La misurazione del tasso di accelerazione di Bennu combinato con l'arrivo di OSIRIS-REx sull'asteroide offre agli scienziati una grande opportunità per convalidare i risultati del nuovo studio e testare le teorie sull'effetto YORP .
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MAGGIORI DI 1 km
(4179) TOUTATIS
4179 Toutatis, designazioni provvisorie 1934 CT e 1989 AC , è un asteroide near-Earth e Mars-crossing del gruppo di Apollo, fa parte della famiglia di Alinda, ed è correlato con lo sciame meteorico delle Kappa Aquaridi.
La sonda lunare cinese Chang'e 2 ha sorvolato l'asteroide a una distanza minima di 3,2 chilometri e con una velocità relativa di 10,73 km/s , ed era la prima volta che le immagini di Toutatis venivano acquisite a una distanza così ravvicinata, furono scattate in totale circa 425 immagini.
Scoperta e denominazione:
Toutatis fu avvistato per la prima volta il 10 febbraio 1934, come l'oggetto denominato 1934 CT, ma fu perso subito dopo.
Riscoperto dall'astronomo francese Christian Pollas a Caussols nel 1989, l'asteroide prende il nome da Toutatis un dio della mitologia celtico-Gallica.
Passaggi ravvicinati e risonanze:
Toutatis è un asteroide con un'orbita caotica prodotta da una risonanza 3:1 con il pianeta Giove , ed una risonanza 1:4 con il pianeta Terra e frequenti passaggi ravvicinati con Marte e la Terra. Nel dicembre 2012, Toutatis è passato entro circa 18 distanze lunari dalla Terra.
Toutatis si è nuovamente avvicinato alla Terra nel 2016, ma non farà un altro approccio particolarmente vicino fino al 2069.
Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +15,30 mag e presenta dimensioni di 1.70 x 2.03 x 4.26 km.
Ha una massa di 5,05 × 10E13 kg , con una densità di 2,1 kg/dm³.
La sua rotazione combina due movimenti periodici separati in un risultato non periodico; a qualcuno sulla superficie di Toutatis, il Sole sembrerebbe sorgere e tramontare in posizioni apparentemente casuali e in momenti casuali all'orizzonte dell'asteroide. Ha un periodo di rotazione attorno al suo asse lungo (P ψ ) di 5,38 giorni. Questo asse lungo sta precessendo con un periodo (P φ ) di 7,38 giorni. L'asteroide potrebbe aver perso gran parte del suo momento angolare originale ed essere entrato in questo movimento rotatorio a causa dell'effetto YORP .
( Curva di luce ).
Forma e composizione superficiale:
Le foto della sonda hanno evidenziato un colore rosso/arancio con una superficie polverosa.
Le proprietà spettrali suggeriscono che si tratta di un tipo Sk , o asteroide pietroso, costituito principalmente da silicati . Ha un albedo Bond moderato di 0,13 ed un elevato albedo geometrico di 0,405.
Le immagini radar mostrarono che Toutatis è un corpo altamente irregolare costituito da due lobi distinti, come confermato dalle foto della sonda cinese nel 2012.
Si ipotizza che Toutatis si sia formato da due corpi originariamente separati che si unirono ad un certo punto, con un contatto ''dolce'', l'asteroide risultante ha una struttura riaggregata come un cumulo di macerie .
Le due parti principali non sono di forma rotonda e le loro superfici hanno un numero di grandi sfaccettature. In confronto ai modelli radar, le osservazioni fatte durante il sorvolo di Chang'e 2 hanno rivelato diverse scoperte notevoli riguardanti Toutatis, tra cui la presenza del bacino gigante all'estremità del lobo grande sembra essere una delle caratteristiche geologiche più evidenti, e la netta e perpendicolare silhouette nella regione del collo che collega la testa e il corpo è anche abbastanza nuova.
( Varie caratteristiche geologiche sulla superficie di Toutatis. (a) Crateri (cerchi blu), massi (quadrati rossi), lineamenti (linee verdi) e la direzione del flusso della regolite (frecce nere) ).
( Nel grafico sopra la frequenza e la dimensione dei crateri rilevati ).
Un gran numero di massi e diverse brevi strutture lineari sono anche evidenti sulla superficie.
Dalle immagini del flyby, Toutatis è risultato coperto da abbondanti concavità, indicando che la craterizzazione da impatto può avere svolto un ruolo significativo nella formazione della superficie attuale.
