CAPITAN FUTURO: FASCIA PRINCIPALE DEGLI ASTEROIDI - Cap. 2° - Eventi distruttivi e Famiglie collisionali. by Andreotti Roberto

FASCIA PRINCIPALE DEGLI ASTEROIDI - Cap. 2° - Eventi distruttivi e Famiglie collisionali. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 29/09/2020

ASTEROIDI
Capitolo 2°

In questo capitolo tratteremo in modo più approfondito Alcuni tipi o gruppi particolari di asteroidi della Fascia Principale.
Ci sarà una sezione dedicata agli asteroidi vittime di impatti o in autodistruzione per l'effetto YORP.

Gli asteroidi vittime di impatto
o in autodistruzione:

(493) Griseldis

Dati fisici:
493 Griseldis è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 46,41 ±4.1 km, possiede un albedo superficiale di 0.0622±0.013 .
Ha un periodo di rotazione di 51,940 h (2,1642 giorni).

Occultazione:
Un'occultazione di 0,16 secondi è stata registrata da Jonathan Bradshaw, utilizzando un telescopio SCT e una fotocamera Watec 910BD.

( OCCULTAZIONE STELLARE - Il cerchio sopra è tracciato al diametro atteso di Griseldis. Con una sola linea di corda non è possibile determinare se Jonathan fosse a nord o a sud della linea centrale dell'evento, ma è chiaro che l'evento si trovava a nord della previsione. Il cerchio è stato tracciato sull'accordo osservato ).

Parametri orbitali:
Scoperto nel 1902, presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,1213562 UA e da un'eccentricità di 0,1704576, inclinata di 15,14860° rispetto all'eclittica.
Ha un periodo di rivoluzione attorno al Sole di 5,50 anni (2009,6 giorni).

( Grafico dell'orbita ).

Scoperta e nome:
Fu scoperto il 7 Settembre 1902 dall'astronomo tedesco Max Wolf presso Heidelberg.
Il suo nome è dedicato a Griselda, moglie del marchese di Saluzzo, paziente protagonista della decima novella dell'ultima giornata del Decameron di Giovanni Boccaccio.

Evento da impatto:

Qualcosa, il 17 marzo 2015, ha colpito 493 Griseldis, un asteroide della fascia principale. L'analisi dei dati raccolti dal Subaru Telescope a Mauna Kea, isole Hawaii, parlano chiaro: l'asteroide ha assunto una forma apparentemente allungata, una coda temporanea, un fenomeno transitorio e non collegabile con un fenomeno di vento solare dal momento che l'estensione non si è allineata in direzione opposta al Sole.
Deve essersi verificato un evento da impatto, hanno spiegato i ricercatori nel corso del meeting annuale della Division for Planetary Sciences of the American Astronomical Society. A differenza della coda delle comete, che scorre in direzione opposta al Sole sotto le forti spinte del vento solare, l'asteroide 493 Griseldis ha sviluppato una coda anomala ed effimera.

Il fenomeno si è infatti esaurito in breve tempo, fatto che suffraga l'ipotesi di una collisione fra l'asteroide della fascia principale e un corpo estraneo. Il telescopio Magellano ha registrato lo stesso fenomeno quattro notti più tardi (vedi foto a lato), rilevando ancora le tracce di un'estensione della coda, sebbene più debole. Nessuna traccia invece nelle osservazioni eseguite il 24 marzo dal telescopio dell'Università delle Hawaii o dallo stesso telescopio Magellano tra il 18 aprile e il 21 maggio. Naturalmente anche il confronto con gli archivi ha dato esito negativo. L'evento registrato su 493 Griseldis è dunque unico nel suo genere. «Le osservazioni sono coerenti con l'ipotesi di un evento da impatto sull'asteroide», concludono i ricercatori che si sono occupati dello studio: David Tholen dell'Istituto di Astronomia presso l'Università delle Hawaii a Manoa, Scott Sheppard della Carnegie Institution, e Chad Trujillo del Gemini Observatory.

( Sequenza di 4 immagini dove si nota l'effimera coda ).

Link:

(EN) Griseldis - Dati riportati nel database dell'IAU, Minor Planet Center.
(EN) Tholin, David J.; Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chad A. (2015). "Evidence for an Impact Event on (493) Griseldis". American Astronomical Society. Bibcode:2015DPS....4741403T.
(EN) "Main-belt asteroid shows evidence of march collision'Phys.org 2015-11-12 Retrieved 2015-11-13 Main-Belt Asteroid Shows Evidence of March Collision
(EN) Griseldis - Dati riportati nello Small-Body Database, Jet Propulsion Laboratory.

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(596) SCHEILA

Introduzione:

596 Scheila è un asteroide della cintura principale in orbita attorno al Sole . Fu scoperto il 21 febbraio 1906 da August Kopff di Heidelberg . Kopff chiamò l'asteroide come una studentessa inglese che conosceva.

