(624) ETTORE il maggiore dei Troiani di Giove. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 28/09/2020

(624) ETTORE

Introduzione:
Si tratta del più grande degli asteroidi troiani di Giove, si trova ad orbitare intorno al punto L4, quindi nel ''campo greco''.

E' uno dei corpi più allungati nelle sue dimensioni nel Sistema solare, misurando 370x195 km, il che portò ad ipotizzare che Ettore potesse essere un asteroide binario a contatto come ad esempio 216 Kleopatra, successive osservazioni del telescopio spaziale Hubble, effettuate nel 1993, pur non mostrando un'evidente figura bilobata, non hanno neppure permesso di escludere la possibilità di un binario a contatto.

Scoperta e denominazione:
E 'stato scoperto il 10 febbraio 1907, dall'astronomo August Kopff a Heidelberg un osservatorio nel sud-ovest in Germania, e prende il nome dal principe troiano Ettore , dalla mitologia greca.
Ha un piccolo satellite di 12 chilometri , Skamandrer , scoperto nel 2006.

Satellite:

Infine nel 2006 fu scoperto un piccolo satellite di circa 12 km, che comunque ha confermato la natura binaria dell'asteroide ad opera di Franck Marchis, poi nel 2017 il satellite ha ricevuto la denominazione 624 I Skamandrios.

Orbita con un semiasse maggiore di 623,5 km e un orbitale periodo di 2,9651 giorni (71,162 ore).
È stato confermato con osservazioni del telescopio Keck nel novembre 2011.
Non è stata fornita alcuna stima di massa, ma il volume equivalente suggerisce una massa approssimativa di circa 8,74 × 10E14 kg se i due corpi hanno la stessa densità.

Superficie e composizione:
Ettore è un asteroide di tipo D , di colore scuro e rossastro.
Indici di colore:
B - V = 0,776 
phase (min.=3.84, mean=5.77, max.=7.78) deg.
U - B = 0,249 
phase (min.=3.84, mean=6.11, max.=7.78) deg.

Ettore potrebbe essere composto da una miscela di roccia e ghiacci, simile alla composizione degli oggetti della cintura di Kuiper. 
Il modo in cui Hektor è diventato un asteroide Troiano, situato a sole 5 volte la distanza Terra-Sole, è probabilmente correlato al rimescolamento su larga scala che si è verificato quando i pianeti giganti stavano ancora migrando, così ha dichiarato Julie Castillo-Rogez, ricercatrice del Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology.

( Analisi spettrale di Ettore confrontata con quella di Cibele ).

Dati fisici:
Ettore è uno dei corpi più allungati delle sue dimensioni nel Sistema Solare , essendo circa 400 km nella sua dimensione più lunga, ma in media solo circa 200 km nelle sue altre dimensioni, con un volume totale equivalente ad una sfera del diametro di circa 250 km, e con una massa stimata di circa 7,9 × 10E18 kg , si ricava quindi una densità di 1,0 kg/dm3 .
Ha un periodo di rotazione di 6,92 h.

Curva di luce:

Forma:

(624) Ettore, all'epoca dell'osservazione la soluzione della direzione dell'asse polare più adatta suggeriva una latitudine di SEP relativamente grande (-33°), in modo che la lunghezza dell'asse più piccolo (c) fosse scarsamente vincolata. La soluzione a corpo singolo è la più soddisfacente per l'intera serie di osservazioni.

L'appiattimento dell'ellissoide è più piccolo di quello derivato dall'analisi fotometrica (a/b = 2.4, a/c = 3.1), ma va tenuto in considerazione che (c) non è ben vincolato. Il volume derivato corrisponderà ad un diametro effettivo medio di 245 km. Nessun diametro dagli studi del satellite IRAS è disponibile per Ettore, ma d'altra parte la dimensione 416 x 188 km trovato con questo studio è coerente con la stima delle dimensioni (370 x 195 km) dato da Storrs et al. (1999) da una analisi dei dati HST/WFPC.

I dati ed i risultati ottenuti sembrano escludere l'ipotesi del sistema binario, la migliore adattabilità per un sistema "binario" è con i due componenti sovrapposti e con un rapporto di diametro relativamente grande (0,9), quindi per una forma che, data la risoluzione dello strumento, non è significativamente diversa da quella di un singolo ellissoide, ciononostante, questa analisi suggerisce che un modello a singolo ellissoide corrisponda meglio ai dati.

( In grafica l'Interferogramma di Ettore ).

Parametri orbitali:

Ha un semiasse maggiore di 5,257 UA con un periodo di rivoluzione di 12,05 anni ed un'eccentricità pari a 0,0238.

Afelio	5.3824 UA
Perielio	5.1319 UA
semiasse-maggiore	5.2571 UA
Eccentricità	0,0238
Periodo orbitale	12,05 anni  (4.403 giorni)
Anomalia media	136.09 °
Moto medio	0° 4m  54,48s /giorno
Inclinazione	18,166 °
Longitudine del nodo ascendente	342,79 °
Argomento del perielio	185,22 °

( Diagramma dell'orbita di Ettore - JPL ).

