I GRANDI CRATERI DI MERCURIO . by Andreotti Roberto - INSA.

 

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Aggiornato il 08/10/2020

I GRANDI CRATERI

Caloris:
Il bacino più grande e più noto è la Caloris Planitia, dal diametro di circa 1.500 km: si tratta di una grande pianura circolare circondata da anelli di monti. 
Questo bacino (in foto a lato), deve il suo nome al fatto che si trova sempre esposto alla luce del sole durante il passaggio di Mercurio al perielio e pertanto è uno dei punti più caldi del pianeta.
L'impatto che ha prodotto il bacino Caloris dovrebbe essere avvenuto dopo che la maggior parte del bombardamento era terminata, perché il numero dei crateri da impatto presenti sul fondo del bacino è minore rispetto a regioni di dimensioni comparabili al di fuori del bacino stesso. Si ritiene che formazioni geologiche analoghe presenti sulla Luna, come il Mare Imbrium ed il Mare Orientale, si siano formate all'incirca nella stessa epoca, forse indicando che c'è stato un picco di grandi impatti verso la fine della fase di intenso bombardamento. In base alle immagini della sonda MESSENGER, è stato determinato che l'età del bacino Caloris è compresa tra 3,8 e 3,9 miliardi di anni.

( In grafica l'analisi geologica del bacino Caloris - in Russo ).

L'impatto che ha creato il bacino di Caloris planitia, ha creato onde sismiche che hanno attraversato sia il nucleo del pianeta , sia correndo sulla superficie, andandosi a concentrare agli antipodi creando un terreno corrugato.

( Schema degli effetti causati dall'impatto ).

Rembrandt:

Il bacino di impatto di Rembrandt è stato scoperto da MESSENGER, durante il suo secondo flyby di mercurio nell'ottobre 2008.  
Le immagini mostrano che il bacino di Rembrandt è notevolmente ben conservato. 
La maggior parte dei grandi bacini di impatto su Mercurio, la luna e altri pianeti interni sono sommersi da flussi vulcanici che coprono l'intero pavimento.  
Il numero per area e la distribuzione delle dimensioni dei crateri di impatto sovrapposti sul bordo di Rembrandt indicano che è uno dei bacini di impatto più giovani su Mercurio. 

Con un diametro di 715 km è il secondo bacino d'impatto più grande del pianeta, dopo Caloris, ed è uno dei crateri più grandi del Sistema Solare.

Il cratere ha 3,9 miliardi di anni ed è stato creato durante il periodo del Grande Bombardamento Tardivo, causato dagli sconvolgimenti creati dalla migrazione dei pianeti giganti.

Il cratere prende il nome dal pittore olandese Rembrandt Harmenszoon van Rijn.

Beethoven:

Beethoven è un cratere che si trova a 20° di latitudine Sud, e 124° di longitudine Ovest, su Mercurio. Ha un diametro di 630-625 km e prende il nome da Ludwig van Beethoven . 

È l'undicesimo cratere da impatto più grande del Sistema Solare e il terzo più grande su Mercurio (dopo Caloris e Rembrandt citati qua sopra).

( La zona del grande cratere Beethoven ).

A differenza di molti bacini di dimensioni simili sulla Luna , come il bacino Orientale , Beethoven non è multi-anello . Le coperture espulse intorno a parti del Beethoven hanno un aspetto tenue e i loro margini in alcuni punti sono poco definiti. 

La parete del cratere di Beethoven è sepolta dalla sua copertura di eiezioni e da materiali di pianura ed è appena visibile. 

Il pavimento del bacino è ricoperto di materiale di pianura liscia intermedia, che ha la stessa riflettanza del terreno intermedio esterno. Tuttavia, non ci sono creste di rughe o graben all'interno del bacino come quelli di Caloris.

( In grafica l'analisi delle altimerie sul fondo del cratere, le linee verde e blu sono le posizioni dei profili mostrati nei due grafici a destra ).