L'evento da impatto:

Scoperta dell'evento:
Il 4 dicembre 2010, Steve Larson del Catalina Sky Survey ha rilevato un aspetto simile a una cometa per l'asteroide Scheila, che ha mostrato una " chioma " di circa 13,5 magnitudo .
L'ispezione delle osservazioni d'archivio del Catalina Sky Survey ha mostrato che l'attività è stata attivata tra l'11 novembre 2010 e il 3 dicembre. le osservazioni con il Faulkes Telescope North da 2 metri ha rivelato una coda lineare nella direzione anti-solare e una coda orbitale, indicativo della presenza di particelle più lente più grandi.

Eiezioni:
Non era noto cosa provocasse i pennacchi e le eiezioni. La gravità di Scheila è troppo grande perchè l'elettrostatica possa far alzare la polvere.
Il degassamento cometario, non poteva essere esclusa fino a dettagliate osservazioni spettroscopiche che indicano l'assenza di gas nei pennacchi di Scheila.

Osservazioni:
Le osservazioni del telescopio spaziale Hubble e del telescopio UV-ottico Swift Gamma Ray Burst Mission , fanno ipotizzare che sia molto probabile che Scheila sia stata colpita a ~ 5 km/s da un asteroide precedentemente sconosciuto di ~ 35 metri di diametro.

Nel 2010, il telescopio spaziale Hubble aveva già osservato le conseguenze di una catastrofica collisione che distrusse l'asteroide molto più piccolo P/2010 A2 .

Ipotizziamo che ogni asteroide delle dimensioni di Scheila potrebbe essere colpito da un oggetto di 10–100 metri di diametro, ogni 1000 anni circa, quindi con 200 asteroidi di queste dimensioni o più grandi nella fascia degli asteroidi, possiamo osservare una collisione ogni 5 anni.

Modalità da impatto:

Dati fisici:

Scheila , è un asteroide della fascia principale con un diametro di 113.34 chilometri, con un albedo geometrico di 0,0379 ± 0,002 , ed una magnitudine assoluta (H) di +8,90.

Ha un periodo di rotazione di 15,8480 h .

L'asteroide è stato ripreso con i filtri fotometrici Vc e Rc, e dalle preliminari misure risulta avere un indice di colore V-R=0.45, compatibile con asteroidi di tipo S, D,T.

Curva di luce:

( Curva di luce rotazionale ).

Spettro:

( Spettro rilevato dopo l'impatto ).

( Confronto tra gli spettri, prima e dopo ).

Parametri orbitali:

Orbita a 2,927 UA, con un'eccentricità di 0,1658265 e un periodo orbitale di 1.828,29 giorni (5,01 anni). La sua inclinazione è di 14.66855º , rispetto all'eclittica.

Afelio	3,4062 UA
Perielio	2,4490 UA
semiasse-maggiore	2,9276 UA
Eccentricità	0,1635
Periodo orbitale	5,01 anni (1.830 giorni)
Anomalia media	21,266 °
Moto medio	0 ° 11 ^m 48,48 ^s / giorno
Inclinazione	14,661 °
Longitudine del nodo ascendente	70,606 °
Argomento del perielio	175,16 °

( Grafico dell'orbita di Scheila e traiettoria del corpo impattatore ).

LINK DAL BLOG DI BACCI PAOLO DEL GAMP :
https://b09-backman.blogspot.com/search/label/scheila

ALTRI LINK: https://arxiv.org/abs/1110.1150

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(6478) GAULT

6478 Gault, designazione provvisoria 1988 JC1, è un asteroide della famiglia di Focea della regione interna della fascia degli asteroidi, approssimativamente ha una dimensione di 3,7 km di diametro per un'albedo di 0.22, e una magnitudine assoluta (H) di +14,4. Ad oggi, nessun curva di luce di Gault è stata ottenuta dalle osservazioni fotometriche. Il periodo di rotazione del corpo, l'asse e la forma rimangono sconosciuti.

I'asteroide, classificato di tipo S è stato scoperto il 12 maggio 1988, dalla coppia di astronomi Carolyn e Eugene Shoemaker presso l'Osservatorio Palomar in California. È stato chiamato così in onore del geologo planetario americano Donald Gault.

Orbita attorno al sole ad una distanza di 1,8589 – 2,7514 UA una volta ogni 3 anni e 6 mesi - 1.278 giorni, ha un semiasse maggiore di 2,31 AU , e la sua orbita ha un'eccentricità di 0,1936 ed un'inclinazione di 22,811° rispetto all'eclittica.

Nel 2018 ottobre, è stato forse colpito da un corpo non identificato di circa 50 metri di dimensione, causando la creazione di una coda come una cometa, leggi sotto gli approfondimenti ed i vari aggiormamenti......

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Post del 12/01/2019

DAL BLOG DI BACCI PAOLO :
( Del GAMP ).

L'asteroide (6478) Gault, scoperto il 12 maggio del 1998 dagli Shoemaker (gli scopritori della famosa cometa SL9 che nel 1994 andò ad impattare su Giove) dall'osservatorio astronomico di Monte Palomar, fa parte della fascia principale degli asteroidi che orbitano tra Marte e Giove, con un diametro presunto di circa 3 chilometri.

