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Aggiornato il 20/01/2020
Analisi della composizione
superficiale dei Troiani di Giove
Introduzione:
Gli asteroidi Troiani di Giove rimangono misteriosi sia nelle loro origini che nelle loro composizioni. Come piccoli corpi in orbita lungo il confine interno del regno dei pianeti giganti, le loro storie contengono importanti indizi sulle origini e l'evoluzione dell'intero sistema planetario.
Proposte recenti hanno suggerito che i Troiani di Giove furono catturati dal sistema solare esterno durante un periodo iniziale di instabilità dinamica del pianeta gigante (Morbidelli et al. 2005 ; Nesvorný et al. 2013) .
In questa ipotesi, gli oggetti che ora sono Troiani di Giove e gli oggetti che ora si trovano nella Fascia di Kuiper sono derivati dalle stesse popolazioni di origine ma hanno subito storie dinamiche stocastiche diverse che li hanno condotti in luoghi molto separati. I Troiani di Giove sono, in questa prospettiva, una popolazione molto più facilmente accessibile dei tipi di corpi ghiacciati che abitano il sistema solare esterno.
Mentre la connessione dinamica tra la regione di origine dei Troiani e la Fascia di Kuiper sembra promettente, sono stati fatti pochi progressi nel collegare le composizioni di questi due insiemi di oggetti. Ghiacci di acqua e metanolo sono stati visti su piccoli oggetti nella cintura di Kuiper (Barucci et al. 2011 ; Brown et al. 2012) , ma la spettroscopia di riflettanza dei Troiani di Giove non ha rivelato nient'altro che spettri rossi senza particolari caratteristiche.Questi spettri rossi sono stati generalmente interpretati come dovuti alla presenza di materiali organici, ma nessuna di queste firme spettrali è mai stata vista. In effetti, le uniche caratteristiche spettrali identificate positivamente sui Troiani provengono da spettri di emissione termica, che mostrano le firme dei silicati a grana fine (Emery et al.2006) . I modelli spettrali, inclusi i silicati arrossati e danneggiati dallo spazio, sembrano spiegare gli spettri dal visibile all'infrarosso vicino con la stessa efficacia di qualsiasi materiale organico (Emery et al. 2011) .
Un indizio importante delle composizioni dei Troiani di Giove e forse della loro connessione con oggetti nella fascia di Kuiper è l'intuizione che i Troiani di Giove sono una miscela di due popolazioni con spettri distinti (sebbene ancora privi di caratteristiche - Emery et al. 2011) .
Le popolazioni "rossa" e "meno-rossa" si differenziano per i loro colori ottici e nel vicino infrarosso, le loro riflettività agli infrarossi sono state misurate dal veicolo spaziale WISE per determinare le loro dimensioni (Emery et al. 2011 ; Grav et al. 2012 ; Wong et al. . 2014 ; Wong & Brown 2015A), eppure sembrano completamente mescolati dinamicamente.
Non è noto se queste due popolazioni di colori rappresentino popolazioni di fonti distinte, percorsi dinamici distinti, storie di collisione distinte o qualche altro insieme di meccanismi. Ad oggi, l'unica ipotesi per le due popolazioni è che provengano entrambi dalla regione di origine della fascia di Kuiper, ma gli oggetti meno-rossi formati nella parte interna della regione di origine dove l'H2S è evaporato dalla superficie, mentre gli oggetti rossi hanno mantenuto sulla loro superficie l'H2S (Wong & Brown2016).
In questa ipotesi, la successiva irradiazione ha quindi causato significative differenze chimiche nei mantelli non volatili senza zolfo e contenenti zolfo (Mahjoub et al.2016), portando alla biforcazione non solo dei colori dei Troiani di Giove, ma anche di quelli dei Centauri (Tegler et al.2008) e degli oggetti piccoli della Fascia di Kuiper (Fraser & Brown2012; Wong & Brown2015b).
Per esplorare ulteriormente le composizioni dei Troiani, e per esaminare le connessioni con la popolazione cintura Kuiper, e quindi determinare le differenze tra le due popolazioni, abbiamo ottenuto, alle lunghezze d'onda di 2,2-3,8 μm, spettri di un campione di 8 corpi dei meno-rossi e di 8 dei rossi .
Questa regione spettrale è potenzialmente fruttuosa poiché i ghiacci che si vedono negli oggetti della cintura di Kuiper hanno alcuni dei loro assorbimenti fondamentali più forti a queste lunghezze d'onda e perché è stato scoperto che gli asteroidi scuri della fascia principale esterna mostrano alcune delle loro caratteristiche di assorbimento più distintive in queste regioni (Takir & Emery 2012) .
