ASTEROIDI TROIANI, CO-ORBITALI, CENTAURI, ecc. tra i PIANETI GIGANTI . by Andreotti Roberto - INSA .

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In questa relazione vi presentiamo gli asteroidi che si trovano tra i pianeti giganti:
i Troiani ed i co-orbitali di Giove - Urano - Nettuno, i Centauri, i Damocloidi, gli Inusuali.
Saturno ad oggi non ha ne troiani ne co-orbitali.
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Aggiornato il 17/01/2024

I TROIANI DEI 
PIANETI GIGANTI

Introduzione:

In astronomia , un troiano è un piccolo corpo celeste che condivide l'orbita di uno più grande, rimanendo in un'orbita stabile circa 60° avanti o dietro il corpo principale vicino a uno dei suoi punti Lagrangiani L4 e L5 . I troiani possono condividere le orbite dei pianeti o delle grandi lune .
I troiani sono un tipo di oggetto co-orbitale . In questa disposizione, una stella e un pianeta orbitano attorno al loro baricentro comune , che è vicino al centro della stella perché di solito è molto più massiccio del pianeta in orbita. A sua volta, una massa molto più piccola sia della stella che del pianeta, situata in uno dei punti lagrangiani del sistema stella-pianeta, è soggetta a una forza gravitazionale combinata che agisce attraverso questo baricentro. Quindi le più piccole orbite attorno al baricentro con lo stesso periodo orbitale del pianeta, e la disposizione può rimanere stabile nel tempo.
Nel Sistema Solare, i troiani più noti condividono l'orbita di Giove . Sono divisi nel campo Greco a L4 (davanti a Giove) e nel campo Troiano a L5 (dopo Giove). Si ritiene che esista più di un milione di troiani di Giove di dimensioni superiori a un chilometro, dei quali oltre 7000 sono attualmente catalogati. Ad oggi sono stati trovati solo qualche decina di troiani di Nettuno , ed una manciata troiani di Urano.

Stabilità:
Le simulazioni di stabilità della dinamica orbitale indicano che Saturno e Urano probabilmente non hanno troiani primordiali, ed eventualmente possono catturare corpi transitori, mentre per i troiani di Nettuno si ipotizza un numero superiore di un ordine di grandezza rispetto a Giove.
La stessa disposizione può apparire quando l'oggetto primario è un pianeta e il secondario è una delle sue lune, per cui satelliti Troiani molto più piccole possono condividere l'orbita di corpi più grandi. Tutte le lune Troiane conosciute fanno parte del sistema di Saturno . Telesto e Calipso sono troiani di Teti , Elena e Polluce di Dione .
La stabilità di un sistema stella-pianeta-troiani dipende dalla grandezza delle perturbazioni a cui è soggetta. Se, per esempio, il pianeta fosse la massa della Terra, e vi fosse anche un oggetto di massa di Giove in orbita attorno a quella stella, l'orbita del troiano sarebbe molto meno stabile rispetto a se il secondo pianeta avesse la massa di Plutone.
Come regola generale, è probabile che il sistema duri a lungo se m 1 > 100 m 2 > 10.000 m 3 (in cui m 1 , m 2 e m 3 sono le masse della stella, del pianeta e del troiano) .
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I TROIANI DI GIOVE

Gli asteroidi troiani si trovano nei punti L₄ e L₅ di Giove (regioni gravitazionalmente stabili poste lungo l'orbita del pianeta); il termine "troiano" è utilizzato anche per piccoli corpi situati nei punti di Lagrange di altri pianeti e satelliti.

Nel 1772 il matematico Italiano Joseph-Louis Lagrange, nei suoi studi concernenti il problema dei tre corpi ristretto, predisse che un piccolo corpo, che condivide la propria orbita con un pianeta, ma giace in un punto posto 60° davanti o dietro di esso lungo il suo tragitto orbitale, risulta vincolato nei pressi di uno di questi punti; il corpo così intrappolato libra lentamente attorno al punto esatto di equilibrio seguendo una traiettoria a ferro di cavallo. Questi punti, rispettivamente quello anteriore e quello posteriore, sono detti punti lagrangiani L₄ ed L₅. Fu però necessario attendere più di un secolo prima che venisse scoperto il primo asteroide posto in un punto lagrangiano.



Giuseppe Luigi lagrangia

Le stime sul numero totale dei troiani di Giove, sono basate su indagini approfondite di porzioni relativamente limitate di cielo. Si ritiene che il numero di oggetti presenti in L₄ sia compreso tra le 160.000 e 240.000 unità per quanto riguarda gli oggetti di dimensioni superiori a 2 km, e ammonti a circa 600.000 per i corpi più grandi del chilometro ed ipotizzando, secondo le stime, che in L₅ sia presente un numero equivalente di oggetti simili, il numero complessivo degli asteroidi troiani supererebbe il milione, un numero raffrontabile con quello degli asteroidi della fascia principale.

La massa totale dei troiani è stimata in 0,0001 masse terrestri, un quinto della massa totale della fascia principale.

Esistono anche dei troiani di Urano e dei troiani di Nettuno.

I troiani di Giove sono degli oggetti scuri di dimensioni irregolari. La loro albedo geometrica varia generalmente tra il 3 e il 10%, con valori medi che si aggirano sui 0,056 ± 0,003 ,attualmente l'asteroide con la più alta albedo (0,18) è 4709 Ennomos. Tuttavia, si sa molto poco circa le masse, la composizione chimica, la rotazione o altri parametri fisici degli asteroidi troiani di Giove, e per questo che è allo studio una missione per studiarli.

( Nel diagramma, la traiettoria studiata per la missione LUCY ).