Spudis e Prosser nei loro studi hanno suggerito che Beethoven potrebbe essere piuttosto vecchio, il che significa che è più antico del bacino del Caloris . La profondità di Beethoven è stimata a 2,5 ± 0,7 km dai modelli di elevazione digitale derivati basati sulle immagini del pianeta di Mariner 10 . 

Questo è significativamente inferiore alla profondità dei bacini lunari di dimensioni simili, indicando che Beethoven probabilmente si è rilassato dalla sua forma post impatto. C'è anche un ampio aumento topografico nei margini di nord-ovest e sud-est di Beethoven avvenuto successivamente agli impatti secondari.

( Mappa altimetrica del cratere Beethoven, le frecce indicano gli aumenti topografici ).

Raditladi:
Il bacino di Raditladi è un grande cratere di impatto ad anello di picco su Mercurio con un diametro di 263 km. All'interno del suo anello di picco è presente un sistema di canali concentrici estensivi (graben), che sono rare caratteristiche di superficie su Mercurio.
Il pavimento di Raditladi è parzialmente coperto da pianure relativamente leggere e lisce, che si pensa siano il prodotto del vulcanismo effusivo .
Le depressioni potrebbero anche essere derivate da processi vulcanici sotto il pavimento di Raditladi. Il bacino è relativamente giovane, probabilmente più giovane di un miliardo di anni, con solo pochi piccoli crateri da impatto sul pavimento e con pareti del bacino ben conservate e struttura ad anello di picco.

Questo cratere (o bacino) , l'8 aprile 2008) è stato denominato Raditladi, in onore di Leetile Disang Raditladi (1910-1971) drammaturgo e poeta del Botswana.
Raditladi è una delle caratteristiche più giovani di Mercurio.

La parte centrale di Raditladi è occupata da un grande anello di picco con un diametro di 125 km. L'anello è leggermente sfalsato dal centro geometrico del bacino nella direzione nord-ovest.
Il pavimento di Raditladi è coperto da due tipi di terreno:
- le pianure levigate
- le oscure pianure collinose . 
Le prime incassano parzialmente le pianure collinose e sono probabilmente di origine vulcanica. Questi ultimi sono presenti principalmente su una parte del pavimento tra l'anello di picco e il bordo del cratere. Le pianure collinose sono leggermente più blu delle pianure lisce.
Le aree esterne a Raditladi sono coperte dagli ejecta degli impatti relativamente blu scuro.
I massicci montagnosi dell'anello di picco in alcuni punti espongono un materiale blu brillante identico a quello sui pavimenti di alcuni crateri luminosi d'impatto mercuriani (Bright Crater Floor Deposits — BCFD), ed in Raditladi sono riconosciuti più in generale come un sottoinsieme di una forma di terreno ora chiamata cavità (vedi di seguito - ed in foto qui a lato) .

Visibili sul pavimento di Raditladi all'interno dell'anello di picco ci sono stretti canali concentrici, formati dall'estensione della superficie. Le fosse sono disposte secondo uno schema circolare di circa 70 km di diametro. Si pensa che siano graben .
Il centro geometrico del sistema di graben coincide con il centro di Raditladi ed è sfalsato rispetto al centro del complesso dell'anello di picco.
Le fosse di estensione su Mercurio sono piuttosto rare, essendo stati visti solo in poche altre posizioni:
- Bacino di Rachmaninoff , che è simile in molti altri modi a Raditladi.
- In parte del Pantheon Fossae nel bacino di Caloris.
- Sul pavimento di Rembrandt , un grande bacino.
Comprendere come si sono formati queste fosse estensive, nel giovane bacino di Raditladi potrebbe fornire un importante indicatore dei processi che hanno agito relativamente di recente nella storia geologica di Mercurio.
Esistono due principali teorie sulla formazione del graben:
1) - Il primo è che rappresentano una manifestazione superficiale di dighe ad anello o fogli di cono . Entrambi i tipi di strutture si formano quando il magma proveniente da un profondo serbatoio si intromette nelle rocce sovrastanti lungo fratture coniche o cilindriche.
2) - La seconda ipotesi sostiene che il graben si sia formato a seguito del sollevamento del pavimento causato dal peso delle pianure lisce all'esterno del cratere. Tali pianure sono effettivamente presenti a nord e ad est di Raditladi, sebbene il loro spessore ed età non siano noti.