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A cura di Andreotti Roberto.

2002 AA29 un co-orbitale e Quasi-Satellite della Terra. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 23/03/2020

2002 AA29

Classificazione:
2002 AA29 è un piccolissimo asteroide Near-Earth di tipo Aten, un Quasi-satellite co-orbitale della Terra.

Scoperta:
L'asteroide è stato scoperto il 9 gennaio 2002 dalla sorveglianza automatica del cielo LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroid Research) .

Dati fisici:
Relativamente poco si sa circa 2002 AA29 .
È molto piccolo con una dimensione di circa da 50 a 110 metri, motivo per cui appare solo come un piccolo punto dalla Terra anche con grandi telescopi e può essere osservato solo con telecamere CCD altamente sensibili . Al momento dell'approccio più vicino l'8 gennaio 2003, aveva solo una luminosità apparente di circa +20,4 mag.
Utilizzando le misurazioni dell'eco radar con il radiotelescopio Arecibo , è stato possibile determinare il periodo di rotazione del 2002 AA29 , questo ha dato 33 minuti come limite superiore della sua durata di rotazione, quindi l'asteroide sta probabilmente ruotando ancora più velocemente. Questa rapida rotazione, unita al diametro ridotto e quindi alla massa ridotta, consente alcune conclusioni interessanti:
A - L'asteroide ruota così velocemente che la forza centrifuga sulla sua superficie è maggiore della sua forza gravitazionale. È quindi sottoposto a stress di trazione e pertanto non può consistere in un cumulo di macerie vagamente collegate o di diversi frammenti in orbita, come si sospetta per altri asteroidi o è stato anche dimostrato, ad esempio, con l'asteroide (69230) Hermes, o i più recenti visitati da sonte come Ryugu, Itokawa e Bennu .
Invece, il corpo deve essere costituito da un unico masso relativamente solido o da parti leggermente incrostate. Tuttavia, la sua resistenza alla trazione è probabilmente molto inferiore a quella delle rocce terrene e anche l'asteroide può essere abbastanza poroso.
B - 2002 AA29 non avrebbe mai potuto essere costituito da singoli pezzi più piccoli, poiché questi si sarebbero precedentemente dispersi a causa della rapida rotazione. Deve quindi essere un frammento rotto che è stato creato quando due corpi celesti si sono scontrati.

Composizione:
Finora non si sa nulla di concreto sulla composizione di 2002 AA29 . A causa della vicinanza del sole, tuttavia, non può consistere in sostanze volatili come il ghiaccio d'acqua , poiché si scioglierebbero , evaporerebbero o sublimerebbero , e che possono essere chiaramente viste sulla coda delle comete . Come la maggior parte degli asteroidi, presumibilmente avrà una superficie scura contenente carbonio o leggermente più chiara se composto da silicati, nel primo caso l'albedo sarebbe di circa 0,05, in quest'ultimo leggermente più alto da 0,15 a 0,25. A causa di questa incertezza, le informazioni per il suo diametro hanno un intervallo relativamente ampio.
Un'ulteriore incertezza deriva dal fatto che le misurazioni dell'eco radar con il radiotelescopio Arecibo sono state in grado di raccogliere solo un'eco radar inaspettatamente debole, vale a dire 2002 AA29 è persino più piccola del previsto o le onde radio sono solo debolmente riflesse.

Parametri orbitali:
Esso orbita attorno al sole su un'orbita molto simile a quella terrestre, quasi un'orbita circolare.
Corre per la maggior parte all'interno dell'orbita terrestre e la attraversa nel punto più distante, all'afelio dell'asteroide.
A causa di questa orbita, è classificato come un tipo Aten in base all'omonimo asteroide Atene .
La caratteristica speciale è che il suo periodo orbitale medio attorno al sole corrisponde esattamente a un anno siderale . Ciò significa che interagisce con la Terra perché tale orbita è stabile solo in determinate condizioni. Finora sono noti solo pochi asteroidi che interagiscono con la Terra in risonanza in orbita 1:1 .