ELENCO DEI MAGGIORI TROIANI DI GIOVE
NOME	H	WISE km	IRAS km	Akari km	Ln	R (h)	V–I	A	Ref
624 Ettore	7.2	225	233	230.99	L4	6.92	0.930	1907	list
617 Patroclo	8.19	140.362	140.92	140.85	L5	102.8	0.830	1906	list
911 Agamennone	7.89	131.038	166.66	185.30	L4	6.59	0.980	1919	list
588 Achilles	8.67	130.099	135.47	133.22	L4	7.31	0.940	1906	list
3451 Mentore	8.4	126.288	116.30	117.91	L5	7.70	0.770	1984	list
3317 Paride	8.3	118.790	116.26	120.45	L5	7.09	0.950	1984	list
1867 Deiphobus	8.3	118.220	122.67	131.31	L5	58.66	0.930	1971	list
1172 Äneas	8.33	118.020	142.82	148.66	L5	8.71	0.950	1930	list
1437 Diomedes	8.3	117.786	164.31	172.60	L4	24.49	0.810	1937	list
1143 Odysseus	7.93	114.624	125.64	130.81	L4	10.11	0.860	1930	list
2241 Alcathous	8.64	113.682	114.63	118.87	L5	7.69	0.940	1979	list
659 Nestor	8.99	112.320	108.87	107.06	L4	15.98	0.790	1908	list
3793 Leonteus	8.7	112.046	86.26	87.58	L4	5.62	0.780	1985	list
3063 Makhaon	8.4	111.655	116.14	114.34	L4	8.64	0.830	1983	list
1583 Antilochus	8.6	108.842	101.62	111.69	L4	31.54	0.950	1950	list
884 Priamus	8.81	101.093	96.29	119.99	L5	6.86	0.900	1917	list
1208 Troilus	8.99	100.477	103.34	111.36	L5	56.17	0.740	1931	list
1173 Anchises	8.89	99.549	126.27	120.49	L5	11.60	0.780	1930	list
2207 Antenor	8.89	97.658	85.11	91.32	L5	7.97	0.950	1977	list
2363 Cebriones	9.11	95.976	81.84	84.61	L5	20.05	0.910	1977	list
4063 Euforbo	8.7	95.619	102.46	106.38	L4	8.85	0.950	1989	list
2357 Phereclos	8.94	94.625	94.90	98.45	L5	14.39	0.960	1981	list
4709 Ennomos	8.5	91.433	80.85	80.03	L5	12.28	0.690	1988	list
2797 Teucer	8.7	89.430	111.14	113.99	L4	10.15	0.920	1981	list
2920 Automedon	8.8	88.574	111.01	113.11	L4	10.21	0.950	1981	list
(15436) 1998 VU30	9.1	87.646	85.71	78.63	L4	8.97	0.870	1998	list
3596 Meriones	9.2	87.380	75.09	73.28	L4	12.96	0.830	1985	list
2893 Peiroos	9.23	86.884	87.46	86.76	L5	8.96	0.950	1975	list
4086 Podalirius	9.1	85.495	86.89	85.98	L4	10.43	0.870	1985	list
4060 Deipylos	9.3	84.043	79.21	86.79	L4	9.30	0.760	1987	list
1404 Ajax	9.3	83.990	81.69	96.34	L4	29.38	0.960	1936	list
4348 Poulydamas	9.5	82.032	70.08	87.51	L5	9.91	0.840	1988	list
5144 Achates	9.0	80.958	91.91	89.85	L5	5.96	0.920	1991	list
4833 Meges	8.9	80.165	87.33	89.39	L4	14.25	0.940	1989	list
2223 Sarpedon	9.41	77.480	94.63	108.21	L5	22.74	0.880	1977	list
(4489) 1988 AK	9.0	76.595	92.93	95.02	L4	12.58	0.950	1988	list
2260 Neoptolemus	9.31	76.435	71.65	81.28	L4	8.18	0.950	1975	list
5254 Ulysses	9.2	76.147	78.34	80.00	L4	28.72	0.970	1986	list
(3708) 1974 FV1	9.3	75.661	79.59	76.75	L5	6.55	0.980	1974	list
2674 Pandarus	9.1	74.267	98.10	101.72	L5	8.48	1.000	1982	list
3564 Talthybius	9.4	73.730	68.92	74.11	L4	40.59	0.900	1985	list
4834 Thoas	9.1	72.331	86.82	96.21	L4	18.19	0.950	1989	list
(7641) 1986 TT6	9.4	71.839	68.97	75.28	L4	27.77	0.980	1986	list
3540 Protesilaos	9.3	70.225	76.84	87.66	L4	8.95	0.940	1973	list
(11395) 1998 XN77	9.8	68.977	64.71	67.78	L4	17.38	–	1998	list
(4035) 1986 WD	9.6	68.733	68.23	66.99	L4	13.47	0.970	1986	list
5264 Telephus	9.4	68.472	73.26	81.38	L4	9.53	0.970	1991	list
1868 Thersites	9.5	68.163	70.08	78.89	L4	10.48	0.960	1960	list
(9799) 1996 RJ	9.6	68.033	64.87	72.42	L4	21.52	0.910	1996	list
4068 Menestheus	9.5	67.625	62.37	68.46	L4	14.40	0.950	1973	list
(23135) 2000 AN146	9.9	66.230	58.29	68.50	L4	8.69	0.860	2000	list
2456 Palamedes	9.3	65.916	91.66	99.60	L4	7.24	0.920	1966	list
3709 Polypoites	9.1	65.297	99.09	85.23	L4	10.04	1.000	1985	list
1749 Telamon	9.5	64.898	81.06	69.14	L4	16.98	0.970	1949	list
3548 Eurybates	9.6	63.885	72.14	68.40	L4	8.71	0.730	1973	list
4543 Phoinix	9.7	63.836	62.79	69.54	L4	38.87	1.200	1989	list
12444 Prothoon	9.8	63.835	64.31	62.41	L5	15.82	–	1996	list
4836 Medon	9.5	63.277	67.73	78.70	L4	9.82	0.920	1989	list
(16070) 1999 RB101	9.7	63.191	64.13	68.98	L5	20.24	0.960	1999	list
(15440) 1998 WX4	9.6	62.519	66.48	71.88	L4	21.43	0.970	1998	list
(4715) 1989 TS1	9.7	62.097	63.91	65.93	L5	8.81	0.850	1989	list
(34746) 2001 QE91	9.8	61.684	60.51	63.63	L5	19.63	0.950	2001	list
(38050) 1998 VR38	9.8	61.603	61.04	50.44	L4	18.85	0.990	1998	list
5130 Ilioneus	9.7	60.711	59.40	52.49	L5	14.77	0.960	1989	list
5027 Androgeos	9.6	59.786	57.86	n.a.	L4	11.38	0.910	1988	list
(6090) 1989 DJ	9.4	59.568	74.53	81.92	L4	18.48	0.980	1989	list
(5648) 1990 VU1	9.7	59.295	63.91	n.a.	L5	37.56	0.900	1990	list
7119 Hiera	9.7	59.150	76.40	77.29	L4	400	0.950	1989	list
4805 Asteropaios	10.0	57.647	53.16	43.44	L5	12.37	–	1990	list
16974 Iphthime	9.8	57.341	55.43	57.15	L4	78.9	0.960	1998	list
4867 Polites	9.8	57.251	58.29	64.29	L5	11.24	1.010	1989	list
2895 Memnon	10.0	56.706	55.67	n.a.	L5	7.50	0.710	1981	list
4708 Polydoros	9.9	54.964	55.67	n.a.	L5	7.52	0.960	1988	list
(21601) 1998 XO89	10.0	54.909	55.67	56.08	L4	12.65	0.970	1998	list
(12929) 1999 TZ1	9.9	54.077	61.04	55.34	L5	9.27	0.880	1999	list
17492 Hippasos	10.0	53.975	55.67	n.a.	L5	17.75	–	1991	list
5652 Amphimachus	10.1	53.921	53.16	52.48	L4	8.37	1.050	1992	list
2759 Idomeneus	9.9	53.676	61.01	52.55	L4	32.38	0.910	1980	list
(5258) 1989 AU1	10.2	53.275	50.77	n.a.	L4	19.85	1.010	1989	list
(12126) 1999 RM11	10.1	53.202	n.a.	n.a.	L5	n.a.	?	1999	list
(15502) 1999 NV27	10.0	53.100	55.67	50.86	L5	15.13	0.875	1999	list
4754 Panthoos	10.0	53.025	53.15	56.96	L5	27.68	–	1977	list
4832 Palinurus	10.0	52.058	53.16	n.a.	L5	5.32	1.000	1988	list
5126 Achaemenides	10.5	51.922	44.22	48.57	L4	53.02	–	1989	list
3240 Laocoon	10.2	51.695	50.77	n.a.	L5	11.31	0.880	1978	list
4902 Thessandrus	9.8	51.263	61.04	71.79	L4	738	0.960	1989	list
11552 Boucolion	10.1	51.136	53.16	53.91	L5	32.44	–	1993	list
(20729) 1999 XS143	10.4	50.961	46.30	n.a.	L4	5.72	1.000	1999	list
(6545) 1986 TR6	10.1	50.951	53.16	n.a.	L4	16.26	0.910	1986	list
4792 Lykaon	10.1	50.870	53.16	n.a.	L5	40.09	0.960	1988	list
21900 Orus	10.0	50.810	55.67	53.87	L4	13.45	0.950	1999	list
1873 Agenor	10.1	50.799	53.76	54.38	L5	20.60	–	1971	list
5028 Halaesus	10.2	50.770	50.77	n.a.	L4	24.94	0.900	1988	list
2146 Stentor	9.9	50.755	58.29	n.a.	L4	16.40	–	1976	list
4722 Agelaos	10.0	50.378	53.16	59.47	L5	18.44	0.910	1977	list
5284 Orsilocus	10.1	50.159	53.16	n.a.	L4	10.31	0.970	1989	list
11509 Thersilochos	10.1	49.960	53.16	56.23	L5	17.37	–	1990	list
5285 Krethon	10.1	49.606	58.53	52.61	L4	12.04	1.090	1989	list
4791 Iphidamas	10.1	49.528	57.85	59.96	L5	9.70	1.030	1988	list
9023 Mnesthus	10.1	49.151	50.77	60.80	L5	30.66	–	1988	list
5283 Pyrrhus	9.7	48.356	64.58	69.93	L4	7.32	0.950	1989	list
4946 Askalaphus	10.2	48.209	52.71	66.10	L4	22.73	0.940	1988	list
(22149) 2000 WD49	10.2	48.190	50.77	50.37	L4	7.84	1.090	2000	list
(32496) 2000 WX182	10.2	48.017	50.77	51.63	L5	23.34	0.950	2000	list
5120 Bitias	10.2	47.987	50.77	n.a.	L5	15.21	0.780	1988	list
12714 Alkimos	10.1	47.819	61.04	54.62	L4	28.48	–	1991	list
(7352) 1994 CO	9.9	47.731	55.67	47.07	L5	648	0.850	1994	list
1870 Glaukos	10.6	47.649	42.23	n.a.	L5	5.99	—	1971	list
4138 Kalchas	10.1	46.462	53.16	61.04	L4	29.2	0.810	1973	list
(23958) 1998 VD30	10.2	46.001	50.77	47.91	L4	562	0.990	1998	list
4828 Misenus	10.4	45.954	46.30	43.22	L5	12.87	0.920	1988	list
4057 Demophon	10.1	45.683	53.16	n.a.	L4	29.82	1.060	1985	list
4501 Eurypylos	10.4	45.524	46.30	n.a.	L4	6.05	–	1989	list
4007 Euryalos	10.3	45.515	48.48	53.89	L4	6.39	–	1973	list
5259 Epeigeus	10.3	44.741	42.59	44.42	L4	18.42	–	1989	list
30705 Idaios	10.4	44.546	46.30	n.a.	L5	15.74	–	1977	list
16560 Daitor	10.7	43.861	51.42	43.38	L5	–	–	1991	list
(15977) 1998 MA11	10.4	43.530	46.30	51.53	L5	250	0.906	1998	list
7543 Prylis	10.6	42.893	42.23	n.a.	L4	17.80	–	1973	list
4827 Dares	10.5	42.770	44.22	n.a.	L5	19.00	–	1988	list
1647 Menelaus	10.5	42.716	44.22	n.a.	L4	17.74	0.866	1957	list

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(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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Altri corpi:

1647 Menelaus, 588 Achilles il primo identificato, 617 Patroclus con un relativamente grande satellite (vedi sotto), (12126) 1999 RM₁₁ , 659 Nestor, 911 Agamemnon, 1143 Odysseus, 1404 Ajax, 1437 Diomedes, 1583 Antilochus, 1749 Telamon, 884 Priamus, 1172 Äneas, 1173 Anchises, 1208 Troilus, 1867 Deiphobus, 1870 Glaukos, 1871 Astyanax, 1872 Helenos, 1873 Agenor, 2207 Antenor, ecc.

I più grandi troiani di Giove

Elenco Troiani	Diametro (km)
624 Hektor	225
617 Patroclo	140
911 Agamennone	131
588 Achille	130
3451 Mentore	126
3317 Paride	119
1867 Deiphobus	118
1172 Äneas	118
1437 Diomede	118
1143 Ulisse	115
Fonte: database JPL Small-Body, dati NEOWISE

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(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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(617) PATROCLO e MENEZIO

 

(Nel grafico il risultato dell'occultazione stellare di Patroclo e del suo satellite, del 21 ottobre 2013, i numerosi osservatori coinvolti hanno permesso di ottenere molte linee di corda, che hanno permesso di determinare con abbastanza precisione le dimensioni e la distanza tra le due componenti, entrambi i corpi hanno occultato una stella di magnitudo +8,8 osservata da una squadra di 41 osservatori di stanza negli Stati Uniti. I dati di osservazione indicano la distanza orbitale di 664,6 km e danno una dimensione per il componente leggermente più grande, che mantiene il nome Patroclo con volume complessivo equivalente a una sfera di 113 km, con il componente più piccolo ora chiamato Menoetius con un volume equivalente a 104 km di diametro).

Patroclo:
617 Patroclo è un asteroide troiano di Giove del campo troiano (L5).
Scoperto nel 1906 da August Kopff.
Il suo nome, scelto da Palisa, fa riferimento a Patroclo, personaggio della mitologia greca, amico di Achille. Questo è stato il primo asteroide troiano binario ad essere scoperto, prima ancora che venisse definita la divisione degli asteroidi troiani di Giove in campo greco, situato nel punto lagrangiano L4 e campo troiano, situato nel punto L5. Per questa ragione Patroclo, insieme con 624 Ettore, è l'unico di questi a trovarsi nel campo "sbagliato": esso è infatti compreso nel campo troiano, pur essendo il suo nome dedicato ad un eroe greco.
Possiede dimensioni di 127  km × 117  km × 98  km .

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 5,2169436 UA e da un'eccentricità di 0,1382163, inclinata di 22,04747° rispetto all'eclittica.
Ha un periodo di rivoluzione con una risonanza 1:1 con Giove, pari a 11,92 anni (4.353 giorni).

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Menezio:
Nel 2001 venne scoperta la natura binaria dell'asteroide, con l'individuazione di un suo satellite poco più piccolo, successivamente denominato Menezio e leggermente più piccola della sua primaria. Fu la prima scoperta di un asteroide binario tra i troiani di Giove.
Possiede dimensioni di 117 km × 108 km × 90 km .

(Foto HUBBLE).

Dati del sistema:
È stato stimato che i due componenti orbitano attorno al loro centro di massa in 4,283 ± 0,004 giorni a distanza di 680 ± 20 km in un'orbita approssimativamente circolare. Combinando queste osservazioni con misurazioni termiche prese nel 2000, le dimensioni dei componenti del sistema sono state stimate a 106 km e 98 km, con un diametro equivalente dell'intero sistema di 145 km, perfezionato da successive misurazioni dal Keck Observatory a circa 122 km e 112 km per ciascun partner, e un periodo co-orbitale di 103,5 ± 0,3 ore (4,3125 ± 0,0125 giorni).
I singoli periodi di rotazione dei due corpi si ritengono sincroni, le curve di luce non mostrano significative variazioni rispetto al periodo co-orbitale.
Massa del sistema : (1,36 ± 0,11) × 10E18  kg .