Epoch 2019 Apr. 27.0 TT = JDT 2458600.5 MPC
M 289.34905 (2000.0) P Q
n 0.28161558 Peri. 83.26761 -0.06020046 +0.99789634 T = 2458851.37726 JDT
a 2.3051451 Node 183.55769 -0.99810066 -0.06049354 q = 1.8588989
e 0.1935870 Incl. 22.81135 -0.01307587 +0.02331132 Earth MOID = 0.98986 AU
P 3.50 H 14.4 G 0.15 U 0

Dalle osservazioni effettuate dal telescopio ATLAS delle Hawaii l'8 dicembre del 2018, l'asteroide viene osservato mostrando una coda di 30" in P.A. 290°. Si presume, da modelli matematici, che l'emissione delle polveri potrebbe essersi verificata tra ottobre e novembre del 2018.

Gault con la sua ''coda'' è osservabile dall'Italia, anche adesso (Gennaio 2019), poco dopo le una di notte, con una luminosità di circa 18.7 V mag.

Nella fascia principale degli asteroidi sono stati identificati oggetti cometari che prendono il nome di Mail-Belt Comet. Tra questi, si segnalano i seguenti:

133P/Elst-Pizarro - (7968)

176P/LINEAR - (118401)

238P/2005 U1 (Read)

P/2008 R1 (Garradd)

354P/ (LINEAR) - 2010 A2

Un caso analogo si è verificato nel 2010, quando l'asteroide (596) Scheila improvvisamente ha mostrato attività cometaria.

Si può presumere che, sia nel caso di Gault che di Scheila, il loro aspetto sia dovuto ad un micro-impatto che ha eiettato del materiale.

La notte del 12/01/2019 anche dall'osservatorio di San Marcello è stato ripreso l'asteroide GAULT, dalle immagini si evidenzia ancora il perdurare della coda. (vedi sopra).

Come si vede la coda si estende per oltre 5.000 km, ma dalle nostre immagini non si nota come nel caso di 596 Scheila una chioma.

Ipotesi 1:

Si puo ipotizzare che l'asteroide sia stato colpito da un altro oggetto di dimensioni molto piu piccole. GAULT ha un diametro di circa 4 km, quindi impattando con una roccia di 50 metri ( irrilevabile da Terra a quella distanza) potrebbe aver causato l'uscita di materiale che è andato a formare la coda.

Un impatto del genere indubbiamente avra cambiato l'orbita di 6478 Gault, ma non tanto da poter essere rilevabile con l'astrometria.

( NDB: L'ipotesi dell'impatto sembra superata, adesso si ipotizza la disgregazione dall'aumento della velocità per effetto YORP - vedi in fondo ).
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Post del 12/01/2019

Di Gianluca Masi , Ceccano - (FR):

( Immagine tratta da: https://www.virtualtelescope.eu/2019/01/13/asteroid-6478-gault-turns-into-a-comet-11-and-12-jan-2019/ ).
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Post del 09/01/2019

Dal post pubblico di:
Cesare Guaita

SCOPERTO UN ALTRO ASTEROIDE CON… LA CODA.

Circa 2,2 miliardi di anni fa, da una grossa collisione nella parte più interna (asteroidi di tipo S, rocciosi) del...la fascia degli asteroidi nacque una ‘famiglia’ di oggetti dalla caratteristiche orbitali simili (distanza dal Sole=2,25-2,5 unità astronomiche, eccentricità >0,1, inclinazione del piano orbitale=18-32°) .
Essendo l’asteroide 25 Phocaea il membro maggiore (diametro medio= 75,13 ± 3,6 km), il gruppo ha preso il nome di ‘famiglia di Phocaea’.
Nel 1988, all’interno di questa famiglia, venne scoperto il piccolo asteroide 6478 Gault (3,7 km) dai coniugi Shoemaker a Monte Palomar.
Questo stesso piccolo oggetto è stato seguito negli ultimi mesi dai due telescopi automatici da 0,5 metri del progetto ATLAS ( Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System), uno situato sull’isola di Maui (in cima al vulcano Haleakala) e l’altro a 160 km di distanza sull’ isola maggiore di Hawaii (in cima al Mauna Loa). Per inciso ATLAS è un progetto lanciato nel 2015 dall’ Università delle Hawaii e finanziato dalla NASA per il controllo e la ricerca di asteroidi potenzialmente pericolosi (scoperti finora 255 NEO, 15 comete, 2089 supernovae).
Tornando a 6478 Gault, nel Novembre 2018, ATLAS ha scoperto che l’oggetto, prima puntiforme, aveva emesso improvvisamente una sottile coda di polvere (lo dicono le analisi spettrali) di ben 400.000 km, sicuramente emessa dall’asteroide perché collegata al suo movimento. Da qui l’idea che 6478 Gault sia stato colpito da un piccolo oggetto della sua famiglia che abbia scavato un cratere sulla sua superficie rocciosa con l’espulsione (data la bassa gravità) di una nuvola di frammenti polverosi.
Va aggiunto che il caso di 6478 Gault non è il solo: esistono infatti almeno un’altra ventina di ‘asteroidi con la coda’ formatasi dopo violenti impatti sulla loro superficie.