Il bacino gigante all'estremità più grande di Toutatis ha un diametro di ~ 805 m, il che suggerisce che uno o più impattatori potrebbero essersi scontrati lì. La caratteristica più significativa è la cresta intorno al bacino più grande. La parete di questo bacino ha una densità relativamente alta di bordi, alcuni dei quali sembrano concentrici rispetto al bacino. Queste creste sono indicative della struttura interna del piccolo corpo e la maggior parte delle creste vicino al bacino gigante sono probabilmente legate all'enorme energia di stress, liberata durante l'impatto.
( Confronto delle caratteristiche geologiche di Toutatis tra le immagini ottiche acquisite da Chang'e-2 (colore, a sinistra) e il modello radar (grigio, a destra) di Hudson et al. (2003). Somiglianze (s1-s4) e differenze (d1-d4) ).
Parametri orbitali:
Con un semiasse-maggiore di 2,54322826390363 UA , completa un'orbita attorno al Sole ogni 4.06 anni (1481,41398 giorni) , spaziando da un perielio di 0,9509378090370587 UA fino ad un afelio di 4,135518718770216 UA , quindi con un'elevata eccentricità orbitale di 0,6260902638847483.
Longitudine del nodo ascendente : 125,1852584731468°.
Argomento del perielio : 278,0810743695068°.
(dati JPL al 27/04/19).
Le perturbazioni gravitazionali causate da frequenti passaggi ravvicinati ai pianeti terrestri, data la bassa inclinazione (0,47°) del piano orbitale rispetto all'eclittica, portano a comportamenti caotici nell'orbita di Toutatis, rendendo progressivamente inaccurate nel tempo precise predizioni a lungo termine della sua posizione. Le stime del 1993 indicano l'orizzonte temporale di Lyapunov per prevedibilità a circa 50 anni, dopo di che la regione di incertezza diventa più grande con ogni approccio ravvicinato a un pianeta.
( Grafico dell'orbita - JPL ).
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I PIU' GRANDI
(433) Eros
Introduzione:
433 Eros ha un'orbita che lo porta periodicamente molto vicino alla Terra, ha un perielio di 1,133 UA ed è quindi un asteroide near-Earth, una categoria piuttosto ampia che include tutti gli asteroidi la cui orbita si avvicina o interseca quella della Terra, e più in particolare, Eros è un tipico asteroide Amor. Dal punto di vista chimico, è classificato come asteroide di tipo S, composto cioè principalmente da silicati.
E' il primo asteroide su cui sia atterrata una sonda, la NEAR-Shoemaker della NASA.
Dati fisici:
Eros ha una forma molto irregolare con dimensioni di 34,4 × 11,2 × 11,2 km. Possiede un caratteristico restringimento centrale, e se lo si guarda dai poli, assomiglia ad una banana. La sua massa è di 6,687 × 1015 kg, ed è pari a circa un decimilionesimo della massa della Luna, con una densità di 2,670 ± 0,030 kg/dm³.
Superficie:
Sotto riportiamo l'analisi spettrale di Eros effettuata alle lunghezze d'onda tra 4500 A° e 8700 A°
La sua superficie è di colore bruno-dorato ed appare pesantemente craterizzata, i crateri maggiori raggiungono dimensioni confrontabili con quelle dello stesso Eros.
Le immagini riprese ad alta risoluzione dalla sonda NEAR, rivelano la presenza di uno strato di regolite che copre Eros in ogni sua parte, il cui spessore è stimato essere tra 10 e 100 m, questo supponendo che esista un'interfaccia netta tra la regolite stessa ed uno strato profondo di roccia di maggiore compattezza, interfaccia che potrebbe anche mancare, ed in tal caso la regolite superficiale degraderebbe verso blocchi di dimensioni sempre maggiori.
La mappatura globale dettagliata di Eros ha portato alla scoperta che la maggior parte delle rocce più grandi sparpagliate sul corpo sono state espulse da un singolo impatto che ha creato il cratere Shoemaker, in una collisione di meteoriti forse un miliardo di anni fa.
La NEAR-Shoemaker ha orbitato attorno ad Eros per un anno, scattando migliaia di immagini ad alta risoluzione dell'asteroide e sono state contate 6760 rocce maggiori di 15 m, ed il 44% di queste rocce vengono dall'impatto che ha creato il cratere Shoemaker, mentre lungo l'equatore, queste rocce sono quasi la totalità, queste rocce seguono i modelli matematici ed i percorsi calcolati dal cratere che si ritiene formato da un impatto all'incirca 1 miliardo di anni fà.
Il mistero posto dalle mappe di Eros per i ricercatori è perché la stessa cosa non è accaduta con altri due grandi crateri su Eros: Himeros, sul lato convesso del corpo, e Psiche, sul lato concavo. O le rocce sono state sepolte, sono state erose o non sono state espulse dall'impatto.