( Immagine di 617 Patroclo ripresa con il telescopio Keck ).

Composizione:
Prove recenti suggeriscono che questi due corpi siano ghiacciati come le comete , piuttosto che rocciosi come la maggior parte degli asteroidi .
Nella classificazione Tholen , Patroclo è un asteroide di tipo P scuro . Poiché la densità dei componenti (0,88 g / cm³) è inferiore all'acqua e circa un terzo di quella della roccia, è stato suggerito che il sistema Patroclo-Menezio, precedentemente ritenuto una coppia di asteroidi rocciosi , fosse più simile a una cometa nella composizione .
Si sospetta che molti troiani di Giove, siano in realtà piccoli planetesimi catturati nei punti di Lagrange del sistema Giove-Sole durante la migrazione dei pianeti giganti 3,9 miliardi di anni fa. Questo scenario è stato proposto da A. Morbidelli e colleghi in una serie di articoli pubblicati nel maggio 2005 su Nature .

Albedo geometrico	0,047 ± 0,003
Tipo spettrale	D ( Tholen )  C 0 (Barucci)  D (Tedesco)  U – B =0,215 ± 0,045  B – V =0,710 ± 0,050  V – R =0,420 ± 0,030  V – I =0,830 ± 0,020

Spettro:

( La linea continua è lo spettro del Troiano "grigio" (617) Patroclo, preso con il telescopio spaziale Spitzer di Mueller et al. (2010) ed è fornito dal Dr. Josh Emery. La linea tratteggiata blu è lo spettro modellato che utilizza il 5% in peso di carbonio e il 5% in peso di olivina sospeso in una matrice di sale. Il modello che utilizza solo olivina in una matrice di sale è mostrato in verde. Illustra che il carbonio sopprime sufficientemente la caratteristica di emissione di 10 µm. Il nostro modello in carbonio si adatta adeguatamente allo spettro dei Troiani grigi ).
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(911) AGAMENNONE

911 Agamennone , designazione provvisoria 1919 FD , è un grande troiano di Giove in campo Greco.

Scoperta e nome:
E 'stato scoperto il 19 marzo 1919, dall'astronomo tedesco Karl Reinmuth all'osservatorio di Heidelberg in Germania sud-occidentale.
Prende il nome dal re greco Agamennone , personaggio principale dell'Iliade .

Dati fisici:
Secondo i sondaggi condotti dall'IRAS , dal satellite giapponese Akari e dalla missione NEOWISE della NASA , Agamemnon misura tra 131,04 e 185,30 chilometri di diametro, sulla base di una magnitudine assoluta (H) di +7,89 e un albedo di superficie tra 0,037 e 0,072.

Una stima concorrente del diametro è stata ottenuta in 169 ± 3 chilometri da un evento di occultazione del 2012 che ha prodotto un modello di forma 2D di circa 190,6 km × 143,8 km (con un profilo irregolare e inclinato) e suggeriscono che Agamennone possa avere un satellite di circa 5
chilometri di diametro in orbita a 278 ± 5 km dal centro del primario.

Il Collaborative Asteroid Lightcurve Link concorda con i risultati ottenuti dall'IRAS e dall'occultazione, ovvero un albedo di 0,0444 e un diametro di 166,66 chilometri basato su una magnitudine assoluta (H) di +7,89.
Le osservazioni fotometriche di questo asteroide durante il 1997 sono state utilizzate per costruire una curva luminosa che mostrava un periodo di rotazione di 6,5819 ± 0,0007 ore con una variazione di luminosità di 0,29 ± 0,01 mag .
Uno studio del 2009 ha prodotto un periodo di 6,592 ± 0,004 ore, in ragionevole accordo con il risultato precedente.

Superficie e composizione:
Nella classificazione di Tholen , Agamennone è un asteroide di tipo D scuro .
È stato anche caratterizzato come tipo D nella tassonomia SMASS del rilevamento spettroscopico di piccoli oggetti del sistema solare (S3OS2).

Parametri orbitali:
Orbita attorno al Sole ad una distanza di 4,9-5,6 UA , una volta ogni 12 anni e 1 mese (4.427 giorni con un semiasse-maggiore di 5,28 UA). La sua orbita ha un'eccentricità di 0,07 e un'inclinazione di circa 22° rispetto all'eclittica .

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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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.

( Figura 1 - (624) Ettore ).

( Figura 2 - (617) Patroclo ).

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.

( Figura 3 - Tutti i Troiani analizzati ).

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.

( Figura 4 - Confronto colore ).

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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I Troiani di Urano

Introduzione:
Attualmente si conoscono solo 2 astreroidi troiani di Urano, ed entrambi librano intorno al punto L4 , cioè precedono il pianeta nella sua orbita intorno al Sole.
Sono per adesso conosciuti attraverso la designazione provvisoria e sono: 2011 QF99 e 2014 YX49 , ed attualmente non hanno avuto la numerazione progressiva dal Minor Planet Center.

2011 QF99

L'asteroide 2011 QF99 è un asteroide del sistema solare esterno ed è il primo Troiano di Urano ad essere scoperto.
Misura circa 60 chilometri di diametro, assumendo un'albedo di 0,05. E' stato osservato per la prima volta il 29 agosto 2011 durante una profonda indagine di oggetti trans-Nettuniani condotti con il Canada – France – Hawaii Telescope, ma la sua identificazione come Troiano è stata annunciata nel 2013.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	60 km (calcolato)
Albedo geometrico	0,05 (assunto)
Magnitudine assoluta  (H)	9.6 (banda R)  9.7

2011 QF99 temporaneamente orbita nei pressi del punto Lagrangiano L4 di Urano, e continuerà a librarsi intorno L4 per almeno altri 70.000 anni e poi rimarrà comunque un co-orbitale per altri 3 milioni anni prima di tornare ad essere un centauro. 2011 QF99 è quindi un centauro catturato qualche tempo fa.

Caratteristiche orbitali
Epoca 4 settembre 2017 ( JD 2458000.5)
Parametro di incertezza 3
Afelio	22,422 UA
Perielio	15,659 UA
semiasse-maggiore	19,040 UA
Eccentricità	0,1776
Periodo orbitale	83,08 anni (30.346 giorni)
Anomalia media	283,84 °
Moto medio	0 ° 0 m  42,84 s / giorno
Inclinazione	10.833 °
Longitudine del nodo ascendente	222.52 °
Argomento del perielio	288.25 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

( Il grafico indica la librazione intorno al punto L4 ).

2014 YX49

2014 YX49 è un co-orbitale di Urano, osservato per la prima volta il 26 dicembre 2014, da Pan-STARRS. E' il secondo troiano conosciuto di Urano, e il quarto co-orbitale. scoperto dopo 83982 Crantor, 2011 QF99 e (472651) 2015 DB216.
L'asteroide 2014 YX49 è un Troiano temporaneo in L4 di Urano, con stime della sua dimensione comprese nell'intervallo 40–120 km.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni Albedo	40–120 km 0,5 - 0,05
Magnitudine apparente	21.6
Magnitudine assoluta  (H)	8.8

Questo oggetto può essere rimasto come un Troiano di Urano in L4 da circa 60.000 anni e può continuare in questo modo per altri 80.000 anni.
Poi le integrazioni numeriche suggeriscono che può rimanere nella zona co-orbitale di Urano per quasi 1 milione anni prima di tornare ad essere un centauro.
Oltre ad essere un Troiano in L4, 2014 YX49 è intrappolato nella risonanza 7:20 con Saturno. Pertanto, questo corpo minore è attualmente sottoposto a una risonanza a tre corpi.

Caratteristiche orbitali
Epoca 16 febbraio 2017 ( JD 2457800.5)
Parametro di incertezza 1
Afelio	24,4207 UA (3.65328 Tm)
Perielio	13,8401 AU (2.07045 Tm)
semiasse-maggiore	19,1304 UA (2,86187 Tm)
Eccentricità	0.276539
Periodo orbitale	83,67 anni (30.562 giorni )
Anomalia media	75.587 °
Inclinazione	25.55097 °
Longitudine del nodo ascendente	91.44425 °
Argomento del perielio	280.584 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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Asteroidi Co-orbitali di Urano

Introduzione:
Fino ad oggi si conoscono 2 asteroidi co-orbitali di Urano, cioè che hanno una risonanza orbitale 1:1 con esso, sono : 83982 Crantor e (472651) 2015 DB216 .

(83982) Crantor

E' un asteroide co-orbitale di Urano. Scoperto nel 2002.
Una frammentaria curva di luce rotazionale di Crantor è stata ottenuta da osservazioni fotometriche presso l' Osservatorio della Sierra Nevada a Granada, in Spagna. L'analisi della curva della luce ha fornito un periodo di rotazione di 13,94 ore con un'ampiezza della luminosità di 0,14 magnitudo
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 19,4347102 UA e da un'eccentricità di 0,2779073, inclinata di 12,77599° rispetto all'eclittica.

( vedi immagine a lato e il grafico sotto ).

Il ghiaccio d'acqua è stato rilevato su Crantor con una sicurezza superiore a 3 σ (99,7%).

Tipo spettrale	RR    · C   B – V =1,105 ± 0,042  V – R =0,761 ± 0,039

Secondo le osservazioni del telescopio spaziale Herschel con il suo strumento PACS , Crantor misura circa 59 ± 12 chilometri di diametro e la sua superficie ha un'albedo di 0,121. Il CALL assume un albedo di 0,10 e deriva un diametro di 61,59 chilometri basato su una magnitudine assoluta (H) di +9,17.

Caratteristiche orbitali
Epoca 4 settembre 2017 ( JD 2458000.5)
Parametro di incertezza 3
Afelio	24.862 UA
Perielio	14.047 UA
semiasse-maggiore	19.454 UA
Eccentricità	0,2780
Periodo orbitale	85,81 anni (31.342 giorni)
Anomalia media	63.889 °
Moto medio	0 ° 0 m  41,4 s / giorno
Inclinazione	12.770 °
Longitudine del nodo ascendente	117.40 °
Argomento del perielio	93.203 °

( Grafico dell'orbita di Crantor ).
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(472651) 2015 DB216

E' un Centauro e un co-orbitale di Urano scoperto il 27 febbraio 2015, dal Mont Lemmon Survey.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	44–160 km
Magnitudine apparente	20,8 (2015) 20,7 (2016) 19,4 (2029; picco)
Magnitudine assoluta  (H)	+8.4

È il secondo Centauro noto su un'orbita a ferro di cavallo con Urano, e il terzo co-orbitale di Urano scoperto dopo 2011 QF99 (un Troiano in L4) e 83982 Crantor (con orbita a ferro di cavallo).