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Aggiornamenti del 09/02/2019

Dal GAMP della montagna pistoiese:
Nonostante le condizioni meteo non favorevoli, siamo riusciti ad riprendere l'asteroide 6478 Gault.
Preliminare analisi. ( Bacci Paolo ).

( Immmagini del 09/02/2019 - Obs. 104 Pian dei Termini - San Marcello Piteglio - Credit GAMP ).

Roberto Bacci:
L'asteroide che continua a stupirci !
6478 GAULT
25 frames da 90 secondi . Newton 0.4 m

( Immagine di Bacci Roberto - Castelvecchio Pascoli - Barga - 05/02/19 ).
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Aggiormamento dall'osservatorio di San Marcello (PT) - GAMP:
Da Bacci Paolo e Martina Maestripieri, pubblicato i 09/03/2019
(6478) Gault. Storia di un ex(?)Asteroide. Cose che accadono nella fascia principale degli asteroidi, una zona di cielo tra Marte e Giove, dove in alcuni casi non si rispettano le precedenze e può capitare di assistere a scontri tra sassi. Probabilmente è proprio questo che è accaduto a GAULT quando a novembre del 2018 ha iniziato a mostrare una coda. Una CODA!!! esatto proprio come le comete !!! Ma le sorprese non finisco: a febbraio arriva la seconda coda... Il sasso tuttora è sotto osservazione. Ecco le immagini ottenute dal nostro osservatorio.

NOTA:
( Andreotti Roberto Potrebbe essere che il corpo dopo essere stato colpito ed aver emesso una coda di detriti, l'impatto abbia scoperto del materiale più volatile sottostante che ha creato la seconda coda? anche su 101955 Bennu sono state trovate tracce di Idrossile, quindi parrebbe plausibile..... )

Hubble trova code multiple:
(6478) Gault
2019-Feb-27 16:40:37.5 UTC
JD 2458542.194878
HST WFC3 UVIS1 F350LP
HST Proposal 15678 .

( Nell'immagine dell'HUBBLE del 27 febbraio 2019, si possono vedere le due code principali, ma verso l'alto del corpo principale si può notare anche un'altra piccola coda ).

Aggiornamento del 28/03/19:

(6478) GAULT SI STA AUTODISTRUGGENDO !!!

Nello spazio, nessuno può sentire un urlo d'asteroidi. Ma gli astronomi hanno appena usato il telescopio Hubble per vedere che uno di loro comincia a distruggersi da solo.

Ora, grazie a molteplici osservazioni della NASA, del telescopio spaziale Hubble e dell'Agenzia spaziale europea, il mistero sembra essere risolto: Gault si fa a pezzi da solo girando velocemente per l'effetto YORP.
Le osservazioni del telescopio Hubble hanno contribuito a confermare che l'asteroide gira molto rapidamente.
"Questo evento di autodistruzione è raro," ha detto Olivier Hainaut, un astronomo con l'ESO, in un comunicato stampa. "Gli asteroidi attivi e instabili come Gault sono solo ora rilevati per mezzo di nuovi telescopi di sondaggio che scansionano l'intero cielo, il che significa che gli asteroidi come Gault che si stanno comportando male non possono sfuggire più al rilevamento."
Hainaut e i suoi colleghi in tutto il mondo hanno presentato uno studio sulla scoperta di Astrophysical Journal Letters, che l'ha accettata per la pubblicazione in futuro.
Il team ha determinato un comportamento strano chiamato "effetto YORP" è la colpa per la scomparsa in corso di Gault, che potrebbe svanire .
L'effetto YORP descrive un fenomeno in cui la luce solare colpisce un asteroide in modo non uniforme, o parte della superficie della roccia assorbe preferenzialmente quell'energia. In questo caso, la disparità può accelerare gradualmente la rotazione di una cometa. Nel corso del tempo, che può portare la roccia spaziale per iniziare a girare così in fretta che si dilata a parte.
Questo, i ricercatori hanno pensato, che potrebbe spiegare perché a Gault sono cresciute
code così lontano dal sole.

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P/2013 R3 (Catalina-PANSTARRS)

P/2013 R3 Catalina-PANSTARRS è attualmente catalogato come una cometa periodica appartenente alla famiglia delle comete della fascia principale (MBC).
Questo oggetto celeste è stato scoperto il 15 settembre 2013.