( Immagini di 433 Eros tratte dalla navicella spaziale in orbita NEAR-Shoemaker: (a), barra della scala, in basso a destra, misura 2 chilometri (1,2 miglia), cratere Shoemaker visto da sud; (b), scala bar 1 chilometro, cratere Psiche; (c), barra della scala di 200 metri, interno di Shoemaker del cratere; (d), scala di 100 metri, grande roccia all'interno di Psiche; (e), barra di scala 50 metri, e (f), barra di scala 100 metri, grandi rocce espulse dal cratere Shoemaker che sono state depositate in crateri più vecchi; (g), barra di scala 10 metri e (h), barra di scala 20 metri ).
Parametri orbitali:
Eros orbita a una distanza media dal Sole di 217,5 milioni di km, pari a circa 1,5 UA e completa una rivoluzione intorno alla stella in 643,246 giorni, pari a 1,76 anni. L'orbita è inclinata di 10,830° rispetto al piano dell'eclittica; per via della sua eccentricità pari a 0,223, la distanza tra il pianeta e il Sole varia di circa 276 milioni di chilometri tra i due apsidi, il perielio, punto dell'orbita in cui si verifica il massimo avvicinamento al Sole, è a 1,133 UA dalla stella, mentre l'afelio, punto dell'orbita in cui si verifica il massimo allontanamento dal Sole, è a 1,783 UA.
( Diagramma dell'orbita - JPL ).
Struttura:
Eros è un corpo dalla struttura interna essenzialmente uniforme, come suggerisce la distribuzione del suo campo gravitazionale e il fatto che il centro di massa quasi coincida con il centro della figura.
Vari indizi indicano che Eros sia il frammento di un corpo preesistente, inoltre improbabile che possa essersi formato in prossimità dell'attuale orbita, ma, in accordo ai modelli di formazione del sistema solare, potrebbe essersi formato nella porzione interna della fascia principale, dominata da asteroidi di tipo S, dei quali condivide la composizione. Eros potrebbe aver abbandonato la fascia principale circa 16 milioni di anni fa.
( In foto le pendenze superficiali espresse i gradi ).
( Sequenza di immagini che rappresentano la rotazione di 433 Eros ).
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(1036) Ganymed
1924 TD
1036 ganymed ( / ɡ Æ n ɪ m ɛ d / ), denominazione provvisoria 1924 TD , è un asteroide con un'orbita eccentrica , classificato come un oggetto NEAR-EARTH del gruppo Amor , e tra questi è il più grande di tutti.
Scoperta e denominazione:
E 'stato scoperto dall'astronomo tedesco Walter Baade all'Osservatorio Bergedorf ad Amburgo il 23 ottobre 1924.
Questo pianetino prende il nome da Ganimede dalla mitologia greca , usando l'ortografia tedesca. Ganimmed era un principe Troiano rapito da Zeus per servire come coppiere agli dei greci. Il nome è stato anche dato alla terza luna di Giove Ganimede scoperta nel 1610 da Galilei.
Ganymed ha una ricca storia osservativa. Un documento del 1931 pubblicò la sua magnitudine assoluta (H) , sulla base delle osservazioni fino ad oggi, come +9,24 mag , che era leggermente più luminosa del valore attuale di +9,45 mag .
Superficie:
Ganymed è un asteroide di tipo S pietroso , nella tassonomia Tholen , SMASS e S3OS2 .
Ciò significa che è relativamente riflettente e composto da silicati di ferro e magnesio .
Le misurazioni spettrali collocano Ganymed nel sottotipo spettrale S (VI), indicando una superficie ricca di ortoproposseni e possibilmente metalli (sebbene se i metalli presenti sono coperti e non sono immediatamente visibili negli spettri).
Nel 1998, le osservazioni radar di Ganymed da parte del radiotelescopio Arecibo produssero immagini dell'asteroide, rivelando un oggetto approssimativamente sferico. Le osservazioni polarimetriche condotte dagli astronomi giapponesi hanno concluso che c'era una debole correlazione tra la curva della luce e la polarimetria dell'oggetto in funzione dell'angolo di rotazione. Poiché la polarizzazione dipende dal terreno e dalla composizione della superficie, piuttosto che dalle dimensioni osservate dell'oggetto come la curva della luce, ciò suggerisce che le caratteristiche della superficie dell'asteroide siano approssimativamente uniformi sulla sua superficie osservata.
( Immagini effettuate con ottiche adattative ).
Dati fisici:
Secondo i sondaggi effettuati dal satellite astronomico a infrarossi IRAS , dal satellite giapponese Akari e dalla missione NEOWISE del Wide Field Infrared Survey Explorer (WISE) della NASA, Ganymed misura tra 31,66 e 37,67 chilometri di diametro e la sua superficie ha un albedo tra 0,218 e 0.293.