( Mappa topografica del cratere ).

L'età relativa di qualsiasi caratteristica della superficie può essere determinata dalla densità dei crateri da impatto su di essa. La densità dei crateri sul pavimento di Raditladi è circa il 10% di quella nella pianura a ovest di Caloris. La densità del cratere è la stessa sulle pianure coperte dagli ejecta all'esterno del bacino. Le pianure levigate e le pianure collinose hanno anche la stessa densità del cratere e quindi la stessa età apparente. La bassa densità di impatti all'interno del cratere indica che Raditladi è molto più giovane di Caloris e potrebbe essersi formato nell'ultimo miliardo di anni, mentre l'età di Caloris è di 3,5–3,9 miliardi di anni.

Rachmaninoff:
Rachmaninoff è un cratere da impatto su Mercurio . Questo bacino, prima ripreso nella sua interezza durante il terzo flyby della sonda MESSENGER, è stato rapidamente identificato come una caratteristica di grande interesse scientifico, a causa del suo aspetto fresco, le sue pianure interne tipicamente colorate, e le fosse estensionali sul suo fondo piatto.

La morfologia di Rachmaninoff è simile a quella del cratere Raditladi , che è uno dei bacini di impatto più giovani su Mercurio.
L'età di Raditladi è stimata in un miliardo di anni.
Rachmaninoff sembra essere leggermente più giovane.
Grazie a un innovativo modello di datazione planetaria sviluppato proprio presso l’INAF-OA di Padova, è stato possibile stabilire che il bacino è più giovane di un miliardo di anni.
Il metodo combina il conteggio dei crateri sulla superficie con il flusso di meteoriti provenienti dalla Fascia principale degli asteroidi, per effettuare una stima dell’età del pianeta sulla base degli impatti che si riscontrano sulla sua superficie.
Secondo i calcoli dell'INAF, il bacino Rachmaninoff, potrebbe essersi formato negli ultimi 3-400 milioni di anni.

La parte centrale di Rachmaninoff è occupata da un anello di picco di 130 km di diametro e un po' allungato nella direzione nord-sud. L'area al suo interno è coperta da brillanti pianure lisce rossastre, che sono di colore diverso dalle pianure esterne all'anello di picco.
È probabile che queste pianure siano di origine vulcanica perché mostrano segni di flusso.
Hanno anche superato e coperto la parte meridionale dell'anello di picco stesso.
Anche Mercurio, come recentemente si è scoperto per Venere, è stato quindi scombussolato da eruzioni vulcaniche e travolto da tempeste magnetiche.

In particolare abbiamo osservato che questo cratere ha avuto fenomeni di origine vulcanica, è caratterizzato da una superficie eccezionalmente liscia, dove un tempo scorreva lava.
Questa depressione, di 230 chilometri di diametro, presenta un anello circondato da depositi minerali brillanti che potrebbero costituire la più interessante evidenza vulcanica di Mercurio identificata finora.

L'altitudine più bassa registrata su Mercurio, 5380 metri al di sotto della media globale, si trova nel bacino di Rachmaninoff.

Le pianure lisce all'interno dell'anello di picco erano deformate da una serie di graben concentrici molto simili a quelli all'interno di Raditladi. Le fosse si trovano a metà della distanza dall'anello di picco dal centro del cratere. Rachmaninoff è il quarto cratere da impatto su Mercurio (dopo Caloris , Rembrandt e Raditladi), dove sono stati osservati tratti tettonici estensivi.
Il meccanismo di formazione del graben rimane sconosciuto ma pare certa l'origine vulcanica..