Parametri orbitali:

Semiasse maggiore	3,032963 UA
Perielio	2,2002419 UA
Afelio	3,866 UA
Periodo orbitale	5,28 anni
Inclinazione orbitale	0,86536°
Eccentricità	0,2745570
Longitudine del nodo ascendente	342,02406°
Argomento del perielio	11,10834°

Il primo osservato:
Questo oggetto della fascia principale degli asteroidi, ha cominciato a disgregarsi tra il febbraio e il settembre 2013, ossia prima della sua scoperta, e sono stati scoperti 13 frammenti, il più grande dei quali di circa 200 metri di diametro.
Probabilmente esistono parecchi altri frammenti la cui scoperta non è avvenuta a causa della grandezza limitata degli strumenti usati per studiarlo. Il nucleo dovrebbe essere stato costituito da un asteroide di tipo C.
Studi più recenti indicano che il nucleo era costituito di un riaggregato di materiali che ha cominciato a disgregarsi nell'agosto 2013, circa un mese prima della scoperta.

Origine:
L'orbita di P / 2013 R3 mostra che è un cosiddetto asteroide della cintura principale, il che significa che orbita insieme a milioni di altri asteroidi in un anello tra Marte e Giove. L'asteroide ha la designazione di una cometa - P / 2013 R3 - perché è stato scoperto che espelleva polvere come una cometa. Jewitt e i suoi collaboratori hanno usato i telescopi Keck da 10 m nelle Hawaii per ottenere immagini di follow-up di P / 2013 R3. Il team è stato sorpreso di scoprire che l'asteroide era composto da più pezzi. Gli astronomi ad oggi hanno visto altri asteroidi della cintura principale rompersi o subire impatti, come SCHEILA o GAULT, e alcune ricerche suggeriscono che altri asteroidi potrebbero essersi frammentati milioni o miliardi di anni fa, dando vita ad alcune famiglie asteroidali oggi note.

Dalle osservazioni di questo oggetto, abbiamo trovato solo frammenti di dimensioni superiori da 100 a 200 m di raggio (albedo geometrico 0,05 assunto). Combinati assieme, i vari componenti di P/2013 R3 formerebbero un singolo corpo sferico con diametro di 800 m, che è la nostra migliore stima della dimensione del oggetto progenitore. (vedi schema sotto).

( Dispersioni dei vari componenti, in nero sulle frecce le velocità di separazione, in rosso dentro i cerchi il giorno da inizio anno in cui è avvenuta la disgregazione dei vari frammenti ).

Cause:
Gli astronomi ipotizzano che P / 2013 R3 potrebbe essersi frammentato non a causa di una collisione con un altro asteroide - gli asteroidi sono in realtà ampiamente separati l'uno dall'altro, contrariamente a quanto mostrato nei famosi film di Hollywood - ma piuttosto a causa degli effetti della luce solare.
La pressione della luce solare è straordinariamente debole, quindi è sorprendente pensare che possa rompere un asteroide ma la luce del sole esercita comunque una forza sulla superficie dell'asteroide.
Se la risultante di questa forza non passa attraverso il centro di massa dell'asteroide, l'asteroide può iniziare a girare. Nel corso di milioni di anni, la velocità di rotazione dell'asteroide aumenta fino a quando l'accelerazione centripeta sulla superficie dell'asteroide supera l'accelerazione gravitazionale che tiene insieme l'asteroide.

Le osservazioni sulla disintegrazione di P / 2013 R3 sono importanti per rivelare come la luce solare può influenzare la dinamica degli asteroidi. I teorici hanno predetto la rottura degli asteroidi a causa della forza indotta dalla luce, ma la effettiva disintegrazione non era mai stata vista prima. La frammentazione di P / 2013 R3 è un test su come l'effetto cumulativo della luce solare, nel corso di milioni di anni, possa distruggere un asteroide roccioso, in specialmodo i riaggregati da precedenti eventi distruttivi.

Evoluzione osservativa:

( Il distacco dei primi frammenti, SOPRA e SOTTO ).

( Quadro di insieme di tutti i vari frammenti nella loro evoluzione dispersiva ).

( Evoluzione dispersiva e successiva disgregazione del frammento A ).

( SOPRA - Evoluzione dispersiva e successiva disgregazione del frammento B e SOTTO evoluzione della luminosità ).

( Evoluzione dispersiva e successiva disgregazione del frammento C ).

LINK-(PDF) : https://arxiv.org/pdf/1703.09668.pdf
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311P/PANSTARSS (P/2013 P5)

311P / PANSTARRS noto anche come P/2013 P5, è un asteroide (o cometa della cintura principale) scoperto da Micheli con il telescopio Pan-STARRS il 27 agosto 2013.
Le osservazioni fatte dal telescopio spaziale Hubble hanno rivelato che ne aveva sei code a forma di cometa. Si sospetta che le code siano flussi di materiale espulso dall'asteroide a seguito del fatto che è un asteroide riaggregato di macerie che gira abbastanza velocemente, per l'effetto YORP, da rimuovere il materiale da esso. Questo è un caso simile a 331P / Gibbs , che è stato scoperto essere anch'esso un mucchio di macerie a rotazione rapida.