Il CALL deriva un'albedo di 0,2809 e un diametro medio di 31,57 chilometri basato su una magnitudine assoluta di 9,50.
Carry ha pubblicato un diametro 34,28 ± 1,38 chilometri nel 2012.
Un occultazione di una stella da parte di Ganymed è stata osservata dalla California il 22 agosto 1985. Osservazioni supplementari nel 2011 hanno dato un sezione trasversale di occultazione con assi maggiore e minore di 39,3 e 18,9 chilometri, rispettivamente.
Caratteristiche fisiche
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Dimensioni
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39,3 km × 18,9 km (occultazione)
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31,66 ± 2,8 km (IRAS)
35,01 ± 0,78 km (Akari)
37.675 ± 0.399 km (NEOWISE)
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10.297 h
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0,218
0,243
0,2926
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Tholen = S
SMASS = S
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CURVE DI LUCE:
Un gran numero di curve di luce rotazionali di Ganymed sono state ottenute da osservazioni fotometriche dal 1985.
L'analisi delle migliori curve di luce ottenute dal fotometrista americano Frederick Pilcher presso il suo Mesa Observatory ( G50 ) nel New Mexico nel 2011 hanno dato un periodo di rotazione di 10,297 ore con un'ampiezza di luminosità consolidata tra 0,28 e 0,31 magnitudini.
LINK :
Tre studi che utilizzano dati fotometrici modellati dal Catalogo fotometrico di asteroidi di Uppsala, dati WISE a infrarossi termici e altre fonti, hanno dato un periodo concordante di 10,313 - 10,31284 e 10,31304 ore, rispettivamente.
Ogni curva di luce modellata ha anche determinato due assi di rotazione di (214,0°, -73,0°), (190,0°, -78,0°), nonché (198,0°, -79,0°) in coordinate eclittiche (λ, β ; L1 / B1) , rispettivamente.
Parametri orbitali e classificazione:
Ganymed è un asteroide Amor , un sottogruppo di asteroidi NEAR-EARTH che si avvicinano all'orbita terrestre dall'esterno, ma non lo attraversano, è anche Marte-Secante e con esso ha la possibilità di incontri più ravvicinati che con la Terra, difatti il 16 dicembre 2176, passerà ad una distanza di 0,02868 UA (4.290.000 km) da Marte.
Orbita attorno al Sole ad una distanza di 1,2–4,1 UA una volta ogni 4 anni e 4 mesi (1.587 giorni con un semiasse-maggiore di 2,66 UA). La sua orbita ha un'alta eccentricità di 0,53 e un'inclinazione di 27 ° rispetto all'eclittica .
Afelio
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4,0837 UA
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Perielio
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1,2421 UA
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2,6629 UA
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Eccentricità
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0,5335
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4,35 anni
(1.587 giorni)
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0° 13m 36,48s/giorno
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Inclinazione
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26,693 °
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Longitudine del nodo ascendente
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215,55 °
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132.45 °
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Terra MOID
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0,3415 UA (133 LD )
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Marte MOID
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0.03287 UA
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( Grafico dell'orbita - JPL ).
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(3200) FETONTE
1983 TB
Classificazione:
Fetonte, designazione provvisoria 1983 TB , è un asteroide Apollo attivo con un'orbita che lo avvicina molto al Sole come solo pochi altri asteroidi più piccoli.
E' classificato come un asteroide Apollo , poiché il suo semiasse-maggiore dell'orbita è maggiore di quello della Terra a circa 1,27 UA (190 milioni di km).
E' anche sospettato per essere un membro della famiglia degli asteroidi di 2 Pallade .
E' classificato come un asteroide potenzialmente pericoloso (PHA), ma ciò non significa che vi sia una minaccia a breve termine di un impatto. È un asteroide potenzialmente pericoloso semplicemente a causa delle sue dimensioni ( magnitudine assoluta H ≤ 22 ) e della distanza di intersezione dell'orbita minima della Terra ( MOID della Terra ≤ 0,05 UA ).
La distanza di intersezione dell'orbita minima terrestre (T-MOID) è 0,01945 UA (2.910.000 km), definita dalla distanza più breve tra l'orbita di Fetonte e l'orbita della Terra.
Passaggi ravvicinati:
2007 - Fetonte si avvicinò a 0.120895 UA (18.085.600 km) dalla Terra il 10 dicembre 2007 e fu rilevato dai radar di Arecibo . Quando poi arrivò al perielio nel luglio 2009, fu trovato più luminoso del previsto. Durante il suo approccio, il veicolo spaziale STEREO-A ha rilevato un inaspettato schiarimento, all'incirca di un fattore due.