Caratteristiche orbitali
Epoca 4 settembre 2017
Parametro di incertezza 2
Afelio	25.478 UA
Perielio	12.944 UA
semiasse-maggiore	19.211 UA
Eccentricità	0,3262
Periodo orbitale	84,20 anni  (30.755 giorni)
Anomalia media	314.27 °
Moto medio	0° 0m 42,12s /giorno
Inclinazione	37.709 °
Longitudine del nodo ascendente	6.2797 °
Argomento del perielio	237.99 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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Quasi-Satelliti di Nettuno

2007 RW10

(309239) 2007 RW₁₀ è un quasi-satellite di Nettuno.
Alla sua scoperta nel 2007 nell'ambito del programma dell'Osservatorio di Monte Palomar, si ipotizzò che fosse un asteroide troiano di Nettuno a causa di un semiasse maggiore prossimo a quello degli altri troiani, ma successivamente si confermò essere quasi-satellite, finora l'unico osservato, dello stesso pianeta.

Orbita:
Orbita mediamente a 30,1562414 UA con un'eccentricità di 0,3009538 ed un inclinazione di 36,17490° sull'Eclittica, in 165,61 anni quindi in risonanza 1:1 con Nettuno.
(309239) 2007 RW₁₀ rimarrà un quasi-satellite per circa 12.500 anni, dopodiché, secondo le simulazioni orbitali, diventerà un asteroide troiano di Nettuno.
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I Troiani di Nettuno

Nettuno è accompagnato nella sua orbita da una serie di planetoidi che sono in risonanza orbitale 1:1 con esso, detti i ''Troiani di Nettuno''.
Gli asteroidi troiani di Nettuno sono un gruppo di asteroidi che condividono l'orbita e il periodo orbitale di Nettuno intorno al Sole. Risiedono a 60° di distanza nei punti di Lagrange.
Attualmente se ne conoscono 29, (24) nel punto L4 e (4) nel punto L5 e (1) nel punto L3.
Si ritiene che siano molto più numerosi dei Troiani di Giove almeno di un ordine di grandezza.

(L'animazione mostra il percorso di sei troiani di Nettuno nel punto L4. Il pianeta è mantenuto fermo ed è il puntino bianco in basso a destra. In blu è rappresentata l'orbita di Urano, in giallo quella di Saturno e in rosso quella di Giove. Ogni fotogramma dell'animazione rappresenta 164,8 anni, il periodo orbitale di Nettuno. La simulazione copre un periodo di 14500 anni, 88 fotogrammi).

Elenco:
2001 QR₃₂₂ , il primo scoperto nel 2001.
_{385571 Otrera , il maggiore con una dimensione stimata tra 100 e 74 km.}
2005 TN53 , con un'orbita molto inclinata (>25°).
(385695) 2005 TO74 - Clete
2006 RJ₁₀₃
(527604) 2007 VL305
2010 TS191
2010 TT191
(530664) 2011 SO277
(530930) 2011 WG157
2012 UV177
2012 UD185
2013 RL124
2013 TZ187
2013 VX30
2014 QO441 , il più eccentrico con orbita stabile.
2014 QP441
2014 RO74
2014 SC374
2014 UU240
2015 RW277
2015 VV165
2015 VW165
2015 VX165
in L₄ e

2008 LC₁₈ , il primo scoperto in L5.
2004 KV₁₈ , Temporaneo.
2011 HM₁₀₂ , è quello con la più alta inclinazione 29,348°.
2013 KY18 , Stabilità incerta.
in L₅.

(316179) 2010 EN65 , attualmente in L3 ma oscilla tra L4 e L5.
in L3.

( Schema dei troiani di Nettuno indicati in verde ).

Altri casi:
Resta dubbia la classificazione di 2004 KV18, inizialmente considerato un Troiano orbitante nel punto L5 di Nettuno, ma che secondo alcuni studi, a causa della sua elevata eccentricità, potrebbe modificare la sua orbita su scale di tempi relativamente brevi, dell'ordine dei 100.000 anni.
Un altro caso atipico è quello di (316179) 2010 EN65, che ha un'orbita che lo porta ad oscillare tra i punti lagrangiani L4 e L5, passando per il punto L3.

Colori, e composizione superficiale:
I primi quattro troiani di Nettuno scoperti hanno colori simili.
Sono modestamente rossi, leggermente più rossi degli oggetti grigi della cintura di Kuiper, ma non estremamente rossi come i classici oggetti della cintura Kuiper ad alto perielio .
Sono simili ai colori dei centauri , dei troiani di Giove , e dei satelliti irregolari dei giganti gassosi e forse delle comete , che è coerente con un'origine simile di queste popolazioni di piccoli sistemi solari corpi .
I troiani di Nettuno sono troppo deboli per essere osservati in modo efficiente spettroscopicamente con la tecnologia attuale, il che significa che una grande varietà di composizioni superficiali è compatibile con i colori osservati.

Denominazioni:
Per quanto riguarda la denominazione, nel 2015 l'UAI ha stabilito che ai troiani di Nettuno vengano assegnati nomi di Amazzoni, senza distinzione tra i gruppi L4 e L5.
A partire dal 2019, i primi troiani di Nettuno denominati sono stati :
385571 Otrera (nella mitologia greca la prima regina delle Amazzoni).
385695 Clete (nutrice della regina Pentesilea, che guidò le Amazzoni nella guerra di Troia).
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(385571) Otrera

Scoperta e denominazione:
385571 Otrera , designazione provvisoria 2004 UP10 , è un troiano di Nettuno.
E' stato scoperto dagli astronomi americani Scott Sheppard e Chad Trujillo a Las Campanas Observatory il 16 ottobre 2004 , ed è stato il secondo tale organismo di essere scoperti dopo il 2001 QR 322 .
Questo pianeta minore è stato il primo troiano di Nettuno a essere nominato nel novembre 2015. Prende il nome da Otrera , la prima regina delle amazzoni nella mitologia greca . Lo schema di denominazione è quello di nominare questi oggetti come figure legate alle Amazzoni , che erano una tribù guerriera tutta al femminile che combatté nella guerra di Troia dalla parte dei Troiani contro i Greci.

Parametri orbitali:
Otrera appartiene al gruppo L4 , che orbita 60° davanti a Nettuno. Orbita attorno al Sole con un semiasse-maggiore di 30.027 UA spazia da 29,3 a 30,7 UA una volta ogni 164 anni e 6 mesi (60.099 giorni). La sua orbita ha un'eccentricità di 0,02 e un'inclinazione di 1° rispetto all'eclittica .

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Dimensioni:
Gli scopritori stimano che il corpo abbia un diametro medio di 100 chilometri basato su una magnitudine apparente di +23,3.
Basato su una generica conversione magnitudo-diametro, invece risulta di circa 74 chilometri di diametro usando una magnitudine assoluta di +8,8 e una presunta albedo di 0,10.
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Centauri, 
Damocloidi 
ed Inusuali

I Centauri

I centauri, che si estendono in una fascia che va da 9 a 30 UA, sono dei corpi che orbitano nella regione compresa tra Giove e Nettuno.
Il più grande centauro noto, Cariclo, ha un diametro di circa 250 km.
Il primo centauro scoperto, Chirone, è stato classificato come cometa (95P), in quanto si comporta come le comete quando si avvicinano al Sole.
Alcuni astronomi classificano gli asteroidi centauri come degli oggetti della fascia di Kuiper distribuiti nelle regioni più interne assieme a degli altri oggetti dispersi nelle regioni esterne, che popolano il disco diffuso.
I centauri non descrivono orbite stabili nel lungo periodo e possono anche essere espulsi dal sistema solare a seguito dell'interazione gravitazionale con i pianeti giganti.
Studi dinamici condotti sulle loro orbite indicano che gli asteroidi centauri costituiscono molto probabilmente una condizione orbitale intermedia per i corpi celesti provenienti dalla fascia di Edgeworth-Kuiper che poi potrebbero trasformarsi in comete a corto periodo o della famiglia delle comete gioviane. La loro evoluzione inizia nella zona trans-nettuniana, dove occasionali perturbazioni gravitazionali possono sospingere questi planetoidi in direzione del Sole, portandoli ad incrociare l'orbita di Nettuno ed eventualmente ad interagire gravitazionalmente con il pianeta. Le loro orbite non restano stabili, ma divengono altamente caotiche, evolvendo in modo rapido e imprevedibile man mano che essi compiono ripetuti avvicinamenti a uno o più degli altri giganti gassosi.

(8405) ASBOLO

Alcuni centauri evolvono verso orbite che incrociano quella di Giove; nel momento in cui il loro perielio raggiunge il sistema solare interno essi possono essere riclassificati come comete attive della famiglia di Giove, se mostrano attività cometarie. In seguito alle perturbazioni orbitali indotte da Giove e dagli altri giganti gassosi i centauri possono infine collidere con il Sole o un altro pianeta, oppure venire espulsi nello spazio interstellare. Nessun centauro, fino a tutto il 2018 è mai stato fotografato da vicino da una sonda spaziale, anche se numerosi indizi conducono a ritenere che Febe, un satellite naturale di Saturno fotografato dalla sonda Cassini nel 2004, possa essere in verità uno dei centauri catturato da Saturno. Inoltre il telescopio spaziale Hubble ha permesso di raccogliere informazioni dettagliate sulle caratteristiche superficiali di un altro centauro, Asbolo.

DA "ASTEROIDI" A “COMETE”, LA DOPPIA VITA DI QUESTI CURIOSI CORPI CELESTI:

Lo studio condotto su 39 Centauri attivi e 17 comete ad alto perielio (q > 4,5 UA) della famiglia di Giove (Jupiter Family Comets, JFC) ha rivelato caratteristiche sorprendenti. Concentrandosi sugli ultimi cambiamenti orbitali come possibili “inneschi” di attività cometaria, il team di ricerca ha identificato un elemento comune ricorrente nelle passate dinamiche di tutti i corpi celesti analizzati. «Nel nostro lavoro abbiamo studiato la storia dinamica di tutti i Centauri conosciuti, sia attivi che inattivi, e abbiamo abbinato le nostre scoperte alla modellazione termica», hanno spiegato gli autori dello studio. «Eravamo interessati a trovare un qualche tipo di schema comune ai Centauri attivi che, però, mancasse ai corpi inattivi della popolazione».

Mappare la storia dinamica dei Centauri è un’impresa complessa, poiché questi asteroidi orbitano nel regno dei pianeti giganti e la loro evoluzione orbitale è governata dall’influenza caotica dell’attrazione gravitazionale di tali pianeti. «Abbiamo utilizzato un integratore numerico, un codice che ci consente di prevedere l’evoluzione dell’orbita di un corpo celeste. Per i Centauri, possiamo conoscere l’orbita solo per un breve periodo di tempo, in genere, diverse centinaia di anni, dopo il quale il caos rende le previsioni imprecise».

Grazie a questo modello, il team di ricerca ha scoperto che tutti i Centauri attivi hanno, nel tempo, subito un incontro ravvicinato con Giove o Saturno e che questo incontro ha causato un grande e repentino cambiamento orbitale, caratterizzato da una brusca diminuzione della lunghezza del semiasse maggiore dell’orbita ellittica. «Abbiamo chiamato questa variazione orbitale a-jump. In pratica, sarebbe una diminuzione del semiasse maggiore dell’orbita del Centauro, che allo stesso tempo si rimodella passando da un’orbita ellittica a un’orbita più circolare, con un perielio minore. Questo cambiamento è molto rapido, dell’ordine di diversi mesi, e il semiasse maggiore può diminuire di diverse unità astronomiche».