L'evento autodistruttivo:
I modelli tridimensionali costruiti da Jessica Agarwal dell'Istituto Max Planck per la ricerca sul sistema solare a Lindau, in Germania, hanno mostrato che le code potrebbero essersi formate da una serie di eventi impulsivi periodici di espulsione della polvere, la pressione di radiazione del sole poi ha allungato la polvere in code.

Le prime immagini scattate da Pan-STARRS hanno rivelato che l'oggetto aveva un aspetto insolito: gli asteroidi generalmente appaiono come piccoli punti di luce, ma P / 2013 P5 è stato identificato come un oggetto dall'aspetto sfocato dagli astronomi. Le code multiple sono state osservate dal telescopio spaziale Hubble il 10 settembre 2013, in seguito Hubble tornò all'asteroide il 23 settembre, il suo aspetto era completamente cambiato. Sembrava che l'intera struttura fosse oscillata. Il telescopio spaziale Hubble ha continuato a rintracciare l'oggetto fino all'11 febbraio 2014.
Una spiegazione per l'aspetto strano è che la velocità di rotazione dell'asteroide è aumentata fino al punto in cui la sua superficie ha iniziato a volare via a pezzi, espellendo la polvere in eruzioni episodiche. Si esclude un impatto di asteroidi perché molta polvere sarebbe stata fatta esplodere nello spazio tutto in una volta, mentre 2013 P5 ha espulso polvere in modo intermittente per un periodo di almeno cinque mesi.

Quando la velocità di rotazione dell'asteroide diventa abbastanza veloce la debole gravità dell'asteroide non è più in grado di tenerlo insieme. La polvere inizia a cadere a valle verso l'equatore, e forse frantumandosi nel cadere, ed alla fine scivolando nello spazio per formare una coda. Finora, solo una piccola parte della massa principale, forse da 100 a 1000 tonnellate di polvere, è andata persa.

( SOPRA - Nel grafico sono riportati gli angoli delle varie code ).
( SOTTO - Sono indicate le code riportate nel grafico ).

Parametri orbitali:
L'oggetto ha un valore basso di inclinazione orbitale e rimane sempre al di fuori dell'orbita di Marte.
Presumibilmente, l'asteroide appartiene alla famiglia di Flora .

Sono state trovate immagini precedenti alla scoperta, dello Sloan Digital Sky Survey del 2005, che mostrano un'attività cometaria trascurabile nel 2005.

Parametri orbitali

Semiasse maggiore	2,1886317 UA
Perielio	1,9360849 UA
Afelio	2,441 UA
Periodo orbitale	3,24 anni
Inclinazione orbitale	4,96992°
Eccentricità	0,1153903
Longitudine del nodo ascendente	279,22731°
Argomento del perielio	144,58202°

Dati fisici:
L'asteroide ha un diametro di circa 480 metri, ed è un riaggregato di macerie in rapida rotazione.

Caratteristiche fisiche
Diametro medio	~ 480 metri
Densità media	3300 ± 200 kg m ³
Velocità di fuga	~ 0,240 metri al secondo

LINK: (PDF - EN) https://arxiv.org/pdf/1311.1483.pdf
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Asteroidi attivi:

Osservazioni e studi, mostrano l'esistenza di una popolazione di comete originarie della fascia principale degli asteroidi.

Le comete della fascia principale sono diverse dalle comete della fascia di Kuiper e della nube di Oort, in quanto probabilmente si sono formate dove risiedono attualmente.

L'esistenza delle comete della fascia principale offre un nuovo supporto all'idea che questi oggetti possano essere stati una fonte importante per l'acqua terrestre.

Alle volte vengono attivate o per un impatto che espone il ghiaccio sottostante la superficie o per frammentazione a causa dell'effetto YORP.

Studi scientifici:

LINK :

A Population of Comets in the Main Asteroid Belt

- http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2006/HJ06.pdf

“The Pinpoint Comets: 133P/Elst-Pizarro, 249P/LINEAR, 331P/Gibbs, 62412 and 6478 Gault”

- https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1907/1907.01096.pdf

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288P/(300163) 2006 VW139

Introduzione:
(300163) 2006 VW139 , conosciuto anche con le designazioni provvisorie 2006 VW139 e P/2006 VW139 , nonché dal numero che lo indica come cometa periodica 288P , è un asteroide doppio delle dimensioni di poco più di un chilometro, per entrambe le componenti Alfa e Beta, che risiede nelle regioni esterne della fascia principale degli asteroidi ed è la prima "cometa binaria della fascia principale "mai scoperta.

( foto del 2011 ).

2006 VW139 appartiene alla classe esclusiva delle comete della fascia principale (MBC) , che mostrano proprietà sia delle comete che degli asteroidi, noti anche come "asteroidi attivi".

Scoperte:
2006 VW139 fu scoperto il 15 novembre 2006, dall'indagine Spacewatch al Kitt Peak National Observatory vicino a Tucson, in Arizona. La possibile attività cometaria è stata vista nel novembre 2011 da Pan-STARRS . Sia Spacewatch che Pan-STARRS sono progetti di rilevamento di asteroidi del Near Earth Object Observations Program della NASA.
Il compagno (Beta) è stato scoperto il 7 dicembre 2011 da J. Agarwal, D. Jewitt, M. Mutchler, H. Weaver, S. Larson usando le osservazioni del telescopio spaziale Hubble, ed annunciato il 21 settembre 2017.