2010 - Fetonte ripreso il 25 dicembre 2010, con il telescopio Rigel 37 cm, f / 14 , all'Osservatorio Winer di Marco Langbroek.
2017 - Il 16 dicembre 2017, alle 23:00 UT , Fetonte è passato a 0,06893169 UA (10.312.034 km) dalla Terra (27 distanze lunari).
La distanza di avvicinamento alla Terra era nota con una precisione di ±700 m.
Questa è stata l'occasione migliore per riprendere con osservazioni radar da Goldstone e da Arecibo , con una risoluzione di 75 metri/pixel.
L'asteroide era abbastanza luminoso da essere visto in piccoli telescopi, raggiungendo un picco di magnitudo 10,8 tra il 13 e il 15 dicembre mentre si oscurava leggermente fino a magnitudo 11 il 16 dicembre al più vicino avvicinamento. Arecibo fece osservazioni di Fetonte dal 15 al 19 dicembre. Non avvicinerà la Terra più vicino del passaggio del 2017 fino al 14 dicembre 2093, quando passerà 0,01981 UA (2.964.000 km) dalla Terra.
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(
Immagine Termica ).
Scoperta e denominazione:
Fetonte è stato il primo asteroide ad essere scoperto usando le immagini di un veicolo spaziale.
Simon F. Green e John K. Davies lo hanno scoperto in immagini dall'11 ottobre 1983, mentre cercavano oggetti in movimento nei dati del satellite astronomico a infrarossi (IRAS).
Fu formalmente annunciato il 14 ottobre nella circolare
IAUC 3878 insieme alla conferma ottica di
Charles T. Kowal , che dichiarò che aveva un aspetto asteroide.
La sua designazione provvisoria fu 1983 TB , e successivamente ricevette la designazione numerica e il nome 3200 Fetonte nel 1985, è stato intitolato in onore al mito greco di Phaëthon , figlio del dio sole Helios .
Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +14,3 mag , e si ricava un albedo di 0,1066 , dalle misurazioni delle dimensioni con un diametro medio di 6,25 +/- 0.15 km.
Nel passaggio al perielio, raggiunge una velocità di 110 km/s (400.000 km/h) e temperature superficiali superiori a 750° C.
Ha un rapido periodo di rotazione di 3,604 h.
CURVE DI LUCE:
OCCULTAZIONI STELLARI:
La sera del 25 ottobre del 2019 , Fetonte, nella sua traiettoria interna al sistema solare ha occultato la stella TYC 3268-00276-1 di magnitudine +11,3 nel V e +10.7 in R, come da previsioni fornite dal servizio IOTA (International Occultation Timing Association ).
Passando sopra il nord della Toscana tra Lucca e Pisa.
La sera del 25 ottobre con congruo anticipo, lo staff dell'Osservatorio Astronomico di Tavolaia di Santa Maria a Monte si è recato in una zona adiacente a Pisa e precisamente in localita’ Il Marmo nel territorio del Comune di San Giuliano Terme , nei pressi del fiume Serchio, il team di ripresa era composto da Mauro Bachini , Andrea Buti, , Elia Dal Canto , Fabrizio Mancini e Giacomo Succi.
Nelle vicinanze della nostra postazione era posizionato il team di Massa del GAM (Gruppo Astrofili Massesi) con Pietro Baruffetti e altri astrofili esperti nel settore delle occultazioni (purtroppo alcuni problemi tecnici non hanno permesso agli amici di Massa di riprendere il fenomeno, il loro telescopio ha avuto problemi nel puntamento del target), la stessa sera in Toscana ha seguito l’occultazione Sauro Donati nei pressi di Lucca (osservazione positiva con il metodo del drift scan) e hanno seguito l’occultazione gli amici dell’Osservatorio di Pian dei Termini a San Marcello Pistoiese ( occultazione negativa) utilizzando la tecnica delle riprese video.
(
Ripresa di Sauro Donati - Lucca ).
RISULTATI:
OCCULTAZIONE del 29/07/2019:
Forma:
Troviamo che l'asse di rotazione di Fetonte sia vicino all'eclittica con le coordinate per il polo nord di (315°, −45°), in accordo con diverse analisi precedenti.
Il modello di forma finale è approssimativamente sferoidale con una cresta equatoriale.
(
Immagini radar per la determinazione della forma e delle dimensioni ).
Superficie e composizione:
Fetonte è un asteroide con caratteristiche abbastanza inusuali in quanto la sua orbita ricorda più da vicino quella di una cometa che un asteroide; è stata definita una "
cometa rocciosa ".