Analisi:
In primo luogo esaminiamo gli oggetti meno-rossi più luminosi e meno luminosi nel nostro campione.
Ettore, il più grande dei Troiani di Giove, è anche l'oggetto più rosso del nostro campione. La Figura 1 mostra lo spettro 2,2 - 3,8 μm di (624) Ettore, che appare privo di caratteristiche al livello del segnale-rumore e l'estrapolazione da lunghezze d'onda più brevi fornisce una previsione eccellente del livello di continuum.
Patroclo, l'oggetto meno rosso più luminoso nel nostro campione (Figura 2), al contrario, non segue questa tendenza. A 3 μm il flusso è di ∼10% inferiore al continuum estrapolato e sale ben al di sopra del continuum di 3,8 μm.
La Figura 3 mostra gli spettri per tutti i vari oggetti, insieme all'estrapolazione dalla loro fotometria
H - K. I dati mostrano che Ettore e Patroclo sembrano rappresentare due diversi tipi spettrali.
Gli spettri simili a Ettore appaiono generalmente privi di caratteristiche e si trovano approssimativamente lungo l'estrapolazione lineare dal continuum HK, mentre gli spettri simili a Patroclo arrivano al minimo a circa 3,1 μm e aumentano bruscamente fino a 3,8 μm.
Nella Figura 4, confrontiamo la profondità di assorbimento a 3,1 μm con il colore [0,85-J] , ed il risultato che mostrano è un eccellente discriminatore delle due classi spettrali.
La correlazione tra il colore [0,85-J] e la profondità di assorbimento di 3,1 μm è sorprendente. Un test di correlazione di Spearman mostra che la probabilità di una correlazione così elevata dovuta al caso è solo dello 0,3%. È interessante notare che la profondità di assorbimento di 3,1 μm appare più correlata con il colore [0,85-J] rispetto alla semplice biforcazione in un gruppo rosso e meno-rosso. Tre oggetti del gruppo rosso - (3707), Deiphobus e Odysseus - hanno caratteristiche che sembrano simili alla porzione di lunghezza d'onda lunga di Patroclo, mentre uno degli oggetti rossi - Alcathous - è un chiaro outlier con uno dei più forti assorbimenti a 3,1 μm. La presenza di un simile aspetto assorbitore a 3,1μm, in entrambe le popolazioni potrebbe essere un indizio importante nella relazione tra le popolazioni meno-rosse e rosse.
Ipotesi:
Suggeriamo che la caratteristica di assorbimento di 3,1 μm potrebbe essere dovuta a un allungamento NH, piuttosto che a OH. Esperimenti di laboratorio su ghiacci del sistema solare esterno che includono azoto mostrano la creazione di residui con spettri simili al poli-HCN e assorbimenti a circa 3,1 μm (Materese et al. 2014 , 2015) .
Nel contesto di modelli dinamici di instabilità, l'azoto dovrebbe effettivamente essere presente sulla superficie di piccoli corpi oltre i pianeti giganti sotto forma di NH3 quindi dovrebbe essere previsto nei mantelli superficiali non volatili all'irradiazione (Wong & Brown2016).
Confronti:
La dissomiglianza tra i Troiani di Giove ed il satellite irregolare Imalia di Giove, è sorprendente, almeno nel contesto dei modelli di instabilità che prevedono che provengano dalla stessa popolazione sorgente del sistema solare esterno. I satelliti irregolari gioviani si trovano tuttavia in un ambiente di collisione significativamente più intenso, quindi forse le differenze possono essere attribuite agli effetti degli impatti.
I satelliti irregolari del sistema di Saturno sembrano più promettenti. Febe ha caratteristiche di assorbimento centrate vicino a 3,3 e 3,4 μm che sono state attribuite rispettivamente a idrocarburi aromatici e alifatici (Cruikshank et al. 2014) . Queste caratteristiche sembrano simili a quelle di questi asteroidi Troiani di Giove.
Anche Giapeto ed Iperione mostrano queste caratteristiche degli spettri, e su questi i 3,4 μm , la funzione è una corrispondenza più vicina a quella dei Troiani di Giove. Mentre il segnale-rumore è insufficiente per identificare definitivamente queste caratteristiche come caratteristiche di assorbimento di idrocarburi aromatici e alifatici, comunque è notevole la corrispondenza con le caratteristiche dei satelliti saturniani.