Con un “saltino”, quindi, i Centauri si pongono su orbite in cui le loro superfici possono riscaldarsi più a lungo; sulle nuove orbite, l’onda termica può raggiungere i ghiacci all’interno che sublimano e rendono il Centauro attivo. Un po’ come se questi asteroidi uscissero da uno stato di “ibernazione” per intraprendere una seconda vita, questa volta però da cometa. «Gli a-jump non fanno altro che spostare rapidamente alcuni di questi asteroidi più vicino al Sole, dove l’ambiente è sufficientemente caldo perché i ghiacci subiscano transizioni di fase come la sublimazione e trasformino i Centauri in comete».

«Il nostro modello termico lo conferma, e i risultati suggeriscono che ogni Centauro, per natura, abbia la capacità di diventare attivo, e che tutto dipenda da come si evolve la sua orbita». Restano, dunque, aperte alcune domande. Tutte le JFC, le comete della famiglia di Giove, sono periodicamente attive e si comportano per lo più come comete normali, ma l’attività più “calorosa” degli asteroidi è stata osservata, invece, solo in circa il 10 per cento dei Centauri.

L’analisi degli a-jump, tra i principali fattori scatenanti l’attività cometaria, nelle storie dinamiche recenti dei Centauri e delle JFC potrebbe essere utilizzata per identificare gli asteroidi che sono attualmente attivi o che potrebbero diventarlo a breve. «Abbiamo già identificato tre Centauri con recenti a-jump. Saranno considerati obiettivi ad alta priorità per il successivo monitoraggio della loro trasformazione in nuove comete», concludono gli autori dello studio.

Tra i corpi celesti analizzati dal gruppo, c’è anche 167P/Cineos, una cometa periodica del nostro Sistema solare, scoperta e avvistata nel 2004 dal telescopio Schmidt da 60 centimetri della stazione di Campo Imperatore dell’INAF in Abruzzo, dove è stata inizialmente identificata come un asteroide del gruppo dei Centauri. L’orbita della cometa è compresa tra quelle dei pianeti Saturno e Urano: con un periodo orbitale attorno al Sole di circa 65 anni, la cometa ha avuto un incontro ravvicinato con Saturno nel gennaio 1873 e ne avrà uno con Urano nell’estate del 2038.

[Leggi su Astrophysical Journal Letters l’articolo: “Semimajor-axis Jumps as the Activity Trigger in Centaurs and High-perihelion Jupiter-family Comets” di Eva Lilly, Peter Jevčák, Charles Schambeau, Kat Volk, Jordan Steckloff, Henry Hsieh, Yanga R. Fernandez, James Bauer, Robert Weryk e Richard J. Wainscoat].

Elenco dei Centauri:
LINK (clicca qui) :
ELENCO DI TUTTI gli asteroidi CENTAURI
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(10199) Chariklo

Scoperta e nome:
Si tratta di un asteroide centauro , ed ha preso il nome da una ninfa della mitologia Greca.
Scoperto nel 1997 da James V. Scotti dello Spacewatch.

(foto HUBBLE).

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 15,8536488 UA e da un'eccentricità di 0,1748245, inclinata di 23,37641° rispetto all'eclittica.
L'orbita di Chariklo è più stabile di quelle di Nesso , Chirone e Pholus . Chariklo si trova entro 0,09  UA dalla risonanza 4:3 con Urano e si stima che abbia un'emivita orbitale relativamente lunga di circa 10,3 Miliardi di anni . Le simulazioni orbitali, suggeriscono che Chariklo non inizierà a rientrare regolarmente entro 3 UA (450 Gm) da Urano per circa trentamila anni.

Parametri orbitali
INSA
Semiasse maggiore	15,8536488 UA
Inclinazione sull'eclittica	23,37641°
Eccentricità	0,1748245
Longitudine del nodo ascendente	300,49397°
Argomento del perielio	242,65224°
Anomalia media	18,20159°
Par. Tisserand (TJ)	3,479 (calcolato)

Dati fisici:
Ha dimensioni di 296 × 264 × 204 km ed un periodo di rotazione di 7,004h.
Una delle eccezionalità di questo asteroide è di avere un sistema di anelli, possiede 2 anelli rispettivamente a 391km dal centro e con uno spessore di 7km, ed un secondo a 405km con uno spessore di 3km.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	296 x 264 x 204 km
Periodo di rotazione	7,004 ± 0,036 h
Albedo geometrico	0,045 ± 0,010 0,035 ± 0,010  0,042 ± 0,005  0,057 (assunto)
Tipo spettrale	SMASS = D   · D   BR (G-mode)  B − V = 0.84  V − R =0,50 ± 0,03  B − R = 1,34  V − I =1,02 ± 0,02  R − J = 0,99  V − J =1,49 ± 0,07  J − H = 0,49  V − H =1,98 ± 0,08
Magnitudine apparente	+18,3
Magnitudine assoluta  (H)	6,569 ± 0,015 (R)   · 6,6  · 6,65   · 6,75  · 6,76 · 7,07 ± 0,04  7,08 ± 0,04  · 7,03 ± 0,10  · 7,40 ± 0,25

Curva di luce:

Spettro:

Intanto, la straordinaria qualità dello spettrometro del telescopio spaziale James Webb nel 2022 (grafico sotto), tramite l’analisi della luce solare riflessa da Chariklo, ha rivelato la chiara firma del ghiaccio già ipotizzata con i dati dei telescopi terrestri (grafico sopra).

Occultazione stellare:
La Prima occultazione è riportata in un articolo, pubblicato il 26 marzo 2014, si annuncia la scoperta, da parte di un team coordinato da Felipe Braga-Ribas, di un sistema di anelli di detriti, molto simile a quelli di Saturno e degli altri pianeti giganti, in orbita attorno a Chariklo.
La scoperta è avvenuta osservando l'occultazione della stella UCAC4 248-108672 avvenuta il 3 giugno 2013 con sette diversi telescopi. Questo rende Chariklo il più piccolo oggetto conosciuto del sistema solare a possedere un sistema di anelli.
Attraverso l'analisi della variazione dello spettro complessivo di Chariklo, si ritiene che tale sistema di anelli sia composto almeno parzialmente da acqua ghiacciata.
Pare inoltre che il sistema di anelli sia confinato da una luna dell'asteroide che però, al momento, non è ancora stata osservata.

( Nello schema sono riportati i risultati dell'occultazione stellare che ha permesso la scoperta degli anelli e le dimensioni di Chariklo ).

( Sopra - i risultati delle varie postazioni osservative ).

( Nel dettaglio l'occultazione dei 2 anelli scoperti intorno a Chariklo ).

La conferma arriva il 18 ottobre 2022, quando il telescopio spaziale Webb ha osservato l'occultazione della stella Gaia DR3, che passando a poca distanza da Chariklo, è stata occultata dai suoi 2 anelli.

RICOSTRUZIONE ARTISTICA DI CHARIKLO CON I SUOI ANELLI:

Chariklo è circondato da due anelli densi e sottili di polveri e altre piccole particelle. È l’oggetto finora più piccolo intorno a cui siano stati trovati degli anelli. L’origine degli anelli rimane misteriosa, ma potrebbero essere il risultato di una collisione che ha creato un disco di detriti. I capi del progetto stanno chiamando provvisoriamente gli anelli con i nomi di Oiapoque e Chuí, due fiumi alle estremità Nord e Sud del Brasile. I nuovi risultati sono stati pubblicati on-line dalla rivista Nature il 26 marzo 2014.
“Non stavamo cercando anelli e non pensavamo che piccoli corpi come Chariklo ne avessero, perciò la scoperta – e l’incredibile quantità di dettagli che abbiamo osservato nel sistema – sono stati una vera sorpresa!“, ha commentato Felipe Braga-Ribas (Observatório Nacional/MCTI, Rio de Janeiro, Brasile) che ha progettato la campagna osservativa ed è l’autore principale dell’articolo.
Chariklo è il più grande membro di una classe nota come i Centauri e la sua orbita è nella zona esterna del Sistema Solare, tra Saturno e Urano.
Era previsto che passasse di fronte alla stella UCAC4 248-108672 il 3 giugno 2013, visibile dall’America meridionale. L’evento è stato previsto a seguito di una ricerca sistematica condotta con il telescopio dell’MPG/ESO da 2,2 metri all’Osservatorio di la Silla dell’ESO . Alcuni astronomi, usando sette telescopi tra cui il telescopio danese da 1,54 metri e il telescopio TRAPPIST, sono stati in grado di osservare la stella svanire apparentemente per pochi secondi quando la sua luce veniva bloccata da Chariklo – fenomeno noto come occultazione. Gli studiosi affermano che questo è l’unico modo per definire con precisione la forma e la dimensione di un corpo distante: Chariklo si trova a più di un miliardo di chilometri dalla Terra. Anche con i telescopi più potenti questo oggetto così piccolo e distante appare come un debole punto di luce.
Ma hanno trovato molto di più di quello che si aspettavano: pochi secondi prima, e di nuovo pochi secondi dopo l’occultazione principale, si sono registrati due brevi cali di intensità nella luminosità apparente della stella. Qualcosa intorno a Chariklo stava bloccando la luce! Confrontando ciò che si vedeva da siti diversi, l’equipe ha potuto ricostruire non solo la forma e la dimensione dell’oggetto stesso, ma anche la forma, larghezza, orientamento e altre proprietà degli anelli appena scoperti. Gli anelli di Urano e gli archi intorno a Nettuno sono stati trovati in modo simile durante le occultazioni del 1977 e del 1984, rispettivamente.
L’equipe di ricercatori ha scoperto che il sistema è formato da due anelli ben confinati, larghi solo sette e tre chilometri rispettivamente, separati da un ben preciso intervallo di nove chilometri – intorno a un oggetto di soli 250 chilometri di diametro in orbita al di là di Saturno. “Per me è stato veramente sorprendente rendermi conto che siamo stati in grado non solo di rivelare un sistema di anelli, ma anche di definire che è formato da due anelli ben distinti”, ha aggiunto Uffe Gråe Jørgensen (Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Danimarca), un membro dell’equipe. “Cerco di immaginarmi cosa significhi stare sulla superficie di questo oggetto ghiacciato – abbastanza piccolo perché una macchina da corsa possa raggiungere la velocità di fuga e scappare nello spazio – e intanto ammirare un sistema di anelli di 20 chilometri di larghezza 1000 volte più vicino della Luna”. Anche se molte domande rimangono senza risposta, gli astronomi pensano che probabilmente questo tipo di anelli si formi a partire dai detriti rimasti dopo una collisione. Il confinamento nei due anelli sottili tradisce la probabile presenza di piccoli satelliti. “E così, oltre agli anelli, è probabile che Chariklo abbia almeno una piccola luna che attende di essere scoperta”.