La sua classificazione spettrale è:
Tholen spectral type (spec_T) = F
SMASSII spectral type (spec_B) = B
In alcuni studi recenti eseguiti dalla NASA, sono stati osservate code di polvere, e nel 2010, è stato rilevata su di esso un esplosione di polvere.
È possibile che il calore del Sole stia causando fratture simili alle crepe nel fango di un lago asciutto. Ciò si verifica perché la sua orbita lo porta molto vicino al Sole (0,14 UA al perielio) causando un riscaldamento estremo, con una sufficiente pressione della radiazione solare per spingere eventuali pezzi separati dalla superficie dell'asteroide.
Dalla sua scoperta, sono stati trovati molti altri oggetti che mostrano elementi misti cometari e asteroidi, come 133P/Elst-Pizarro, portando a una nuova classe di oggetti chiamata "
asteroidi attivi".
Fetonte è troppo caldo per permettere al ghiaccio di sopravvivere vicino alla superficie. Considerando la breve stabilità termodinamica del ghiaccio profondamente sepolto, ricaviamo che la sua sopravvivenza richiederebbe una diffusività termica molto piccola (simile alla regolite) (<10-8 m2/S) o l'inserimento inaspettatamente recente in questa orbita, minore di circa un milione di anni, o entrambi.
(
Analisi spettrale tra 0,3 e 2,5 micrometri ).
(
Analisi del flusso termico - SPITZER ).
Nel 2018, le osservazioni hanno rivelato che Fetonte era di colore blu, il che è un evento estremamente raro tra gli asteroidi.
Indice colore : B - V = 0,58
Al contrario, la maggior parte degli asteroidi tende ad essere grigia o rossa.
Nel 2020, uno studio polarimentico ha rivelato che ha una superficie con ripide pendenze coperta da un mix di regolite con ciottoli più grandi.
Analisi spettrali per zone:
Vi riportiamo le varie analisi spettrali delle varie zone della superficie studiate in questa ricerca.
Spettri in base alla zona specifica indicata dalla corrispondette lettera:
Un asteroide attivo:
Più precisamente potrebbe essere una cometa a base Sodio.
Considerato che la temperatura superficiale di Fetonte arriva a circa 750 °C al perielio, è chiaro che ogni elemento volatile termicamente connesso con la superficie è stato perso da tempo nello spazio e non può essere il responsabile dell’emissione dei meteoroidi che va a rifornire la corrente delle Geminidi, come accadrebbe per una classica cometa.
Peraltro l’attività di Fetonte avviene solo in prossimità del perielio, se la causa fosse la sublimazione del ghiaccio sarebbe invece estesa lungo quasi tutta l’orbita.
Osservazioni spettrali condotte nel 2020 hanno indicato un’assenza completa di minerali idrati sulla superficie di Fetonte, supportando ulteriormente la conclusione che non è l’acqua la fonte dell’attività.
(
Rappresentazione artistica dell'asteroide Fetonte riscaldato dal Sole. La superficie diventa così calda che il sodio all'interno della roccia può vaporizzare e sfiatare nello spazio, facendolo brillare come una cometa e rimuovendo polvere e piccoli detriti rocciosi. Crediti: NASA/JPL-Caltech/IPAC).
In passato per giustificare l’attività di Fetonte erano stati esaminati gli effetti delle temperature estreme che l’asteroide sperimenta al perielio. Questi studi avevano mostrato che il ciclo dell’escursione termica può frammentare in modo efficiente i massi superficiali che diventerebbero così una sorgente di polvere e detriti che potrebbero essere espulsi dalla superficie per alimentare l’attività osservata e il flusso di meteoroidi associato.
Per via di questa attività peculiare si considerava Fetonte come una “cometa di roccia“.
Tuttavia, è improbabile che la sola fratturazione termica produca un’accelerazione sufficiente per consentire a polvere e frammenti di superare la velocità di fuga e abbandonare Fetonte.
Per questo motivo è stato recentemente preso in considerazione un elemento alternativo: il sodio. L’idea di base è che l’attività di Fetonte sia dovuta alla sublimazione del sodio presente nella matrice rocciosa del corpo che fa le veci del vapore d’acqua in una cometa tradizionale.
Questo meccanismo spiegherebbe anche il motivo della scarsità di sodio nelle meteore delle Geminidi: il sodio verrebbe perso nello spazio permettendo a polvere e frammenti di lasciare la superficie dell’asteroide.
(
Il tasso di produzione totale di sodio calcolato per Phaethon in funzione della distanza eliocentrica entro circa un’unità astronomica dal Sole (45 giorni prima del perielio). Crediti: Joseph R. Masiero et al. 2021 Planet. Sci. J. 2 165 ).