Conclusioni:
Gli asteroidi Troiani di Giove, presentano una gamma di spettri da 2,2 a 3,8 μm fortemente correlati con i loro colori ottici. Gli oggetti meno-rossi (e uno rosso) hanno distinti assorbimenti da 3,1 μm che possono essere modellati come un piccolo strato di ghiaccio d'acqua a grana fine che copre la superficie, ma è anche coerente con le caratteristiche di allungamento NH osservate negli esperimenti sul ghiaccio irradiato del sistema solare esterno. Sono inoltre presenti funzionalità aggiuntive simili a quelle viste e attribuite a materiali organici su satelliti irregolari saturniani. Gli spettri completamente visibili a 3,8 μm assomigliano molto al tipo spettrale “arrotondato” di 3 μm di (Takir & Emery 2012). In particolare, asteroidi come (153) Hilda, il più grande asteroide di tipo P nel gruppo Hilda, hanno spettri indistinguibili da questi Troiani meno-rossi di Giove. Lo spettro di Hilda però, non ha segnale-rumore sufficiente oltre 3,3 μm per confermare la presenza di potenziali assorbimenti organici, ma la loro presenza non può essere esclusa.
I Troiani rossi (ad eccezione del singolo outlier) non contengono alcuna caratteristica di assorbimento rilevabile a 3,1 μm e nessuna caratteristica organica rilevabile, ma semplicemente uno spettro ottico rosso che si appiattisce in uno spettro infrarosso privo di caratteristiche. Nessuno di questi spettri è stato visto negli asteroidi né nei satelliti irregolari. I colori dei Troiani rossi di Giove sono indistinguibili dai colori degli oggetti della fascia di Kuiper rossa (Tegler et al. 2008) , eppure questi oggetti della fascia di Kuiper contengono quantità sufficienti di ghiaccio d'acqua sulla superficie (Barucci et al. 2011 ; Brown et al. . 2012) che sarebbero facilmente individuabili come forti assorbimenti a 3 μm sui Troiani di Giove.
L'interpretazione dell'assorbimento a 3,1 μm visto sui Troiani meno-rossi di Giove come dovuta a una banda NH è sostanzialmente coerente con l'idea che questi oggetti si siano formati oltre la regione del pianeta gigante, dove l'NH3 sarebbe stato stabile e sarebbe stato irradiato per formare residui non volatili prima di essere collocati a circa 5 UA. (Wong & Brown 2016) Propongono che i Troiani rossi di Giove si siano formati nella parte esterna del disco esterno originale e avrebbero avuto H2S stabile sulla superficie durante l'irradiazione, portando a colori molto più rossi. In questa ipotesi, lo zolfo deve sopprimere parte della chimica dell'NH, un suggerimento che può essere sperimentalmente testato e, se verificato, fornirebbe prove evidenti che tutti gli asteroidi Troiani di Giove si sono formati oltre la regione dei pianeti giganti e che le differenze tra le due popolazioni di colore siano solo a causa delle differenze superficiali nell'irradiazione del ghiaccio.
Un ulteriore suggerimento che i due tipi spettrali sono correlati in termini compositivi deriva dall'osservazione che entrambi hanno riflettività che scendono nettamente oltre i 4 μm.
Poche specie sono in grado di fornire un assorbimento così forte esclusivamente oltre queste lunghezze d'onda, quindi sembra altamente probabile che il materiale che causa questo calo di riflettività sia lo stesso, sia nei Troiani rossi che in quelli meno-rossi .
Rimangono due domande chiave sugli asteroidi Troiani di Giove :
- (1) - Le due classi spettrali hanno avuto origine dalla stessa regione?
- (2) - Provengono da oltre, all'interno o all'esterno della regione del pianeta gigante?
Questi dati suggeriscono la possibilità che la risposta alla prima domanda sia sì. Sebbene le due popolazioni di asteroidi Troiani di Giove siano biforcate di colore, i loro spettri di 3-4
μm formano più di un continuum. Inoltre, entrambe le popolazioni contengono un insolito assorbimento spettrale profondo tra 4 e 5 μm.
La seconda domanda rimane senza risposta, ma la conferma dell'assorbimento di NH negli oggetti meno-rossi insieme alla verifica che la presenza di zolfo possa silenziare la forza dell'assorbimento di NH fornirebbe una prova evidente che questi oggetti si sono formati nel sistema solare esterno a cavallo della linea di evaporazione dell'H2S, come suggerito dall'ipotesi (Wong & Brown 2016).
LINK : https://www.groundai.com/project/the-3-4-m-spectra-of-jupiter-trojan-asteroids/1
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Tradotto ed adattato a cura di Andreotti Roberto,
da uno studio di Michael Brown.
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