Anelli di Chariklo :

Denominazione provvisoria	Distanza dal centro di Chariklo (km)	Estensione (km)
2013C1R - ''Oiapoque''	391	7
2013C2R - ''Chui''	405	3

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95P / (2060) Chirone

Scoperta:
Chirone , fu scoperto il 1° novembre 1977 da Charles Kowal, su immagini riprese dall’osservatorio di Monte Palomar. Subito dopo la scoperta ricevette la designazione asteroidale provvisoria 1977 UB.
Al momento della sua scoperta Chirone brillava come un oggetto di magnitudine +19 e si trovava a 17,9 UA dal Sole, vicino al suo afelio.

Parametri orbitali:
Chirone si muove lungo un'orbita ellittica con un semiasse di 13,6482136 UA da 8,43 a 18,87 UA con un'eccentricità di 0,3822543 ed un periodo di 50,42 anni, di tipo caotico, compresa all'interno di quella del pianeta Urano, e che interseca periodicamente quella di Saturno (si tratta cioè di un asteroide Crono-secante).
La sua orbita viene molto modificata ogni poche decine di migliaia d'anni dal passaggio ravvicinato con i giganti gassosi del sistema solare, e questo la rende fortemente instabile e difficile da prevedere.
Si è calcolato che nell'anno 1664, Chirone passò all'interno del sistema di Saturno appena un po' più in la dell'orbita di Febe che si pensa possa essere un centauro catturato da Saturno.

Parametri orbitali
(all'epoca JD 2458000,5 4 settembre 2017)
Semiasse maggiore	2 041 772 755 km 13,6482136 UA
Perielio	1 261 296 345 km 8,4311253 UA
Afelio	2 822 249 164 km 18,8653019 UA
Periodo orbitale	18416,72 giorni (50,42 anni)
Velocità orbitale	7 750 km/s (media)
Inclinazione	6,94969°
Eccentricità	0,3822543
Longitudine del nodo ascendente	209,20090°
Argomento del perielio	339,67667°
Anomalia media	153,57909°
Par. Tisserand (TJ)	3,352 (calcolato)
Ultimo perielio	28 febbraio 1996
Prossimo perielio	31 luglio 2046

Dati fisici:
Il diametro di Chirone è stato determinato recentemente tramite lo Spitzer Space Telescope e risulta di 233 ± 14 km, e invece i dati dell'Herschel ci forniscono un valore di 216 ± 10 km , con una media di circa 224 km , mentre il periodo di rotazione, ricavato dalla sua curva di luce è di 5,917813 h.

(Foto HUBBLE).

Superficie:
Dal punto di vista spettrale, nel visibile e nel vicino infrarosso, Chiron è simile agli asteroidi di tipo C, con un albedo geometrico di 0,075 e indici di colore U-B = 0,28 ± 0,06 mag e B-V = 0,70 ± 0,02 mag. Nel vicino infrarosso lo spettro è variabile nel tempo. Nel 1996 e nel 1999 era presente una banda di assorbimento a 2 µm dovuta al ghiaccio d’acqua, mentre nel 1993 non ve n’era traccia, probabilmente perché nascosta dall’attività cometaria, che può rendere più o meno visibile porzioni di superficie.

Tipo spettrale	B ( Tholen ) , Cb ( SMASS ) B – V = 0.704  U – B = 0.283  BB    · C

Spettro:

( Analisi spettrale che ha rilevato la presenza di ghiaccio d'acqua ).

Curva di luce:

( SOPRA - Nel grafico la curva di luce di Chirone ).

Ipotesi anelli:
Nel 2014, rianalizzato i dati raccolti durante le varie occultazioni stellari che lo hanno coinvolto, sono così giunti alla conclusione che le strutture simmetriche attorno all'asteroide - che erano state identificate come getti derivanti dall'attività cometaria - potrebbero essere degli anelli, con un diametro stimato in (324 ± 10) km, questo fatto spiegherebbe anche alcune particolari osservazioni spettroscopiche sulla composizione dell'asteroide.

Il 29 novembre 2011, 2060 Chirone occultò una stella di magnitudine +14,9 ; i dati sono stati ottenuti con successo presso il NASA Infrared Telescope Facility (IRTF) da 3 m su Mauna Kea e il Telescopio Faulkes Telescope North (FTN) Osservatorio globale Las Cumbres da 2 m ad Haleakala. La curva luminosa MORIS mostra un rilevamento del corpo solido del nucleo di Chirone con una durata della corda di 16,0 +/- 1,4 s, corrispondente ad una lunghezza dell'accordo di 158 +/- 14 km. Le caratteristiche simmetriche a doppia estinzione nella curva della luce FTN indicano la presenza di materiale otticamente spesso a circa 300 km dal punto medio del corpo. La durata delle interruzioni indica che tale materiale si trova a : il primo con uno spessore di 3 +/- 2 km , separata da 10–14 km da un secondo di 7 +/- 2 km. La simmetria, lo spessore ottico e la dimensione ridotta di queste caratteristiche consentono l'intrigante possibilità di un arco o di un anello di materiale quasi circolare intorno a Chirone.

Attività cometaria:
Nel settembre 1988, Chirone era a 12,5 UA dal Sole, e si scoprì che, in base a un modello asteroidale, il corpo aveva una luminosità maggiore del previsto, in questo caso, vuol dire che la quantità di luce solare che il corpo riflette nello spazio è aumentata. Questa maggiore luminosità era dovuta allo sviluppo di una chioma di tipo cometario, e fu una vera sorpresa per gli astronomi. Successivamente una coda vera e propria fu osservata per la prima volta nel 1993. Importante notare come questa attività cometaria si sia sviluppata in prossimità del passaggio al perielio, avvenuto il 15 febbraio 1996. Al perielio l’irraggiamento solare è di 18,75 W/m2 superiore rispetto all’afelio dove è di 3,805 W/m2 , ed è quindi più facile che il materiale volatile sublimi dalla superficie andando a formare la chioma. Tuttavia, ricerche d'archivio d’immagini precedenti alla scoperta, hanno permesso di accertare un outburst anche nel 1972, circa due anni dopo l’afelio. Un comportamento strano, che sfugge alla interpretazione in base ai modelli cometari standard.

Dopo il passaggio al perielio, l’attività cometaria diminuì, fino a raggiungere un minimo nel giugno 1997. Successivamente l’attività aumentò di nuovo fino ad un massimo nell’aprile 2001, a 10,5 UA. In generale, Chirone mostra outburst a lungo termine, con aumenti di luminosità di circa 1 magnitudine, e variazioni a breve termine, dell’ordine del giorno, con un tasso di 15 millimag/h. La natura di questi intensi outburst, osservati nel pre/post-perielio, rispettivamente a 12,5 e 10,5 UA dal Sole, non è ancora ben compresa. Il ghiaccio d’acqua non sublima oltre le 6 UA quindi, per spiegare l’esistenza di regioni superficiali che diano luogo ad un’attività cometaria a grandi distanze dal Sole, bisogna invocare la presenza di componenti maggiormente volatili ma minoritari, come il ghiaccio di ossido e di biossido di carbonio (anidride carbonica). Il ghiaccio di biossido di carbonio sublima fino a circa 10 UA, mentre quello di ossido di carbonio arriva fino a 25 UA, entrambi con un tasso di sublimazione paragonabile a quello dell’acqua a 3 UA. In effetti, questo è il modello fisico correntemente accettato per Chirone, noto anche come cometa 95P/Chirone.

( Collage di immagini di 2060 Chirone ).
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(54598) BIENOR

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Posizione:

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

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

( Grafico dell'orbita - JPL ).

LINK :
Physical properties of centaur (54598) Bienor from photometry: http://digital.csic.es/bitstream/10261/160765/1/IAA_2017_stw3264.pdf 
Centaurs and Scattered Disk Objects in the Thermal Infrared:
https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1306/1306.1862.pdf 
Dati JPL : https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2054598#content 
Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0702538.pdf 
Colours of minor bodies in the outer solar system: https://arxiv.org/pdf/1209.1896.pdf 
AstDys-2 : https://newton.spacedys.com/astdys/index.php?n=54598&pc=1.1.7.0 
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(5145) Folo

E' uno dei centauri caratterizzato da un'orbita abbastanza eccentrica pari a (0,573), con un perielio (8,732 UA) che rasenta l'orbita di Saturno ed un afelio fino a (32,130 UA) che lo porta appena oltre l'orbita di Nettuno, si ipotizza che l'asteroide originariamente fosse un oggetto che faceva parte della fascia di Edgeworth-Kuiper.
Ha un inclinazione orbitale di 24,685°, orbita che compie in 92,35 anni.
Folo mostra una caratteristica colorazione rossastra della sua superficie, forse dovuta alla presenza di composti organici tipo le Toline, il metanolo e le olivine, e non mostra fenomeni di attività cometaria a differenza di Chirone.

( Nel grafico è indicato anche lo spettro di Folo ).
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174P/(60558) Echeclus

Classificazione, Scoperta e nome:
60558 Echeclus è un asteroide centauro, e come per Chirone nel 2005 è stata individuata in Echeclus una natura cometaria, e nel 2006 gli è stata dunque affiancata la designazione cometaria 174P/Echeclus. Fu scoperto da Spacewatch il 3 marzo 2000 , e prende il nome da un Centauro della mitologia greca.

Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +9,6 mag , che con un albedo molto scuro di 0,04 se ne ricava una dimensione media di 84 km di diametro.
Mentre il JPL gli assegna H = +9,5 , con albedo di 0,077 e ne risulta quindi un diametro medio di 59 km.
Il suo periodo di rotazione intorno all'asse risulta essere di 26,802 h.
Presenta indici colore di :
B – V = 0,841 ± 0,072 
V – R = 0,502 ± 0,065

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Fenomeni esplosivi:
Il 30 dicembre 2005, quando era a 13,1 UA dal Sole, una grossa fetta di Echeclus si è rotta, provocando una grande nuvola di polvere. Gli astronomi hanno ipotizzato che ciò potrebbe essere stato causato da un impatto o da un rilascio esplosivo di sostanze volatili .
Echeclus sembra esplodere di nuovo verso giugno 2011, quando era a 8,5 UA dal sole.
Il 24 giugno 2011, le immagini di follow-up con il telescopio Haleakala-Faulkes di 2 metri hanno mostrato che la chioma di Echeclus era molto vicina al limite dello sfondo del cielo.
Echeclus esplode di nuovo intorno al 7 dicembre 2017, quando era 7,3 UA dal sole, ed è diventato di 4 magnitudini più luminoso del previsto.

Emissioni:
Nel 2016, il monossido di carbonio è stato rilevato in Echeclus in quantità molto ridotte e il tasso di produzione di CO derivato è stato calcolato per essere sufficiente a giustificare la chioma osservata.
Il tasso di produzione di CO calcolato per Echeclus è sostanzialmente inferiore a quello che si osserva tipicamente per 29P/Schwassmann–Wachmann , un'altra cometa lontana ed attiva spesso classificata come centauro.