Gli scienziati del Jet Propulsion Laboratory (JPL), dell'Università di Athabasca ( Canada ), della Queen's University di Kingston (Ontario, Canada) , della York University di Toronto e dell'osservatorio Tuorla dell'Università di Turku in Finlandia hanno presentato poco dopo la scoperta di LINEAR , l'orbita insolita di 2002 AA29 , che è stata confermata da esami di follow-up con il telescopio Canada-Francia-Hawaii :
1 - Gran parte della sua orbita si trova all'interno dell'orbita terrestre , a differenza della maggior parte delle orbite di asteroidi nella cosiddetta fascia di asteroidi tra Marte e Giove.
Gli asteroidi vengono deviati nel sistema solare interno dai disturbi orbitali dei grandi pianeti gassosi, principalmente da Giove, e dall'effetto Jarkowski (cambiamento dell'orbita dovuto alla radiazione asimmetrica e alla radiazione della radiazione infrarossa ) , dove le loro orbite possono essere ulteriormente influenzate dal volo ravvicinato dei pianeti interni.
Secondo questo meccanismo, 2002 AA29 probabilmente entrò anche nella sfera di influenza della terra dal sistema solare esterno.
Tuttavia, si ipotizza anche che l'asteroide abbia avuto origine vicino all'orbita terrestre ed è sempre stato su un'orbita vicina alla Terra. In questo caso, una possibilità sarebbe che potrebbe essere un frammento distrutto della collisione di un asteroide medio con la Terra o la Luna .
2 - Il suo periodo orbitale medio è di un anno siderale . Dopo essere stato deviato nel sistema solare interno - o creato su un percorso vicino all'orbita terrestre - l'asteroide deve essere arrivato in una posizione vicina alla Terra. Su questa orbita fu ripetutamente influenzato dalla Terra in modo tale che il suo periodo orbitale si adattasse al periodo orbitale della Terra intorno al sole e nella sua orbita attuale, è sempre sincronizzato con essa.
3 - L'orbita dell'asteroide è quasi circolare con 0,012 ha un'eccentricità persino inferiore rispetto all'orbita terrestre a 0,0167. Gli altri asteroidi vicini alla Terra hanno un'eccentricità significativamente più elevata di 0,29 in media. Tutti gli altri asteroidi con una risonanza 1:1 con la Terra conosciuti prima del 2002 hanno anche orbite fortemente ellittiche: l'eccentricità di (3753) Cruithne è, ad esempio, 0,515. L'orbita di 2002 AA29 era unica al momento della scoperta, motivo per cui l'asteroide viene spesso definito come il primo vero compagno co-orbitale sulla terra, poiché le orbite degli altri asteroidi scoperti in precedenza non sono molto simili all'orbita terrestre. L'eccentricità orbitale molto bassa del 2002 AA29 è anche un'indicazione che deve essere sempre stato in un'orbita vicina alla Terra, o che l'effetto di Jarkowski lo ha messo in una spirale relativamente forte nel sistema solare interno per miliardi di anni, poiché gli asteroidi deviati dai pianeti generalmente hanno orbite con grande eccentricità.
4 - L'inclinazione dell'orbita ristetto all'eclittica (piano orbitale della terra) di 2002 AA29 è moderata con un valore di 10,7° . Quindi la sua orbita è leggermente inclinata rispetto a quella della terra, altrimenti le due orbite si troverebbero direttamente una sopra l'altra.

Orbita a ferro di cavallo:
Se si osserva l'orbita di 2002 AA29, è quasi congruente con l'orbita terrestre, dal sistema di riferimento che si muove con il movimento della Terra , descrive un arco di quasi 360° lungo l'orbita terrestre per oltre 95 anni, che tornerà indietro tra altri 95 anni , La forma dell'arco ricorda un ferro di cavallo , da cui il nome orbita a ferro di cavallo per la sua orbita vista dal sistema di riferimento che si muove con la terra. Quando si muove lungo l'orbita terrestre, si avvolge attorno ad essa, impiegando un anno per girare la spirale.

Questo movimento a spirale nel quadro di riferimento che si muove con la terra è dovuto alle sue diverse eccentricità e inclinazione dell'orbita, la differenza nell'inclinazione dell'orbita è responsabile della verticale e quella dell'eccentricità per la parte orizzontale del movimento a spirale proiettato. Se si avvicina alla Terra dalla parte anteriore, cioè nella direzione dell'orbita terrestre, verrà spostato in un'orbita leggermente più veloce leggermente più vicino al sole a causa della sua attrazione gravitazionale. Adesso si affretta davanti alla Terra sulla sua orbita fino a quando dopo 95 anni l'ha quasi lambita e poi si avvicinerà da dietro. Dopo, di nuovo sotto l'influenza della gravità, viene quindi sollevato in un'orbita più lenta un po 'più lontano dal sole, e di conseguenza, non può più tenere il passo con la velocità della terra fino a quando non lo raggiunge di nuovo dopo 95 anni.
La Terra e 2002 AA29 quindi si alternano sempre, ma non si avvicinano mai troppo.

L'8 gennaio 2003, l'asteroide si avvicinò alla Terra dalla parte anteriore a 5,9 milioni di chilometri, che sarà il suo approccio più vicino per quasi un secolo. Da allora le corre davanti fino a quando non la raggiungerà da dietro. Tuttavia, a causa della sottile interazione con la Terra, non c'e da temere che questo asteroide, come altri incrociatori orbitali terrestri , possa scontrarsi con la Terra.
I calcoli mostrano che non si avvicinerà mai più di 4,5 milioni di chilometri alla Terra nei prossimi millenni, che è circa dodici volte la distanza Terra-Luna.

Orbita quasi-satellitare:
Tuttavia, a causa della sua inclinazione di 10,7° rispetto all'eclittica, 2002 AA29 può essere catturato in uno stato quasi-satellitare.