Per indagare sulla plausibilità di questa ipotesi, un team di astrofisici guidati da Joseph Masiero del Jet Propulsion Laboratory ha costruito un modello termo-fisico di Fetonte, considerandolo come un corpo sferico, rotante e orbitante attorno al Sole costituito da una miscela porosa di silicati e granelli di sodio. Il team ha anche eseguito in laboratorio degli esperimenti di riscaldamento su campioni della meteorite di Allende, una condrite carbonaceo che potrebbe arrivare da un corpo simile a Fetonte, per cercare l’emissione del gas di sodio.
Il modello teorico mostra che, entro circa un’unità astronomica (1 UA) dal Sole, il tasso di produzione di sodio aumenta di sei ordini di grandezza, raggiungendo brevemente un tasso di produzione molare simile al tasso di produzione di acqua della cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko a 2,1 AU.
Se su Fetonte fosse presente sodio puro come nel modello e si verificasse un degassamento così forte, causerebbe facilmente l’espulsione di polvere nello spazio in modo simile a una cometa classica.
In laboratorio il contenuto di sodio è stato determinato per tutta una gamma di temperature sui singoli minerali all’interno di ciascun campione, che sono stati analizzati anche dopo il riscaldamento per determinare le modifiche avvenute nella loro composizione chimica.
Il ciclo di riscaldamento-raffreddamento è stato di lunghezza paragonabile al periodo di rotazione di Fetonte (3,6 ore), con temperature compatibili con il passaggio al perielio.
Il risultato dei test di laboratorio è stato un impoverimento del sodio rispetto agli altri elementi chimici presenti: questo dimostra che, nelle condizioni adatte, il sodio può essere disperso nello spazio.
Orbita intorno al sole in 1,43 anni (523,6068 giorni), con un semiasse-maggiore dell'orbita di 1,2713679 UA, possiede un'eccentricità di 0,8898311 che gli fa variare la sua distanza dal sole dagli 0,14006517 UA del perielio fino ai 2,40267 UA dell'afelio.
La sua orbita è inclinata di 22,2595117° rispetto all'eclittica, l'argomento del perielio è di 322,1867°, mentre la longitudine del nodo ascendente è di 265.2177°.
(
Grafico dell'orbita - JPL ).
( Immagine HUBBLE ).
Lo sciame meteorico delle Geminidi:
Poco dopo la sua scoperta, Fred Whipple ha osservato che :
- "
gli elementi orbitali di Fetonte (1983 TB) mostrati sulla IAUC 3879 sono praticamente coincidenti con gli elementi orbitali medi di 19 meteore Geminidi fotografate con le telecamere meteoriche Super-Schmidt".
In altre parole, Fetonte è il corpo genitore a lungo cercato della pioggia delle meteoriti Geminidi di metà dicembre.
Le Geminidi sono uno sciame meteorico annuale.
Sono attive dal 3 al 19 dicembre, col picco tra il 13 e 14 dicembre, sembrano partire da un radiante situato qualche grado nord/ovest di Castore, la stella alpha della costellazione dei Gemelli; con il passare dei giorni si sposta da nord/ovest verso est.
La sua sigla internazionale è GEM. Quando la Terra si trova in prossimità del nodo ascendente di 3200 Fetonte si possono contare circa 120 meteore ogni ora.
La velocità d'impatto di queste meteore con l'atmosfera è relativamente lenta, circa 35 km/s, la densità varia tra 1 e 3 kg/dm3 ,ed è uno sciame giovane, le cronache riportano che la prima osservazione risale al 1862 con una frequenza di 20-30 meteore all'ora.
LINK :
Shape model of 3200 Phaethon from radar and lightcurve observations
Hubble Space Telescope Observations of 3200 Phaethon At Closest Approach
https://arxiv.org/pdf/1809.04713
OCCULTAZIONE ASTEROIDALE DI (3200) PHAETHON del 25 OTTOBRE 2019
http://www.cielisutavolaia.com/25_10_2019-occultazione-phaethon/
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ALTRI NEAR-EARTH :
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(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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(52768) 1998 OR2
1998 OR2 , è un asteroide su un'orbita eccentrica, classificato come oggetto vicino alla Terra (Near-Earth) e asteroide potenzialmente pericoloso (PHA) del gruppo Amor.
Nessun rischio !!!
Il 29 aprile 2020 alle 09:56 UTC, l'asteroide passerà in piena sicurezza a 0,042 UA (6,3 milioni di km ; 16 volte la distanza della Luna) dalla Terra.
Con osservazioni recenti come quella di aprile 2020 e attualmente con un arco di osservazione di 32 anni, la distanza di avvicinamento del 2020 è nota con una precisione di circa ± 7 km.