Il cratere prende il nome da Sergei Rachmaninoff , compositore, pianista e direttore russo (1873-1943).
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A cura di Andreotti Roberto.

I PALEOLAGHI RACCONTANO QUANDO SU MARTE, ANTICAMENTE PIOVEVA . by INSA-MARTE.

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Aggiornato il 04/10/2020

PRECIPITAZIONI 

E PALEOLAGHI

Introduzione: 

La diffusa presenza delle caratteristiche fluvio-lacustri su Marte supportano l'ipotesi di un lungo periodo con un flusso e accumulo di acqua in un passato più caldo e umido. 

Tuttavia, gli attuali modelli climatici marziani sono stati incapaci di ricreare le condizioni necessarie richieste per sostenere un clima umido persistente. 

I set di dati orbitali e interni hanno rivelato l'esistenza di oltre 400 paleolaghi su Marte, che possono essere suddivisi in laghi a bacino aperto e chiuso. I laghi a bacino aperto richiedono quel quantitativo di acqua sufficiente, che accumulata possa poi riempire e sovrastare il confine topografico del bacino, fornendo un minimo vincolo sui volumi d'acqua richiesti.

Al contrario, i laghi a bacino chiuso forniscono la massima quantità d'acqua, cioè i volumi che permettono che essi non siano traboccati. 

È importante sottolineare che se sono alimentati da sottoinsiemi di laghi a bacino aperto e chiuso e

reti di vallate si presume siano state originate da precipitazioni durante l'era della formazione della rete valliva, cioè prima dei 3,7 miliardi di anni fa, e ciò può essere utilizzato quantitativamente per limitare nel tempo le precipitazioni e l'inizio dell'aridità durante le prime ere di Marte.

Metodi:

Abbiamo combinato analisi topografiche e bilanci idrologici standard per quantificare la precipitazione integrata nel tempo per una data zona umida di un lago. 

Per ogni lago a bacino aperto e chiuso alimentato dalla rete di valle abbiamo compilato tre principali misure morfometriche: 

 - 1) area del lago, AL, 

 - 2) volume del lago, VL 

 - 3) insenatura area spartiacque, AW (Fig. 1 a,b). 

Per i laghi a sistemi chiusi, le dimensioni corrispondono ai contorni di elevazione massima

prima che si sarebbe verificato il trabocco del bordo del cratere; per i sistemi aperti, applichiamo lo stesso metodo ignorando lo sbocco esistente per stimare la loro geometria. 

Abbiamo poi classificato ulteriormente un sottoinsieme di laghi come sistemi accoppiati, in cui i laghi a bacino chiuso e aperto sono idrologicamente collegati (Fig. 1c). 

Utilizzando un'equazione di bilancio idrico standard per un dato bacino idrologico, definiamo un tasso di riempimento netto del lago con geometrie misurate a cui sono correlate evaporazione e precipitazioni. I limiti di evaporazione (cioè aridità) possono essere vincolati da geometrie lacustri a bacino aperto. Quindi, integrando l'espressione di riempimento del lago su una data scala temporale dell'episodio bagnato, (t), abbiamo derivato minimo e precipitazione cumulativa massima, (Pt), rispettivamente per 54 laghi a bacino aperto e 18 laghi a bacino chiuso.

( Figura 1a - Lago a bacino aperto - La O indica l'apertura ).

( Figura 1b - Lago a bacino chiuso ).

( Figura 1c - Bacino misto con un lago aperto ed un bacino chiuso ).

Risultati:

I valori delle precipitazioni possono essere valutati come una media, sia globale che in termini di spazio di variabilità.

Distribuzione di frequenza: 

I valori della precipitazione calcolata sono mostrati in Fig. 2. 

Le distribuzioni di frequenza di (Pt) min da laghi a bacino aperto, e (Pt) max da laghi a bacino chiuso seguono ampiamente la normale distribuzione logaritmica. 