Parametri orbitali:
I centauri hanno brevi vite dinamiche a causa di forti interazioni con i pianeti giganti. Si stima che Echeclus abbia un'emivita orbitale di circa 610.000 anni.
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 10,6817304 UA e da una forte eccentricità di 0,4556669 , poco inclinata di 4,34446° rispetto all'eclittica.
Spazia da un perielio di 5,817 UA fino ad un afelio di 15,544 UA , con un periodo di rivoluzione di 34,90 anni (12749 giorni).

Afelio	15,544 UA (2,33253 Tm )
Perielio	5,8168 UA (870,18 Gm)
semiasse-maggiore	10,680 UA (1,5977 Tm)
Eccentricità	0,45537
Periodo orbitale	34,90 anni (12749 giorni )
Velocità orbitale media	8.58 km / s
Anomalia media	7.51102 °
Moto medio	0 ° 1 m  41.657 s / giorno
Inclinazione	4,3445 °
Longitudine del nodo ascendente	173,335 °
Argomento del perielio	162,889 °
Giove  MOID	0,838867 AU (125,4927 Gm)

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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(523727) 2014 NW65

(523727) 2014 NW65 , è un grande membro dei centauri , una popolazione di corpi in movimento verso l'interno che transitano dalla Fascia di Kuiper al gruppo di comete della famiglia di Giove .

Scoperta:
È stato scoperto il 14 luglio 2010 dagli astronomi con il sondaggio PanSTARRS-1 all'Osservatorio di Haleakala , Hawaii, negli Stati Uniti.

Dati fisici:
2014 NW65 ha una magnitudine assoluta (H) di +6,6. Secondo l'archivio Johnston e per l'astronomo Michael Brown , misura tra 212 e 225 chilometri di diametro, basato su un presunto albedo per la superficie del corpo rispettivamente di 0,09 e 0,08.
È uno dei più grandi centauri, di dimensioni comparabili con 2060 Chirone , 10199 Chariklo e 54598 Bienor .
Attualmente non sono state determinate le caratteristiche fisiche dalle osservazioni fotometriche .
Il colore del corpo , il periodo di rotazione , l'asse di rotazione e la forma rimangono sconosciuti.

Parametri orbitali:
Orbita attorno al Sole ad una distanza tra gli 11,2 ed le 35,1 UA una volta ogni 111 anni e 4 mesi (40.670 giorni con un semiasse-maggiore di 23,15 UA). La sua orbita ha un'eccentricità di 0,52 e un'inclinazione di circa 20° rispetto all'eclittica .

Afelio	35,111 UA
Perielio	11,178 UA
semiasse-maggiore	23,145 UA
Eccentricità	0,5170
Periodo orbitale	111,35 anni (40.670 giorni)
Anomalia media	298.27 °
Moto medio	0 ° 0 m  32,04 s / giorno
Inclinazione	20,461 °
Longitudine del nodo ascendente	215.80 °
Argomento del perielio	233,29 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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167P/CINEOS 1

La 167P/CINEOS è una cometa periodica del Sistema solare, appartenente al gruppo dei Centauri.

Prende il suo nome dal CINEOS (Campo Imperatore Near Earth Objects Survey), un programma italiano di ricerca di asteroidi near-Earth condotto dall'Osservatorio Astronomico di Roma dalla Stazione osservativa di Campo Imperatore (AQ) con un telescopio Schmidt di 60 cm.

Dati fisici:

Grazie alle osservazioni fatte con il sondaggio NEOWISE, per le sue dimensioni si stima un diametro medio di circa 66,17 ± 22,9 km, con un albedo di 0,053 ± 0,019 ed ha un indice colore B–R = 1,29 ± 0,03 , che la colloca nel gruppo dei Centauri grigi.

Scoperta & osservazioni:

La cometa è stata inizialmente identificata come un asteroide di +19,8 mag, del gruppo dei Centauri il 10 agosto 2004 dai membri del team CINEOS, Andrea Boattini, Fiore De Luise e Andrea Di Paola e denominato 2004 PY42, ma nel giugno del 2005 gli astronomi americani William Romanishin e Steven C. Tegler osservarono che l'oggetto presentava una chioma asimmetrica di 4'' verso nord-ovest, e che quindi era a tutti gli effetti una cometa, in seguito a questa scoperta l'oggetto è stato ridenominato 167P/CINEOS. IAUC 8545

Quando è stata scoperta erano più di 3 anni che era passata al perielio il 24 aprile 2001, ed al suo massimo ha raggiunto una magnitudine di circa +18,8, ed è stata osservata per l'ultima volta nel 2012 con una magnitudine di circa +21,9. Approfondimento sul sito di Seiichi Yoshida.

Passaggi futuri:

Grazie ai calcoli fatti sa Kazuo Kinoshita, sappiamo che in futuro tornerà al perielio il 18 marzo 2066 ed il 15 maggio 2131.

Parametri orbitali

L'orbita della cometa è compresa tra quelle dei pianeti Saturno e Urano. La cometa ha avuto un incontro ravvicinato con Saturno nel gennaio del 1873, e ne avrà uno con Urano tra fine giugno del 2038 ed inizio luglio del 2039, e nel punto più vicino sarà alla distanza di 1,64 UA.

L'orbita della cometa 167P/CINEOS ha la forma di un'ellisse con un'eccentricità di 0,26995. 

Il suo perielio è a 11,78 UA e l'afelio è a 20,5 UA dal Sole. Il suo periodo di rivoluzione attorno al Sole è di 64,8478 anni, la sua inclinazione rispetto all'eclittica è di 19,1272˚.

( Diagramma orbitale - JPL ).

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I Centauri ''stranieri''

Introduzione:

Nella nostra dimora planetaria esistono anche corpi celesti stranieri, come ci hanno provato i recenti passaggi di 1I/‘Oumuamua e 2I/Borisov, che però si sono fermati entrando il strane orbite intorno al Sole. Si tratta di una famiglia composta attualmente da ben 19 asteroidi, provenienti da un sistema planetario distante e trasferiti qui da noi milioni, forse miliardi di anni fa. 

È quanto dimostra una nuova ricerca franco-brasiliana, che ha identificato questi 19 oggetti celesti appartenenti ai Centauri, classe di planetoidi ghiacciati che si trovano tra Giove e Nettuno.

Lo studio, pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, è firmato da Fathi Namouni dell’Osservatorio della Costa Azzurra a Nizza e da Helena Morais dell’Università di San Paolo del Brasile. 

Gli stessi due astronomi che nel 2018 avevano scoperto nell’orbita di Giove l’asteroide (514107) 2015 BZ509 - Ka'epaoka'awela, il primo oggetto scoperto nel nostro sistema planetario con origini extrasolari. Ma se fino ad oggi questo sembrava un caso isolato, confrontabile soltanto con il passaggio di ‘Oumuamua, la nuova ricerca dimostra che gli oggetti celesti stranieri sono molti di più. E probabilmente ce ne sono altri in attesa di essere scovati.

Nel caso dei 19 asteroidi dei Centauri, la provenienza extrasolare è stata dimostrata a partire dallo studio della loro orbita. Gli scienziati hanno costruito una simulazione informatica da cui emerge che la traiettoria di questi oggetti può essere spiegata soltanto assumendo che non fossero presenti alle origini del Sistema solare, 4 miliardi e mezzo di anni fa.

Fin dall’inizio, tutti gli oggetti del nostro sistema planetario orbitavano attorno al Sole sullo stesso piano del disco di polvere e gas che li aveva generati. 

Ma questi 19 asteroidi no. 

In base al modello elaborato da Namouni e Morais, questi 19 Centauri seguivano un’orbita perpendicolare rispetto alla configurazione originale. 

Un dato confermato anche dalla loro posizione: gli asteroidi si trovavano lontani dal disco che ha costituito la culla degli altri asteroidi del nostro Sistema planetario. 

E orbitavano attorno a un’altra stella.  

È stata probabilmente la potente interazione gravitazionale in prossimità del Sole a catturare questi oggetti celesti, inglobandoli nel Sistema solare. 

Studio:

Qui, abbiamo esaminato 17 Centauri ad alta inclinazione e i due oggetti trans-nettuniani ad orbita polare (528219) 2008 KV42 e (471325) 2011 KT19. 

Le distribuzioni statistiche mostrano che le loro orbite erano quasi polari 4,5 miliardi di anni fa, e si trovavano nel disco diffuso e nelle regioni interne della nube di Oort. 

Le attuali inclinazioni polari non possono essere spiegate dall'attuale teoria della formazione del sistema solare poiché il primo sistema planetesimale deve essere stato quasi piatto per spiegare la gran parte degli asteroidi a bassa inclinazione e la Fascia di Kuiper. 

Inoltre, si ritiene che inizialmente, il primo disco diffuso e le regioni interne della nube di Oort fossero prive del materiale del sistema solare in quanto il disco planetesimale non avrebbe potuto estendersi ben oltre l'orbita attuale di Nettuno al fine di arrestare la migrazione verso l'esterno del pianeta. Le orbite quasi polari dei Centauri ad alta inclinazione stabili da anche 4,5 Gyr nel passato indicano quindi la loro probabile cattura dal mezzo interstellare.

Asteroidi studiati:

Il Minor Planet Center 4 elenca 17 centauri con opposizioni multiple osservate e con inclinazioni maggiori di 60° e perielio maggiore di 3 UA a partire dal 1 dicembre 2018. 

Il criterio del perielio è di limitare l'effetto dei pianeti interni sull'evoluzione dei Centauri. 

Per comodità, i Centauri sono divisi in 4 gruppi: 

1) - Il primo è il gruppo di Centauri polari i cui piani orbitali si trovano entro 30° dalla direzione del momento angolare totale del sistema solare. In ordine di crescente inclinazione, questo gruppo comprende 2010 FH92, 2007 BP102, 2010 CR140, (144908) 2004 YH32, (518151) 2016 FH13, 2014 JJ57, 2011 MM4, (342842) 2008 YB3 e 2016 LS. 

2) - Il secondo gruppo è quello dei centauri retrogradi che sono stati studiati da (Morais e Namouni 2013), per dimostrare che Giove e Saturno catturano temporaneamente i Centauri con una risonanza media retrograda. Gli oggetti sono 2009 QY6, 1999 LE31, 2006 BZ8, (330759) 2008 SO218 e (434620) 2005 VD5 

3) - Il terzo gruppo è quello dei centauri situati nella regione coorbitale o in prossimità di un pianeta; include 2015 YY18  nella regione co-orbitale di Urano e i due oggetti 2005 NP82 e 2016 YB13 vicino o nella regione co-orbitale di Giove a cui viene aggiunto Ka'epaoka'awela, l'asteroide co-orbitale di Giove. Il Centauro polare 2010 CR140 che si trova anche vicino alla regione coorbitale di Giove non è stato incluso nel gruppo co-orbitale perché la probabilità di cattura nella regione coorbitale di Giove per orbite quasi polari è piccola (Namouni e Morais 2018).