Osservazioni:
L'arco di osservazione ha inizio nel settembre del 2000, grazie ad un'immagine di pre-scoperta presa dallo Sloan Digital Sky Survey presso l'Apache Point Observatory , New Mexico, più di sei anni prima della sua osservazione scoperta ufficiale, permettendo di definirne meglio i parametri orbitali.
2006 VW139 è stato osservato per la prima volta dal telescopio spaziale Hubble (HST) nel dicembre 2011. È stato ripreso successivamente da HST anche a settembre 2016, poco prima che si avvicinasse al Sole e confermasse la sua natura binaria con due asteroidi in orbita ciascuno intorno altro e ha rivelato attività cometarie in corso . Questo rende l'oggetto il primo asteroide binario noto che è anche classificato come una cometa della fascia principale.

( a lato - Sequenza delle immagini dell'HUBBLE ).

Le osservazioni dell'HST hanno rivelato l'attività cometaria in corso in questo sistema binario.
Le caratteristiche combinate di questo asteroide binario con ampia separazione, le dimensioni dei componenti quasi uguali, l'orbita dei componenti di eccentricità elevata, e l'attività simile a una cometa lo rendono unico tra i pochi asteroidi simili conosciuti.

( Nel grafico sono riportati i vari periodi di osservazione che riportano le differenti fasi di attività ed inattività cometaria di 2006 VW139 ).

Origine, formazione ed attività:
Si ritiene che il sistema binario sia il risultato della scissione del progenitore causata dalla sua rapida rotazione causata dall'effetto YORP , circa 5000 anni fà.
288P fa parte di una giovane famiglia di almeno 11 asteroidi che si sono formati da un precursore di ∼10 km di diametro durante una frantumazione dovuta ad una collisione avvenuta circa 7,5 milioni di anni fa.
Questi asteroidi sono corpi primitivi del sistema solare che si evolvono sia in senso collisionale che
attraverso frammentazioni dovute alla rapida rotazione. Questi processi possono portare alla formazione di asteroidi binari ed al rilascio di polvere, sia direttamente che, in alcuni casi, attraverso la scoperta di volatili congelati. In un sottoinsieme degli asteroidi chiamati comete della fascia principale (MBC), la sublimazione dei volatili scavati provoca transitorie attività simili a una cometa. Le coppie esercitate dalle forze dovute alla sublimazione influenzano in modo misurabile le velocità di rotazione delle comete attive e potrebbero portare alla scissione dei nuclei delle comete bilobate. L'asteroide 288P (300163) della fascia principale delle dimensioni di poco più di un chilometro ha mostrato attività simili per diversi mesi attorno al suo perielio nel 2011,e secondo le ipotesi dei ricercatori, tale attività è sospettata di essere sostenuta dalla sublimazione di ghiaccio d'acqua ed anche supportata da una rapida rotazione per uno dei componenti, mentre almeno un componente
ruota lentamente per un periodo di circa 16 ore.

( Struttura delle code, le linee tratteggiate indicano i limiti di dispersione delle polveri in base alle loro dimensioni ).

Parametri orbitali:
2006 VW139 , orbita attorno al Sole nella fascia principale esterna ad una distanza tra 2,4 e 3,7 UA una volta ogni 5 anni e 4 mesi (1.944 giorni, con un semiasse-maggiore di 3,05 UA).
La sua orbita ha un'eccentricità di 0,20 e un'inclinazione di 3,2° rispetto all'eclittica .

Afelio	3,6619 UA
Perielio	2,4358 UA
semiasse-maggiore	3,0488 UA
Eccentricità	0,2011
Periodo orbitale	5,32 anni (1.944 giorni)
Anomalia media	55,529 °
Moto medio	0° 11^m 6,36^s / giorno
Inclinazione	3,2402 °
Longitudine del nodo ascendente	83,187 °
Argomento del perielio	281,00 °

Dati fisici:
2006 VW139 ha un diametro derivato di 1,8 ± 0,2 chilometri per ogni componente.
Il Collaborative Asteroid Lightcurve Link assume un albedo di 0,057 e calcola un diametro totale di 3,20 chilometri sulla base di una magnitudine assoluta (H) di +16,2.
Il sistema binario ha una massa stimata tra 1,3 e 1,1 × 10E13 kg .
Ogni singolo componente ha una massa derivata di (6,15 ± 4,85) × 10E12 kg .
Uno dei componenti pare abbia una rapida rotazione, mentre l'altro ruota in circa 16 h.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	1,8 ± 0,2 km (derivato) 3,20 km TOTALE (calcolato)
Massa	(6,15 ± 4,85) × 10E12 kg
Periodo di rotazione	3.240 ore (135 giorni)
Albedo geometrico	0,057 (assunto)
Tipo spettrale	C (assunto)
Magnitudine assoluta (H)	+16,2 · +16,20 ± 0,24

Analisi spettrali:

( I due spettri rilevati dai differenti studi confrontati con la cometa 133P ).