Sarà quindi catturato vicino alla Terra per un po', cosa che succederà tra circa 600 anni, nel 2589. Sarà quindi all'interno del piccolo spazio nell'orbita terrestre che non ha raggiunto nella sua precedente orbita a ferro di cavallo e non si sposterà oltre 0,2 unità astronomiche (30 milioni di chilometri) dalla Terra. Diventerà quasi come una seconda luna, girando lentamente intorno alla terra, tuttavia, ci vorrà un anno per una rivoluzione.
Infine dopo 45 anni, finalmente tornerà all'orbita a ferro di cavallo per rimanere vicino alla Terra per circa 3750 anni e di nuovo verso l'anno 6400 circa, sarà catturato per altri 45 anni.
In queste fasi, durante le quali si trova al di fuori della sua orbita a ferro di cavallo, oscilla avanti e indietro entro 15 anni nella stretta area lungo l'orbita terrestre in cui è intrappolato. Poiché non è saldamente attaccato alla Terra come la Luna, ma è principalmente sotto l'influenza della gravità del Sole, questi corpi sono chiamati Quasi-satelliti .
I calcoli dell'orbita mostrano che nel 2002 AA29 era già in questa orbita quasi-satellitare all'incirca dal 520 d.C. per 45 anni, ma a causa delle sue dimensioni ridotte era troppo debole e quindi non visibile.

( Grafico dell'orbita dal 2589 per altri 45 anni in avanti e dal 520 al 565 d.C. ).
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A cura di Andreotti Roberto.

(588) ACHILLE il primo degli asteroidi Troiani di Giove. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 26/01/2020

(588) ACHILLE

588 Achille (A906 DN) , è un asteroide troiano di Giove del campo greco.
Fu il primo asteroide troiano ad essere scoperto.
Durante l'opposizione, Achille raggiunse una magnitudine apparente di +16,6 mag .
È quindi un oggetto estremamente debole nel cielo notturno.

Scoperta e nome:
Achille è stato scoperto il 22 febbraio 1906, dall'astronomo tedesco Max Wolf all'osservatorio di Heidelberg-Königstuhl, nel sud della Germania. Fu la prima scoperta di un Troiano di Giove, anche se (12126) 1999 RM11 era stato osservato come A904 RD due anni prima. Questo corpo, tuttavia, rimase non confermato poiché il periodo di osservazione non era abbastanza lungo per calcolare un'orbita.
L'asteroide è dedicato ad Achille, il leggendario eroe protagonista dell'Iliade, ed il nome fu originariamente suggerito da Johann Palisa , un amico e collega di Max Wolf.

Superficie e composizione:
Nello schema tassonomico di Tholen , Achille è classificato come un asteroide di tipo D con uno spettro insolito (DU). Il suo indice di colore V – I = 0,94 è tipico per la maggior parte dei troiani gioviani più grandi.

Il basso albedo di Achille è anche responsabile della sua bassa luminosità. Riflette solo il 3,3% della luce incidente, quindi è più nero rispetto, ad esempio, all'asfalto.
Secondo le misurazioni presso l' IRTF ( Infrared Telescope Facility ) della NASA, la sua superficie è probabilmente composta dal 20% al 40% di pirosseni (vari silicati ).
Il ferro può essere responsabile della colorazione rossa osservata della porzione riflessa.
Le toline , ovvero composti di metano ed etano formati dalla luce ultravioletta, oltre un valore del 10% sulla superficie, sono escluse dall'analisi spettrale.
La superficie è anche povera di cloriti (massimo 1%).

Dati fisici:
Secondo i sondaggi condotti dall'IRAS , dal giapponese Akari e dalla missione NEOWISE del Wide Field Infrared Survey Explorer della NASA , la superficie del corpo ha un albedo molto basso nell'intervallo da 0,0328 a 0,043 , con una magnitudine assoluta (H) di circa +8,57 corrisponde a un diametro da 130,1 a 135,5 chilometri.
Il periodo di rotazione di Achille di circa 7,3 ore è leggermente più breve di quello della maggior parte degli altri grandi troiani di Giove, ma vicino a quello di 911 Agamennone , 3451 Mentore e 3317 Paride , che sono di dimensioni simili . La sua bassa ampiezza di luminosità è indicativa di una forma piuttosto sferica. Da luglio 2007 a settembre 2008, alcuni astronomi hanno condotto osservazioni fotometriche coordinate a Simeiz (Crimea), Rozhen (Bulgaria), Maidanak (Uzbekistan) e Kharkiv (Ucraina).
Le analisi delle curve di luce ottenute, hanno determinato un periodo di 7,306 ± 0,002 ore con un'ampiezza di luminosità di 0,02-0,10 magnitudini ( U = 3/3/3/3 ).

Caratteristiche fisiche
Diametro medio	130,10 ± 0,55 km NEOWISE 133,22 ± 3,33 km AKARI 135,47 ± 4,1  km IRAS
Periodo di rotazione	7,306 ± 0,002  h
Albedo geometrico	0,0328 ± 0,002 IRAS 0,035 ± 0,002 AKARI 0,043 ± 0,006 NEOWISE
Tipo spettrale	Tholen = D U  B – V = 0.755  U – B = 0.216  V – I = 0,940± 0,019
Magnitudine assoluta  (H)	8,47 NEOWISE 8,67 AKARI e IRAS

OCCULTAZIONI STELLARI:

( Sono entrambi occultazioni monocorda, ma la seconda con il risultato negativo pone comunque un limite massimo alle sue dimensioni in linea e nei margini d'errore delle osservazioni infrarosse di IRAS, Akari e NEOWISE ).