Le medie logaritmiche per bacini aperti sono 4 m, e le distribuzioni dei laghi a bacino chiuso sono di 154 m, rispettivamente. Prendiamo questi per rappresentare il probabile

intervallo di precipitazioni minime e massime a livello globale.

L'inclusione di perdite di acque sotterranee o la rimozione di laghi a bacino chiuso con bordi depressi non modifica le distribuzioni in modo significativo. I sistemi accoppiati lo sono rappresentati in Fig. 2. Tutti i valori sono auto-coerenti in modo tale che:

(Pt) max dal lago a bacino chiuso è sempre maggiore di (Pt) min dal lago a bacino aperto collegato.

Distribuzione spaziale:

Le precipitazioni con il minimo più alto si trovano intorno a Margaritifer Terra e in Terra Sabaea, suggerendo che questi erano probabilmente le regioni più umide. Al contrario, precipitazioni massime più basse si verificano in Tyrrhena Terra, suggerendo che potrebbe essere stato un posto relativamente più secco. 

Questo è in stretto accordo con la mappatura della densità della rete valliva che suggeriscono che la Margaritifer Terra e la Terra Sabaea sono le regioni con più sistemi fluviali campionati. 

Le precipitazioni limitate i cui valori sono coerenti con un clima umido a livello globale, con un modello di precipitazione complesso, che aumenta verso l'ovest del bacino di Hellas. 

Questa eterogeneità sottolinea l'importanza di incorporare i modelli climatici 3-D globali per studiare l'evoluzione geomorfologica dell'inizio di Marte, che probabilmente non può essere caratterizzato da a

clima unico, spazialmente uniforme. 

Gli indici di aridità minimi calcolati, (AI), richiesti per ogni lago di bacino aperto suggerisce che il più umido dei luoghi su Marte non erano più aridi delle Grandi Pianure in USA [AI > 0,2].

Discussione:

Gli attuali modelli climatici su l'antico periodo di Marte lavorano per determinare i modelli di precipitazione e la disponibilità di acque superficiali, nonché di districare l'importanza relativa di obliquità, nuvole, polvere, vulcanismo e impatti. 

Ad esempio, le scorte di acqua stimata per l'inizio di Marte vanno da ~150 m a +5000m GED [profondità equivalente globale].

I limiti di precipitazione suggeriscono che i bacini di Paleolaghi potrebbero avere fornito con l'attuale inventario dell'acqua circa 20-30 m GED. 

Quando ciò è combinato con le precedenti stime dei tassi di deflusso marziano [0,1-60 cm/giorno] il nostro intervallo di precipitazione suggerisce una durata di episodi umidi di (t) ~ 0,2–420 anni con flusso continuo (assumendo (n) intermittenze). Sottolineiamo che (t) è probabile che sia solo uno dei tanti episodi umidi in un clima umido ricorrente, evidenziato dalla quantità relativa di incisione attraverso lo spartiacque.

È importante sottolineare che i nostri parametri morfometrici sono governati da geometrie definite da larga scala topografia costante sulla scala temporale fluviale e meno suscettibile alle modificazioni post-fluviali. Andando in avanti, il nostro clima ottimale e le precipitazioni minime con le stime di aridità hanno il potenziale per funzionare come predittori integrati nel tempo dei modelli climatici globali, migliorando la nostra comprensione fondamentale dell'evoluzione del clima planetario e della passata abitabilità del primo periodo marziano.

LINK : https://core.ac.uk/download/pdf/323104366.pdf 

( Ricostruzione grafica del lago presente nel cratere Gale ).

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A cura di Andreotti Roberto.

(523764) 2014 WC510 un binario stretto della Fascia di Kuiper. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 30/09/2020

(523764) 2014 WC510

Introduzione:

(523764) 2014 WC510 , è un oggetto binario stretto trans-nettuniano scoperto l'8 settembre 2011 dagli astronomi con il sondaggio Pan-STARRS1 all'Osservatorio di Haleakalā alle Hawaii . 