4) - Ai Centauri ad alta inclinazione, aggiungiamo un quarto gruppo con i due noti TNO polari 2008 KV42 e (471325) 2011 KT19, ed il Centauro a bassa inclinazione (2060) Chirone.

( Nel grafico sono riportati gli asteroidi oggetto di studio evidenziando le loro inclinazioni orbitali ed il range da perielio ad afelio, i punti neri sono i 4 pianeti giganti, nel cerchio i due TNO inseriti nelle simulazioni atte a determinare la loro origine ).

Tabella:

( In tabella sono indicati: Inclinazione, Eccentricità, Semiasse-maggiore e Perielio ).

Conclusioni:

In conclusione è altamente improbabile che questi corpi siano originari della nebulosa solare primordiale, è molto più probabile che si tratta di corpi catturati durante i vari passaggi ravvicinati che il Sole ha avuto con altre stelle durante i 4.5 miliardi di anni della sua vita, e che quindi possano essere stati originati altrove e potrebbero essere anche molto più vecchi del sistema solare ed avere composizioni differenti a causa della diversa composizione della nebulosa stellare da cui hanno avuto origine.

LINK : https://academic.oup.com/mnras/article/494/2/2191/5822028 

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I Damocloidi

Sono un piccolo gruppo di asteroidi, attualmente una quarantina, che prende il nome dall'asteroide capostipite: 5335 Damocles (Damocle), ci sono anche:
 20461 Dioretsa, (65407) 2002 RP120,  1999 XS35, ecc.
A determinare questa particolare classe di corpi è stato l'astronomo giapponese Akimasa Nakamura  indicando i vari criteri per l'appartenenza a questo gruppo.
I Damocloidi comunque sono una classe di asteroidi complementare a quella dei Centauri, visto che hanno in comune solo i semiassi maggiori superiori a quello di Giove.
Un asteroide per essere inserito tra i Damocloidi deve avere queste caratteristiche orbitali:

• eccentricità superiore a 0,75 oppure l'inclinazione (oltre 90°), cioè un'orbita retrograda.
• perielio interno all'orbita di Giove, inferiore a 5,2 UA
• semiasse maggiore superiore a 8 UA;
• parametro di Tisserand inferiore a 2.

Questi parametri e criteri sopra citati, sono simili a quelli delle comete, per questo alcuni astronomi ritengono che tali asteroidi non siano altro che comete dormienti ed in alcuni casi le osservazioni successive hanno mostrato che difatti si trattava proprio di comete, dopo aver visto che questi oggetti hanno sviluppato chiome e code cometarie.
Quindi è probabile che i criteri per la definizione dei Damocloidi siano influenzati dal basso numero di oggetti conosciuti attualmente, ed una più completa definizione potrebbe allargarsi a diversi criteri e parametri.
Quasi nulla sappiamo sulla loro natura fisica, a parte che presentano un albedo tra i più bassi nel Sistema solare, ed il loro indice di colore è tendente al rosso e circa l'80% di essi hanno diametri compresi tra i 2,5 km e i 15 km, quindi oggetti molto piccoli.
Attualmente sono classificati come Damocloidi poco più di 40 oggetti di cui quasi la metà presenta orbite retrograde (inclinazione oltre i 90°), ed i 3/4 del totale hanno eccentricità superiori a 0,8 ed infine quasi la metà di essi hanno periodi di rivoluzione superiori ai 100 anni.

LISTA DEI DAMOCLOIDI: List of Damocloids. 
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(5335) Damocle

Classificazione e Scoperta:
5335 Damocles, designazione provvisoria 1991 DA , è un centauro e l'omonimo dei damocloidi , un gruppo di pianetini minori che possono essere nuclei inattivi del tipo Halley o comete di lungo periodo.
Fu scoperto il 18 febbraio 1991 dall'astronomo australiano Robert McNaught al Siding Spring Observatory in Australia. Prende il nome da Damocle , una figura della mitologia greca.

Dati fisici:

Caratteristiche fisiche
Dimensioni stimate	~ 10 km
Magnitudine apparente minima all'afelio	+26,56
Magnitudine assoluta  (H)	+13,3

(Nel grafico la variazione della magnitudine apparente, la linea viola indica la data della scoperta).

Un'orbita peculiare:
Quando fu scoperto Damocle, si trovò che era su un'orbita completamente diversa da tutte le altre conosciute. L'orbita di Damocle si estendeva dall'interno dell'afelio di Marte fino ad Urano . Sembrava essere in transizione da un'orbita esterna quasi circolare del Sistema Solare a un'orbita eccentrica che la portava al Sistema Solare interno .

Evoluzione orbitale:
Duncan Steel , Gerhard Hahn, Mark Bailey e David Asher hanno effettuato proiezioni della sua evoluzione dinamica a lungo termine e hanno trovato una buona probabilità che diventerà un asteroide Near-Earth e potrà trascorrere un quarto della sua vita in tale orbita.
Damocle, comunque, ha un'orbita stabile per decine di migliaia di anni prima e dopo il presente, perché la sua orbita è molto inclinata e non lo porta vicino ne a Giove ne a Saturno .

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 11,8425724 UA e da un'eccentricità di 0,8664149, molto inclinata di 61,78656° rispetto all'eclittica.
È il prototipo degli asteroidi definiti damocloidi.
La sua orbita spazia da un perielio prossimo all'orbita di Marte con 1,5741 UA fino all'afelio di 22,078 UA con un periodo di rivoluzione di 40,67 anni (14.854 giorni).

Longitudine del nodo ascendente	314,14 °
Argomento del perielio	191,26 °

Ipotetico sciame meteorico:

Si ipotizza che Damocle possa essere il corpo da cui potrebbe derivare una pioggia di meteoriti su Marte apparentemente proveniente dalla direzione della costellazione del Draco . L'oggetto ha una distanza di intersezione dell'orbita minima su Marte (Marte-MOID) di 0,057 UA (8.500.000  km) e un Urano-MOID di 0.3 UA (45.000.000 km).
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Gli Asteroidi ''INUSUALI''

Esistono anche degli asteroidi che non appartengono a nessuna delle famiglie o dei vari gruppi, questi corpi e le loro orbite sono definite nella lista del Johnston Archive come ''unusual'' il primo di questi asteroidi ad essere scoperto fu nel 1920 da W. Baade (944) Hidalgo poi tra quelli con un nome ci sono pure (37117) Narcissus e (365756) ISON, altri 10 hanno ottenuto una numerazione definitiva dal MPC, mentre un'altra cinquantina possiedono solo la denominazione provvisoria, nella maggioranza dei casi le orbite di questi oggetti hanno il perielio che cade nella fascia principale degli asteroidi mentre hanno degli afeli che vanno dai pressi dell'orbita di Saturno ai pressi di quella di Urano, solo alcuni hanno afeli più distanti anche fino ad oltre 60 UA.

Non sono ancora classificati come categoria e quindi non ci sono parametri che li descrivono, anche se alcuni potremmo dividerli in ipotetici gruppi:
Il gruppo di (944) Hidalgo con afeli nei pressi di Saturno, di circa +80 asteroidi conosciuti.
Il gruppo di 1998 QJ1 con afeli nei pressi di Urano, di circa 15 piccoli asteroidi conosciuti.
Il gruppo dei Dispersi con afeli maggiori di 25 UA.

SITO MPC: https://www.minorplanetcenter.net/iau/Unusual.html 
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(944) Hidalgo

944 Hidalgo è un asteroide che transita in parte nella fascia principale, ma tuttavia non è classificato come appartenente ad essa, ma come un oggetto inusuale non altrimenti classificabile, né come asteroide e né come centauro.
È improbabile che vi siano satelliti di grandi dimensioni in orbita attorno a Hidalgo di larghezza superiore a circa 15 chilometri.
Le osservazioni del Very Large Telescope del 2003 hanno escluso qualsiasi oggetto secondario più luminoso di V = 19,5 oltre 200 chilometri dall'asteroide. Tuttavia, non sono state escluse le lune più piccole.

(Sequenza d'immagini a lato del 2003).

Scoperta:
Fu scoperto da Walter Baade nel 1920 .
Si tratta dell'asteroide della fascia principale caratterizzato dal più lungo periodo orbitale di 13,77 anni.
Prende il nome dal rivoluzionario messicano Miguel Hidalgo y Costilla .

Dati fisici:
Nella classificazione Tholen e Bus – DeMeo , Hidalgo è un asteroide di tipo D scuro e carbonaceo .
Secondo le indagini condotte dal satellite giapponese Akari e dalla missione NEOWISE della NASA, Hidalgo misura rispettivamente 52,45 e 61,4 chilometri di diametro e la sua superficie ha un'albedo molto bassa rispettivamente di 0,042 e 0,028.
L'importante banca dati JPL Small-Body attualmente fornisce un diametro di 38 chilometri tratto dalla pubblicazione Hazards to Comets and Asteroids ( Tom Gehrels , 1994). Il Collaborative Asteroids Lightcurve Link (CALL) , assume un albedo standard per l'asteroide di tipo carbonaceo di 0,057 e deriva un diametro di 44,6 km basato su una magnitudine assoluta (H) di +10,48 , mentre l'archivio Johnstons adotta il diametro di Akari di 52 km con un albedo di 0,042.

( Risultato di una corda di un'occultazione stellare del 6/12/2018 ).

Forma:

Alla fine degli anni '90, una rete di astronomi in tutto il mondo ha raccolto dati sulla curva della luce che sono stati infine utilizzati per derivare gli stati di rotazione e modellazione di 10 nuovi asteroidi, incluso Hidalgo .
Gli autori descrivono il modello di forma con "aree piatte molto grandi e una sagoma polare rettangolare ", che sono forti indicazioni di una forma altamente non convessa.
Alcune delle curve di luce mostrano minimi netti, il che indica che la forma dell'oggetto può avere due lobi.

Un'orbita peculiare:
L'elevata eccentricità orbitale di Hidalgo lo porta, al perielio (1,95 UA), a rasentare i confini interni della fascia principale, mentre all'afelio (9,54 UA) l'asteroide raggiunge addirittura l'orbita di Saturno. Si tratta di caratteristiche peculiari per un asteroide, ma analoghe ai parametri orbitali di alcune comete .

Caratteristiche orbitali
Epoca 27 aprile 2019 ( JD 2458600.5)
Parametro di incertezza 0
Afelio	9,5345 UA
Perielio	1,9474 UA
semiasse-maggiore	5,7410 UA
Eccentricità	0,6608
Periodo orbitale	13,76 anni (5.024 giorni)
Anomalia media	13.078 °
Moto medio	0° 4m 18,12s/giorno
Inclinazione	42,521 °
Longitudine del nodo ascendente	21,420 °
Argomento del perielio	56,651 °
Giove  MOID	0.3285 UA
T Giove	2,0690

( Variazione della magnitudine apparente in funzione della sua posizione nella propria orbita ).

Curva di Luce:
Il suo periodo di rotazione, come la sua forma, sono stati determinati dalla sua curva di luce, ne risulta quindi che ruota su se stesso in 10,062 ore.

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A cura di Andreotti Roberto.