CURVE DI LUCE:

(Altra curva di luce di uno studio del 1994, in linea con i risultati sopracitati nei margini d'errore).

Parametri orbitali:
Achille presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 5,2087365 UA e da un'eccentricità di 0,1463783 , inclinata di 10,31765° rispetto all'eclittica.
Ha un periodo di rivoluzione intorno al sole di 11,89 anni (4.343 giorni).
Si trova nel punto di Lagrange L4, punto di equilibrio statico 60° avanti a Giove nella sua orbita, Achille quindi libra intorno al punto L4 con una caratteristica ''orbita a fagiolo'' (vedi grafico a lato), che lo fa oscillare tra le 4,426 UA e le 5,964 UA dal Sole, quindi la sua distanza da Giove varia molto fino ad una minima distanza (MOID) di 0,5704 UA.

Parametri orbitali
(all'epoca 4 settembre 2017)
Semiasse maggiore	779226980 km 5,2087365 UA
Perielio	665165059 km 4,4462905 UA
Afelio	893288902 km 5,9711825 UA
Periodo orbitale	4342,07 giorni (11,89 anni)
Inclinazione sull'eclittica	10,31765°
Eccentricità	0,1463783
Longitudine del nodo ascendente	316,53974°
Argomento del perielio	133,55237°
Anomalia media	188,45239°
Parametro di Tisserand (TJ)	2,946 (calcolato)

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

IPERIONE un satellite di Saturno dalla forma irregolare e pesantemente craterizzato. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 28/11/2019

Iperione

Introduzione:
E' un corpo irregolare tra i più grandi del sistema solare, si ritiene che sia un frammento di un corpo maggiore interessato da un impatto catastrofico, presenta anche una densità insolita (0,544 kg/dm3) la più bassa finora tra i satelliti conosciuti che fa pensare che abbia spazi vuoti e porosità ipotizzando che sia un'aggregazione di vari frammenti.

Caratteristiche:
Da un punto di vista geologico, la superficie di Iperione è dominata da un grande cratere largo 120 km e profondo 10 km.
Il satellite è ricco di crateri minori profondi e particolarmente scoscesi, che gli conferiscono un tipico aspetto spugnoso ed il fondo dei crateri è colmo di materiale più scuro.
La sua porosità e la sua bassa gravità sulla superficie sono l'effetto di numerosi impatti con rocce spaziali, che hanno compresso il materiale.

( In foto, il BOND-LASSELL dorsum ).

Dati:
Ha dimensioni di 360×266×205 km che ne fanno un corpo irregolare, mentre orbita a 1.500.934 km da Saturno con un eccentricità di 0,1042.

(Grafico delle variazioni orbitali di Iperione).

Rotazione caotica:
Altra particolarità di Iperione è il fatto di possedere una rotazione caotica su più assi di rotazione, altra conferma di un passato violento.

Il caso di Iperione è stato studiato estesamente a causa del fatto che è il più grande corpo celeste conosciuto di forma non-sferica.
Ha anche una bassa densità e rimane in una risonanza orbitale 4:3 con Titano.
La sua curva di luce (SOPRA), ottenuta attraverso osservazioni fotometriche di (Klavetter 1989), fu inizialmente utilizzata per mostrare che la sua rotazione non mostra periodicità.

LINK : https://arxiv.org/abs/1306.4920 

( Una superficie densamente craterizzata ).

( Un dettaglio della superficie ).
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A cura di Andreotti Roberto.

LA MIGRAZIONE ORBITALE DI NETTUNO. una teoria evolutiva del sistema solare. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 31/08/2019

LA MIGRAZIONE ORBITALE DI NETTUNO E' STATA A SALTI, E NON GRADUALMENTE UNIFORME

                                                                                                     

La complessa struttura orbitale della Cintura di Kuiper, incluse diverse categorie di oggetti all'interno e all'esterno delle risonanze con Nettuno, è emersa come il risultato della migrazione di Nettuno in un disco planetesimale esterno.

Un problema eccezionalmente complesso è che i modelli di migrazione graduali esistenti, prevedono invariabilmente popolazioni risonanti eccessivamente grandi, mentre le osservazioni mostrano che le orbite non risonanti sono in realtà molto più comuni (ad esempio, la popolazione della fascia di Kuiper è circa 2-4 volte più grande dei Plutini in risonanza 3:2 con Nettuno).
Questo problema può essere risolto se si presume che la migrazione di Nettuno fosse stata a ''salti'' cioè intermittente, come previsto in seguito agli incontri sparpagliati di Nettuno con enormi planetesimi.