Inizialmente è stato trovato da Pan-STARRS il 20 novembre 2014, ma è stato annunciato successivamente solo il 17 luglio 2016 dopo ulteriori osservazioni e identificazioni preliminari al rilevamento. 

Si trova nella fascia di Kuiper , una regione di oggetti ghiacciati che orbitano oltre Nettuno nel sistema solare esterno. È classificato come un plutino , una classe dinamica di oggetti in una risonanza orbitale 2:3 con Nettuno . 

Dati fisici:

Il 1° dicembre 2018, un team di astronomi ha osservato un'occultazione stellare da parte dell'oggetto, che ha rivelato che si tratta di un sistema binario compatto costituito da due componenti separati in orbita ravvicinata l'uno intorno all'altro. 

Si stima che i due componenti primario e secondario abbiano rispettivamente diametri di circa 181 km e 138 km.

Il sistema ha una magnitudine assoluta (H) di +7,2 mag.

Caratteristiche fisiche
Diametro medio	181 ± 16 km (primario) 138 ± 32 km (secondario)
Albedo geometrico	0,051 ± 0,017
Magnitudine apparente	22,0
Magnitudine assoluta  (H)	7,2 ± 0,3

( Ricostruzione grafica by INSA ).

Studio:

A scoprire la natura binaria di (523764) 2014 WC510 è stato un team di astronomi e scienziati attraverso l’occultazione di una stella, a sua volta binaria. 

Ciò che Rodrigo Leiva ed i suoi collaboratori hanno fatto è stato svelarne la natura, differente dalla maggior parte degli oggetti trans-nettuniani conosciuti. 

Quello che più ha sorpreso il gruppo di ricerca è la configurazione gravitazionale dell’oggetto. 

«La maggior parte dei Tno binari sono molto distanti tra loro, di solito 1000 chilometri o più» spiega Leiva. «In questo Tno binario i due componenti sono abbastanza vicini, a soli 350 chilometri di distanza. Questa vicinanza rende questo tipo di Tno binario difficile da rilevare. È per questo che è stato realizzato il progetto Recon».

Rispetto a qualsiasi altra osservazione di un’occultazione stellare da parte di un Tno binario, quella di (523764) 2014 WC510 si è rivelata però particolare. «In questo caso» dice Marc Buie «anche la stella occultata si è rivelata un sistema binario. Le stelle binarie non sono insolite, e non lo sono nemmeno gli oggetti binari» continua lo scienziato del SwRI. «Ma osservare un Tno binario che occultava una stella binaria è insolito».

( Risultato dell'occultazione tra il TNO binario e la stella binaria ).

L'analisi statistica dei dati della prima occultazione stellare da parte dell'oggetto risonante 2014 WC510 privilegia un modello di un oggetto binario con un primario di diametro dp = 181 km e un secondario di diametro ds = 138 km. 

La forma proiettata dei componenti dell'oggetto è circolare con variazioni statistiche deboli rispetto a forme proiettate ellittiche, forme che potrebbero essere confermate con dati migliori nelle occultazioni future o dai dati sulla curva di luce rotazionale. 

Questo oggetto è tra gli oggetti più oscuri misurati con occultazioni stellari con un albedo geometrico nella banda visibile del 5%. 

Questo albedo è chiaramente inferiore a quello di Arrokoth e sembra essere paragonabile ai valori tipici dei Troiani di Giove. 

Questa misurazione dell'albedo potrebbe essere soggetta a un errore sistematico a seconda delle sue proprietà della curva di luce. 

Conosciamo solo la luminosità media e la forma circolare proiettata derivata dall'occultazione. 

Se la forma tridimensionale dei componenti dell'oggetto è sferica, la nostra misurazione dovrebbe essere accurata. Se è presente una curva di luce rotazionale o secolare dovuta alla non sfericità o agli effetti di fase, sarà necessario ricalibrare in futuro l'albedo una volta che sarà disponibile una fotometria migliore. 

La distanza tra i due corpi è di 349 ± 26 km (16 ± 1 mas) e l'angolo di posizione è di 6° ± 5°, misurato da nord verso est.