Quindi siamo sicuri al 100% che non vi è alcun rischio di possibili e fantasiosi scontri.
Attualmente ha una distanza di intersezione orbitale minima (MOID) dalla Terra di 0,0154 UA (2.300.000 km), che si traduce in 6.0 distanze lunari (LD).
Il 16 aprile 2079, questo asteroide farà un incontro vicino alla Terra a una distanza di sicurezza di 0,0118 UA (4,59 LD) e passerà la Luna a 0,0092 UA (3,6 LD).
L'orbita dell'asteroide è potenzialmente pericolosa solo su una scala temporale di centinaia, se non migliaia, di anni.
( Fonte Neodys - Nella tabella vengono indicate le date del massimo avvicinamento dell’asteroide alla Terra espressi in Unità Astronomica ).
( SOPRA e SOTTO i grafici del passaggio ravvicinato del 29 aprile 2020 ).
Scoperta:
È stato scoperto il 24 luglio 1998 dagli astronomi del programma NEAT presso l'Osservatorio di Haleakala , nelle Hawaii. Esistono immagini di pre-scoperta, pubblicato dal Digital Survey del Siding Spring Observatory nel giugno 1986 e successive del 1987 e del 1996 che estendono di circa 12 anni il periodo osservativo, in modo di calcolarne l'orbita con maggiore accuratezza.
Parametri orbitali:
1998 OR2 fa parte del gruppo dinamico di asteroidi Amor , e pertanto non attraversa attualmente l'orbita terrestre. L'approccio più vicino dell'asteroide al Sole è appena fuori dalla distanza più lontana dalla Terra dal Sole (Il perielio dell'asteroide è maggiore dell'afelio della Terra).
Orbita attorno al Sole ad una distanza tra le 1,0 e le 3,7 UA una volta ogni 3 anni e 8 mesi (1.344 giorni, con un semiasse-maggiore di 2,38 UA). La sua orbita ha un'alta eccentricità di 0,57 e un'inclinazione di circa 6° rispetto all'eclittica . Con il suo afelio sufficientemente grande , questo asteroide è anche classificato come incrociatore di Marte , attraversando l'orbita del Pianeta Rosso a 1,66 UA.
| Afelio | 3,7509 UA |
|---|
| Perielio | 1,0179 UA
(appena fuori dall'orbita terrestre ) |
|---|
semiasse-maggiore
| 2,3844 UA |
|---|
| Eccentricità | 0,57308 |
|---|
Periodo orbitale
| 3,68 anni
(1.344 giorni) |
|---|
Anomalia media
| 12,101 ° |
|---|
Moto medio
| 0° 16m 6,6s /giorno |
|---|
| Inclinazione | 5,8658 ° |
|---|
Longitudine del nodo ascendente
| 27,015 ° |
|---|
Argomento del perielio
| 174,56 ° |
|---|
Dati fisici:
Con una magnitudine assoluta di circa +15,8, è uno degli asteroidi potenzialmente pericolosi più luminosi e presumibilmente più noti.
Il CALL assume una albedo standard per asteroidi pietrosi di 0,20 e calcola un diametro medio di 2,15 km, con un range che va da 1,2 a 3,7 km.
Nel 2009, le curve di luce rotazionale di 1998 OR2 sono state ottenute da osservazioni fotometriche da parte di astronomi a Salvador, in Brasile, e durante l'osservazione fotometrica degli asteroidi vicino alla Terra di Lowell Observatory (NEAPS).
(a lato la curva di luce).
L'analisi della curva della luce ha fornito un periodo di rotazione di 4.108 ore con un'ampiezza di luminosità di 0,14 di magnitudini, confermato dalle osservazioni RADAR di aprile 2020.
Tipo e forma:
Secondo le osservazioni del telescopio IRTF della NASA durante il programma ExploreNEOs Warm Spitzer, 1998 OR2 è un asteroide di tipo L piuttosto raro .
Le osservazioni radar Delay-Doppler dell'Osservatorio di Arecibo nell'aprile 2020 hanno mostrato che 1998 OR2, ha una grande concavità simile a un cratere.
Queste osservazioni radar hanno anche risolto diverse altre caratteristiche topografiche sulla superficie dell'asteroide, come colline e creste.
( Sequenza di immagini radar ).
Osservazione:
Il 29 aprile 2020, quando raggiungerà la minima distanza alla Terra, avrà una luminosità di +10.9 magnitudini e quindi sarà visibile anche con piccoli telescopi, anche se non sarà facile osservarlo in quanto si troverà molto basso sull’orizzonte dalle 19:00 alle 23:00 UT.
(dal post di Paolo Bacci - UAI - GAMP ).