La migrazione ''a salti'' agisce per destabilizzare i corpi risonanti con grandi ampiezze di librazione, una frazione dei quali finisce su orbite stabili e non risonanti.
Pertanto, il rapporto non risonante / risonante ottenuto con la migrazione ''a salti'' è maggiore, fino a circa 10 volte superiore per la gamma di parametri qui esaminati, rispetto a un modello con migrazione regolare. Inoltre, la migrazione intermittente, porta a una distribuzione più ristretta delle ampiezze nella risonanza 3:2.

Il miglior adattamento alle osservazioni si ottiene quando si presume che il disco planetesimale esterno inferiore a 30 au contenesse da 1000 a 4000 oggetti come Plutone.
Stimiamo che la massa combinata di oggetti di classe Plutone nel disco originale rappresentasse il 10% -40% della massa stimata del disco stimato in 20 masse terrestri. Questo vincolo può essere usato per comprendere meglio i processi di accrescimento nel sistema solare esterno.

( Qui abbiamo ipotizzato che il disco esterno contenesse 1000 enormi planetesimi ciascuno con massa e abbiamo applicato il metodo descritto per imitare una migrazione ''a salti'' che deriverebbe dall'interazione di Nettuno con questi enormi oggetti. Il salto di Nettuno avviene in questa simulazione. Nei vari grafici i valori di Nettuno sono in BLU , mentre quelli di Urano sono in ROSSO , nel grafico B è rappresentata la variazione del rapporto dei periodi orbitali dei due giganti ghiacciati ).

Qui abbiamo sottolineato che tutti i precedenti modelli della formazione della Cintura di Kuiper soffrivano del problema della sovrappopolazione di risonanza, in cui le popolazioni risonanti erano sovrappopolate rispetto alle osservazioni. Abbiamo dimostrato che questo problema può essere risolto se la migrazione di Nettuno era intermittente a seguito di incontri ravvicinati con massicci planetesimi di classe Plutone.

In questo lavoro sono state adottate almeno due importanti approssimazioni:
(1) gli effetti gravitazionali dei planetesimi non sono stati esplicitamente inclusi nelle simulazioni (tranne per l'assunto implicito che i piccoli planetesimi guidano la migrazione di Nettuno e che i grandi planetesimi sono la fonte di un salto nell'evoluzione del semiasse maggiore di Nettuno) .
(2) gli effetti gravitazionali diretti dell'ipotetico quinto pianeta gigante non sono stati presi in considerazione nelle simulazioni tranne per il fatto che (facoltativamente) abbiamo attivato il salto di Nettuno in alcune simulazioni per vedere se il salto di Nettuno può risolvere il problema di sovrappopolazione di risonanza.
In questi casi nessuna di queste ipotesi può influenzare i principali risultati del nostro lavoro.

LINK (EN) : https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/825/2/94 
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A cura di Andreotti Roberto.
Tratto dal lavoro di David Nesvorný e David Vokrouhlický.

2014 FZ71 e 2015 FJ345 , TNO - SDO distanti, in risonanza con Nettuno. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 24/08/2019

2014 FZ71 e 2015 FJ345
TNO - SDO risonanti con Nettuno

Introduzione:
Due oggetti esterni alla Fascia di Kuiper, 2014 FZ71 e 2015 FJ345, sono tra i corpi più distanti recentemente scoperti nel nostro Sistema Solare. Viaggiano sempre oltre le 50 Unità Astronomiche (UA) dal Sole e solo Sedna e 2012 VP113 hanno perieli più distanti. Ma la sorpresa è che le loro orbite sono in risonanza con Nettuno, il che indica che in passato, nonostante le grandi distanze che li separano, devono aver interagito con il pianeta.

Questa ultima scoperta si basa sulle osservazioni del telescopio Subaru alle Hawaii e del Cerro Tololo Inter-American Observatory(CTIO) in Cile ed è stata pubblicata sulla rivista Astrophysical Journal Letters.

Il meccanismo noto come risonanza orbitale si verifica quando due corpi celesti sono bloccati in un movimento sincronizzato l'uno intorno all'altro, con l'orbita di uno pari ad un rapporto esatto dell'orbita dell'altro.
Bene, i due oggetti trans-nettuniani (TNO) orbitano attorno al Sole, una volta ogni quattro e ogni tre orbite di Nettuno rispettivamente, con inclinazioni significative, maggiori di 20 gradi, per effetto dalla risonanza Kozai (KR) (se un corpo diminuisce, sotto gli effetti perturbatori di oggetti maggiori, la sua inclinazione, l'eccentricità aumenta e viceversa)

Questi risultati implicano che i due TNO devono essere stati catturati in questa regione in un lontano passato, a causa delle interazioni con Nettuno mentre questo migrava verso l'esterno del Sistema Solare.

2014 FZ71 e 2015 FJ345 sono stati scoperti da Scott Sheppard, Chad Trujillo e David Tholen oltre il bordo esterno della Fascia di Kuiper grazie alla Dark Energy Camera (DECam) montata sul telescopio da 4 metri CTIO. 

A differenza di alcuni loro simili, le orbite hanno eccentricità moderate.