LINK : ''https://iopscience.iop.org/article/10.3847/PSJ/abb23d''

Parametri orbitali:

2014 WC510 orbita attorno al Sole a una distanza tra 29,5 e 48,9 UA , una volta ogni 245,8 anni (89.768 giorni), con un semiasse-maggiore di 39,24 UA. 

La sua orbita ha un'eccentricità di 0,25 e un'inclinazione di 19,5° rispetto all'eclittica.

Questo oggetto è anche in una risonanza secolare Kozai con un'ampiezza di librazione di circa 18°.

Afelio	48.936 UA
Perielio	29.535 UA
Semiasse maggiore	39.236 UA
Eccentricità	0.24724
Periodo orbitale	245.77
Media anomalia	342,994°
Movimento medio	0° 0m 14.437s/giorno
Inclinazione del piano orbitale	19,542 °
Longitudine del nodo ascendente	194,464 °
Argomento del perielio	289,173 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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A cura di Andreotti Roberto.

(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.

IL GRUPPO DINAMICO DEGLI ASTEROIDI DI CLASSE ALINDA. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 20/09/2020

GLI ASTEROIDI DI

CLASSE ALINDA

Gruppo dinamico:

La ''famiglia'' di asteroidi Alinda è in realtà un gruppo dinamico di asteroidi della fascia principale del sistema solare caratterizzati da orbite con semiassi maggiori prossimi a 2,5 UA ed eccentricità comprese fra 0,40 e 0,65. 

La famiglia deve il suo nome all'oggetto principale che vi appartiene, l'asteroide (887) Alinda.

(887) Alinda

887 Alinda è un asteroide Amor, scoperto da Max Wolf, da Heidelberg (Germania) nel 1918, del diametro medio di circa 4,2 km.

Per i suoi parametri orbitali, Alinda è considerato il prototipo della famiglia di asteroidi Alinda della fascia principale, che comprende oggetti in risonanza orbitale 1:3 con il pianeta Giove e in risonanza 4:1 con la Terra.

Alinda fa passaggi ravvicinati alla Terra, incluso un futuro passaggio nel gennaio 2025, dove arriverà entro 0,0821 UA (12.280.000 km) dalla Terra.

Il nome, proposto da H. Kobol, potrebbe riferirsi ad Alinda, personaggio della mitologia aborigena australiana, oppure ad Alinda, antica città dell'Anatolia

( Grafico dell'orbita di Alinda - JPL ).

Risonanze:

Le orbite degli oggetti appartenenti alla famiglia presentano un fenomeno di risonanza orbitale 1:3 con Giove, e di conseguenza mostrano anche una risonanza 4:1 con la Terra. 

Una conseguenza dinamica di questa particolare configurazione è che le loro eccentricità orbitali aumentano costantemente per effetto dell'interazione gravitazionale con Giove, finché non accade che un incontro ravvicinato con un pianeta terrestre provochi uno spostamento d'orbita.

Avvicinamenti alla Terra:

Alcuni asteroidi Alinda presentano un perielio estremamente vicino all'orbita terrestre, che, per via della risonanza 4:1, che li porta ad avvicinarsi alla Terra con un periodo prossimo ai 4 anni. 

Una conseguenza intrinseca a questi fatti, è che al momento del massimo avvicinamento un asteroide di tipo Alinda può apparire, per qualche motivo, difficilmente osservabile, e questa situazione può ripetersi per decenni; ad esempio, gli asteroidi (887) Alinda, (3360) Syrinx e (1915) Quetzálcoatl e (2608) Seneca, non sono stati osservati per alcuni dei loro passaggi. 

Un'altra conseguenza è che altri oggetti della famiglia si avvicinano periodicamente al nostro pianeta e possono essere utilmente studiati da osservatori posti sulla superficie terrestre, oppure da sonde; è il caso di (4179) Toutatis e (4689) Golevka, studiati dai grandi telescopi radar.

