di satelliti noti e sospetti, quasi-satelliti, troiani e oggetti in orbita a ''ferro di cavallo''

Nome	Eccentricità	Diametro ( m )		Anno della scoperta	genere	Tipo corrente
1913 Grande processione meteorica	?	?		9 febbraio 1913	Possibile satellite temporaneo	Distrutto
3753 Cruithne	0.515	5000		10 ottobre 1986	Quasi-satellite	Orbita a ferro di cavallo
1991 VG	0,053	5-12		1991, 6 novembre	Satellite temporaneo	Asteroide Apollo
(85770) 1998 UP1	0.345	210-470		18 ottobre 1998	Orbita a ferro di cavallo	Orbita a ferro di cavallo
54509 YORP	0.230	124		2000 agosto 3	Orbita a ferro di cavallo	Orbita a ferro di cavallo
2001 GO2	0.168	35-85		13 aprile 2001	Possibile orbita a ferro di cavallo	Possibile orbita a ferro di cavallo
2002 AA29	0,013	20-100		9 gennaio 2002	Quasi-satellite	Orbita a ferro di cavallo
2003 YN107	0.014	10-30		20 dicembre 2003	Quasi-satellite	Orbita a ferro di cavallo
(164207) GU9 2004	0.136	160-360		13 aprile 2004	Quasi-satellite	Quasi-satellite
(277810) 2006 FV35	0,377	140-320		29 marzo 2006	Quasi-satellite	Quasi-satellite
2006 JY26	0,083	6-13		6 maggio 2006	Orbita a ferro di cavallo	Orbita a ferro di cavallo
2006 RH120	0.024	2-3		14 settembre 2006	Satellite temporaneo	Asteroide Apollo
(419624) 2010 SO16	0,075	357		17 settembre 2010	Orbita a ferro di cavallo	Orbita a ferro di cavallo
2010 TK7	0,191	150-500		2010 1 ottobre	Troiano terrestre	Troiano terrestre
2013 BS45	0,083	20-40		20 gennaio 2013	Orbita a ferro di cavallo	Orbita a ferro di cavallo
2013 LX28	0,452	130-300		12 giugno 2013	Temporaneo quasi satellite	Temporaneo quasi satellite
2014 OL339	0,461	170		29 luglio 2014	Temporaneo quasi satellite	Temporaneo quasi satellite
2015 SO2	0,108	50-111		21 settembre 2015	Quasi-satellite	Orbita a ferro di cavallo temporanea
2015 XX169	0.184	9-22		9 dicembre 2015	Orbita a ferro di cavallo temporanea	Orbita a ferro di cavallo temporanea
2015 YA	0,279	9-22		16 dicembre 2015	Orbita a ferro di cavallo temporanea	Orbita a ferro di cavallo temporanea
2015 YQ1	0,404	7-16		19 dicembre 2015	Orbita a ferro di cavallo temporanea	Orbita a ferro di cavallo temporanea
469219 Kamoʻoalewa	0,104	41-100		27 aprile 2016	Stabile quasi satellite	Stabile quasi satellite
DN16082203	?	?		22 agosto 2016	Possibile satellite temporaneo	Distrutto
2020 CD3	0,017	1-6		2020, 15 febbraio	Satellite temporaneo	Satellite temporaneo

( I link GIALLI sono quelli riferiti a più completi post INSA in Italiano, gli altri link sono di Wikipedia in Inglese ).

Co-orbitali a ferro di cavallo della Terra: 

popolazione attuale e nuovi candidati:

Murat Kaplan , Sergen Cengiz.

Si pensa che la maggior parte degli oggetti co-orbitali nel sistema solare segua orbite di tipo a fagiolo, comportandosi come troiani. 

Tuttavia, la maggior parte dei co-orbitali identificati dalla Terra si muove lungo orbite a ferro di cavallo. L'attuale numero di corpi minori considerati co-orbitali terrestri è pari a 18; di loro, 12 sono a ferro di cavallo, cinque sono quasi-satelliti e uno è un Troiano. 

I valori del semiasse-maggiore di tutti questi corpi si librano tra 0.983 UA e 1.017 UA. 

In questo studio, abbiamo osservato il comportamento dinamico degli oggetti che seguono orbite con semiasse maggiore all'interno di questo intervallo che può essere in una risonanza di movimento medio 1:1 con la Terra. I nostri risultati mostrano che gli asteroidi 2016 CO246, 2017 SL16 e 2017 XQ60 si muovono lungo orbite asimmetriche a ferro di cavallo; l'asteroide 2018 PN22 segue un'orbita a ferro di cavallo quasi simmetrica o regolare. 

Gli asteroidi 2016 CO246, 2017 SL16 e 2017 XQ60 possono rimanere nello stato co-orbitale a ferro di cavallo per circa 900 anni, 3300 anni e 2700 anni, rispettivamente. 

L'asteroide 2018 PN22 ha un comportamento dinamico più caotico; potrebbe non rimanere in uno stato co-orbitale a ferro di cavallo per più di 200 anni. 

I periodi di librazione a ferro di cavallo di 2016 CO246, 2017 SL16, 2017 XQ60 e 2018 PN22 sono rispettivamente 280, 255, 411 e 125 anni.

LINK : https://arxiv.org/pdf/2006.14451.pdf 

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A cura di Giovanni Donati.