Schede:

2014 FZ71

2014 FZ71 è un oggetto trans-nettuniano , classificato come oggetto del disco diffuso , situato nella regione più esterna del Sistema Solare . E' stato osservata la prima volta il 24 marzo 2014, da un team guidato dall'astronomo americano Scott Sheppard al Cerro Tololo Inter-American Observatory in Cile. Con il suo perielio di quasi 56 UA, appartiene a un gruppo piccolo e poco compreso di oggetti molto distanti con moderate eccentricità. L'oggetto non è un candidato pianeta nano poiché misura solo circa 150 chilometri di diametro, con una magnitudine assoluta (H) di +6,9.

Afelio	95,791 UA
Perielio	55,849 UA
semiasse-maggiore	75,820 UA
Eccentricità	0,2634
Periodo orbitale	660,21 anni (241.142 giorno)
Anomalia media	349,80 °
Moto medio	0 ° 0 m  5,4 s / giorno
Inclinazione	25,506 °
Longitudine del nodo ascendente	306,01 °
Argomento del perielio	244,94 °

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2015 FJ345

2015 FJ345 è un oggetto trans-nettuniano e un oggetto del disco diffuso , la regione più esterna del Sistema Solare . È stato osservato per la prima volta il 17 marzo 2015 da un team guidato dall'astronomo americano Scott Sheppard al Mauna Kea Observatories , Hawaii, Stati Uniti. Con il suo perielio di quasi 51 UA, appartiene a un gruppo piccolo e poco compreso di oggetti molto distanti con moderate eccentricità. L'oggetto non è un candidato pianeta nano in quanto misura solo circa 120 chilometri di diametro, con una magnitudine assoluta (H) di +7,9.

Afelio	74,837 UA
Perielio	50,785 UA
semiasse-maggiore	62,811 UA
Eccentricità	0,1915
Periodo orbitale	497,81 anni (181.824 giorno)
Anomalia media	58,879 °
Moto medio	0 ° 0 m  7,2 s / giorno
Inclinazione	34,973 °
Longitudine del nodo ascendente	37,881 °
Argomento del perielio	77,511 °

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Relazione:

In una ricerca interessata alle orbite degli oggetti disaccoppiati dalla regione di influsso gravitazionale del pianeta gigante Nettuno, per comprendere la struttura del sistema solare esterno, abbiamo trovato diversi oggetti con perielio alto ( q > 40 au) che differiscono dagli oggetti della nuvola di Oort interna, a causa dei loro semiassi-maggiori moderati (50 < a < 100 UA) e eccentricità ( e < 0.3). Gli oggetti in questione 2014 FZ71 e 2015 FJ345 hanno il terzo e il quarto perielio più alto, attualmente noto, dopo Sedna e 2012 VP113, ma le loro orbite non sono così eccentriche o distanti. Abbiamo trovato molti di questi oggetti ad alto perielio ma con orbita moderata e osserviamo che sono per lo più vicini a risonanze di movimento medio di Nettuno (MMR) e hanno inclinazioni significative ( i> 20 °). Questi oggetti moderati probabilmente hanno ottenuto le loro orbite insolite attraverso interazioni combinate con gli MMR di Nettuno e la risonanza di Kozai (KR), simili agli scenari di origine per 2004 XR190. 

Ipotiziamo anche che l'orbita del lontano 2008 ST291 è stato probabilmente modificato dal meccanismo MMR + KR , in questo caso, attraverso la risonanza di Nettuno 6:1.

Fino ad ora, tra gli SDO, era noto solo un oggetto, 2004 XR190, che aveva un perielio significativamente oltre il bordo della cintura di Kuiper, ma aveva solo un'eccentricità moderata e un semiasse-maggiore moderato. 

2004 XR190 probabilmente ottenne il suo perielio elevato durante la migrazione verso l'esterno di Nettuno, dove l'effetto combinato del Mean Motion Resonance di Nettuno (MMR) 8:3 con la Kozai Resonance (KR) modificò l'eccentricità e l'inclinazione di 2004 XR190, per ottenere un perielio molto elevato ed una bassa eccentricità orbitale con una notevole inclinazione rispetto all'eclittica.

( Perielio contro Eccentricità. I cerchi rossi sono oggetti scoperti durante questo sondaggio (i grandi cerchi rossi sono al centro di questo lavoro). Gli oggetti sopra la linea tratteggiata sono considerati estremi con (a) > 150 UA. Gli oggetti con perielio alto oltre il limite della fascia di Kuiper a 50 UA ma solo un'eccentricità moderata sono probabilmente creati da una combinazione di Neptune Mean Motion Resonances (MMR) e Kozai Resonance (KR) ).

Sebbene i nuovi oggetti non abbiano inclinazioni eccezionalmente elevate come 2004 XR190 ( i = 46,7). È necessaria un'alta inclinazione di oltre 40 ° affinché il meccanismo KR funzioni e modifichi le orbite in modo efficiente da solo. 

Gli oggetti più moderatamente inclinati con inclinazioni di +20 ° , -40 ° possono avere le loro orbite significativamente modificate dal KR solo se sono anche in un MMR. Il meccanismo combinato MMR + KR potrebbe consentire agli oggetti di ottenere un perielio fino a 60 UA.