(6489) Golevka

E' un asteroide near-Earth del diametro medio di circa 0,53 km. Scoperto nel 1991, presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,4972722 UA e da un'eccentricità di 0,6055983, inclinata di 2,27752° rispetto all'eclittica.

L'origine del nome è alquanto singolare. Nel 1995, Golevka venne osservato contemporaneamente da tre diversi osservatori radar: Goldstone in California, Eupatoria in Crimea (indicato come Evpatoria o Yevpatoriya nella traslitterazione dal russo) e Kashima in Giappone. Gol-ev-ka è stato ottenuto dalla giustapposizione delle iniziali dei tre nomi.

Le ridotte misure (600 × 1400 m) e la facilità di osservazione hanno permesso che fosse il primo oggetto celeste su cui si riuscisse a verificare, nel 2003, l'influenza dell'effetto Yarkovsky sui parametri orbitali.

( Rilevamento radar dell'asteroide Golevka ).

Il caso di ( 2019 MO ):

Riportiamo anche il caso del piccolo 2019 MO , che ha avuto un impatto con la Terra nel giugno 2019.

2019 MO , designato temporaneamente A10eoM1, era un piccolo e innocuo asteroide Near-Earth di soli 3 metri , scoperto da ATLAS-MLO che ha avuto un impatto con l'atmosfera terrestre il 22 giugno 2019 alle 21:25 UT . L'impatto del bolide è stato rilevato dagli infrasuoni e ha generato un'esplosione equivalente a 5 kilotoni al largo della costa meridionale di Porto Rico. 

Il campo di ricaduta dei frammenti si sarebbe sparso sul Mar dei Caraibi.

L' asteroide di tipo Apollo e della famiglia di Alinda, si stava avvicinando al perielio di fine luglio (avvicinamento più vicino al Sole) quando ha colpito la Terra a 14,9 km/s.

( La traiettoria orbitale dell'asteroide che interseca il globo terrestre ).

Elenco:

Nome o Designazione	Semiasse maggiore (UA)	Eccentricità orbitale	Link
887 Alinda	2.48422	0.56356	JPL  · MPC
1429 Pemba	2.55185	0.33858	JPL  · MPC
1550 Tito	2.54673	0.30984	JPL  · MPC
1607 Mavis	2.54783	0.30741	JPL  · MPC
1915 Quetzálcoatl	2.54207	0.57170	JPL  · MPC
2608 Seneca	2.5035	0.57620	JPL  · MPC
3360 Syrinx	2.46803	0.74295	JPL  · MPC
3628 Božněmcová	2.53691	0.30052	JPL  · MPC
3806 Tremaine	2.54058	0.31301	JPL  · MPC
4179 Toutatis	2.51005	0.63423	JPL  · MPC
5847 Wakiya	2.54442	0.30086	JPL  · MPC
5864 Montgolfier	2.55866	0.32007	JPL  · MPC
6318 Cronkite	2.51002	0.46522	JPL  · MPC
(6322) 1991 CQ	2.51628	0.47349	JPL  · MPC
6489 Golevka	2.50768	0.60382	JPL  · MPC
(6491) 1991 OA	2.50959	0.58946	JPL  · MPC
7092 Cadmus	2.52493	0.70202	JPL  · MPC
7345 Happer	2.45047	0.32467	JPL  · MPC
(7568) 1988 VJ2	2.52739	0.33216	JPL  · MPC
(7569) 1989 BK	2.54950	0.30348	JPL  · MPC
7638 Gladman	2.53634	0.31606	JPL  · MPC
(8201) 1994 AH2	2.53362	0.70851	JPL  · MPC
8709 Kadlu	2.53497	0.48432	JPL  · MPC
(9047) 1991 QF	2.52479	0.31661	JPL  · MPC

Nella tabella tra le designazioni ci sono i link di Wikipedia ove presenti, poi per tutti i corpi sono presenti le pagine del JPL e del MPC.

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A cura di Andreotti Roberto.