L'altissimo perielio di 2014 FZ71
Uno dei nuovi oggetti più interessanti è il 2014 FZ71, che ha il più alto perielio di qualsiasi oggetto noto dopo Sedna e 2012 VP113. Tuttavia, la moderata eccentricità e il semiasse maggiore di 2014 FZ71 rispetto a Sedna e al 2012 VP113 suggeriscono che abbia un'origine diversa. 2014 FZ71 è molto vicino al MMR 4:1 con Nettuno, e quindi l'orbita di 2014 FZ71 è stata probabilmente modificata attraverso interazioni con esso. È interessante notare che il grande perielio di 55,9 UA suggerisce che 2014 FZ71 non avrebbe attualmente una forte interazione con Nettuno. L'inclinazione e l'eccentricità relativamente moderate di 2014 FZ71 rendono più difficile invocare il solo meccanismo Kozai per spiegare l'alto perielio di 2014 FZ71.

Un'ampia popolazione di oggetti di risonanza MMR+KR 3:1
2015 FJ345, 2013 FQ28 e 2015 KH162 hanno orbite vicine al MMR 3: 1 con Nettuno. Nelle nostre simulazioni numeriche, 2015 FJ345 e 2013 FQ28 , hanno mostrato angoli di argomento del perielio risonanti oscillanti con il MMR 3:1 di Nettuno. 2015 KH162 non ha mostrato angoli di argomento risonante oscillante ed è quindi probabilmente un oggetto fossilizzato 3:1 MMR + KR. 2015 KH162 appare simile a (385607) 2005 EO297, ed altri studi, suggeriscono che è stato creato dalle interazioni MMR + KR.  

2013 FQ28 e in particolare 2015 FJ345 hanno un perielio molto più elevato e orbite meno eccentriche, e quindi hanno elementi in comune con 2004 XR190 e 2014 FZ71.
2015 FJ345 ha la più bassa eccentricità e il più alto perielio degli oggetti 3:1, che è coerente con MMR + KR responsabile pure per 2015 FJ345 della sua più alta inclinazione.
Il perielio minimo per tutti questi oggetti 3:1 potrebbe essere anche inferiore a 35 UA attraverso il meccanismo MMR + KR, consentendo forti interazioni con Nettuno.
Con le nuove scoperte, 2015 FJ345 e 2013 FQ28, sono i primi due oggetti ad avere orbite di perielio molto alti attraverso il MMR + KR 3:1
(entrambi hanno anche inclinazioni superiori a 25°).

Altri oggetti perielio alto e moderato
Ci sono alcuni oggetti in che hanno un perielio moderatamente alto ma non sono vicini a nessun MMR di Nettuno. La risonanza più vicina per 2014 FC69 e per 2013 JD64 è 11:3. Entrambi questi oggetti hanno inclinazioni molto elevate di 30° e 50°, rispettivamente, suggerendo fortemente che le loro orbite sono state create attraverso un'interazione con il KR. 2014 QR441 non è vicino a nessun MMR di Nettuno, anche se è vicino alla risonanza 10:3 moderatamente forte. 2014 QR441 ha un'inclinazione molto alta di 42°, mostrando ancora una volta che il KR è probabilmente coinvolto.

( I cerchi più grandi mostrano oggetti con perielio superiore a 40 UA. Tutti gli oggetti ad alto perielio oltre 53 UA hanno inclinazioni maggiori di 20°, ad eccezione di 2012 FH84, scoperto di recente, che è probabilmente un raro oggetto esterno classico della cintura insieme a 1995 TL8, 2002 CP154 e 2001 FL193 [i grandi cerchi blu inclinazioni molto basse tra 50 e 53 UA] ).

I pochi indici colore che sono stati ottenuti per questi oggetti ad alto perielio, in orbita moderata, mostrano che sono tipici degli oggetti del disco diffuso.
Se queste due popolazioni di oggetti provenivano entrambe dalla stessa popolazione, ciò suggerisce che l'azione dell'MMR + KR è responsabile delle maggiori inclinazioni osservate. Questi oggetti furono probabilmente dispersi in queste orbite e catturati in risonanze. Qualunque cosa o evento abbia creato il bordo esterno della fascia di Kuiper probabilmente si è verificato durante o prima della collocazione di oggetti fossilizzati MMR + KR come 2004 XR190, poiché questi oggetti fossilizzati sarebbero probabilmente andati persi come qualsiasi altro oggetto oltre il bordo. Questo suggerirebbe che il bordo fu creato prima che Nettuno finisse di migrare verso l'esterno e creasse gli oggetti fossilizzati MMR + KR.

LINK (EN): https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/825/1/L13

MMR : Risonanza di moto medio - Una risonanza orbitale con un corpo perturbatore, in questo caso il pianeta gigante Nettuno.
KR : Risonanza di Kozai - il meccanismo che permette al variare dell'inclinazione orbitale la compensazione con una opposta variazione dell'eccentricità, e viceversa.
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A cura di Giovanni Donati.