( Spettro nella ''zona CN'' confrontato con la cometa 8P/Tuttle ''tratto puntinato'' ).

Sistema doppio:
Il sistema Alfa-Beta, presenta un'orbita altamente ellittica con un semiasse-maggiore di circa 104 km, ed eccentricità di 0,77.
Il reciproco periodo di rivoluzione delle due componenti è di circa 135 giorni.
I componenti non sono in rotazione sincrona come erroneamente riportato in alcuni testi.

LINK (PDF) (EN):
Johnston Archive http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-300163.html
A binary main belt comet https://arxiv.org/pdf/1710.03454.pdf
Reactivations of Main-Belt Comets https://arxiv.org/pdf/1809.10309.pdf
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107P/(4015) Wilson-Harrington

Classificazione:
Wilson–Harrington è un asteroide attivo , noto sia come cometa 107P/Wilson–Harrington che come asteroide (4015) Wilson–Harrington .
Questo oggetto Near-Earth (vicino alla Terra) è considerato anche un asteroide di tipo Apollo.

Scoperta e riscoperta:
Fu scoperto inizialmente nel 1949 come una cometa e poi perso per ulteriori osservazioni.
Trenta anni dopo fu riscoperto come un asteroide, dopo di che ci vollero oltre un decennio per determinare che queste osservazioni erano dello stesso oggetto. Pertanto, ha sia una designazione di cometa che una designazione di asteroidi e con una lunghezza del nome di 17 caratteri è attualmente l'asteroide con il nome più lungo, con un carattere in più rispetto al limite di 16 caratteri imposto dalla IAU .
La cometa è stata scoperta il 19 novembre 1949, da Albert G. Wilson e Robert G. Harrington al Palomar Observatory . Sono state ottenute solo tre osservazioni fotografiche e la cometa è andata perduta (osservazioni insufficienti per determinare un'orbita abbastanza precisa da sapere dove cercare le apparenze future della cometa).

Il 15 novembre 1979, un apparente asteroide incrociatore di Marte fu trovato da Eleanor F. Helin , anch'egli dell'Osservatorio Palomar. Ha ricevuto la designazione 1979 VA e il 20 dicembre 1988, ha ricevuto il numero permanente 4015.
Il 13 agosto 1992, è stato riferito che l'asteroide (4015) 1979 VA e la cometa 107P/Wilson-Harrington erano lo stesso oggetto.
A quel punto, si erano accumulate abbastanza osservazioni sull'asteroide per ottenere un'orbita abbastanza precisa e la ricerca di vecchie lastre fotografiche per immagini di pre-scoperta rivelò le lastre del 1949 con le immagini della cometa perduta.

Dati fisici:
Si tratta di un oggetto abbastanza grande sia per una cometa che per un incociatore dell'orbita terrestre, ha una superficie abbastanza scura e gli indici colore la indicano come ''arancione'' quindi di un marrone scuro.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	4 km
Raggio medio	2 ± 0,25 km
Periodo di rotazione Primario e secondario	7.15h (0,2979 giorni) 2,38h (0,0993 giorni)
Albedo geometrico	0,05 ± 0,01
Tipo spettrale	( CF - arancione ) B − V = 0,666 U − B = 0,279
Magnitudine assoluta (H)	15.99

La curva di luce ha mostrato una periodicità di 0,2979 giorni (7,15 ore) e 0,0993 giorni (2,38 ore).
Le proprietà fisiche della curva luminosa indicano due modelli:

- (1) - 107P/Wilson–Harrington è un oggetto ruvido con un periodo di rotazione siderale di 0,2979 giorni e un periodo di precessione di 0,0993 giorni.
La forma ha una modalità asse lungo (LAM) di L1 : L2 : L3 = 1.0: 1.0: 1.6.
La direzione del momento angolare rotazionale totale è circa λ= 310°, β= −10° o λ= 132°, β=−17°.
L' angolo di nutazione è approssimativamente costante a 65°.

- (2) - 107P/Wilson–Harrington non è oblungo.
Il periodo di rotazione siderale è di 0,2979 giorni.
La forma è quasi sferica ma leggermente esagonale con una modalità asse corto (SAM) di L1 : L2 : L3 = 1.5: 1.5: 1.0.
L'orientamento del polo è di circa λ = 330°, β = -27° .
Inoltre, il modello include la possibilità di hosting binario.

Per entrambi i modelli, il senso di rotazione è retrogrado. Inoltre, la fotometria multibanda indica che la classe di tassonomia di 107P / Wilson – Harrington è di tipo C.
Nessuna chiara variazione cromatica di rotazione viene confermata sulla superficie.

Asteroide attivo:
Un corpo a metà, tra un'asteroide ed una cometa.
Sebbene le immagini del 1949 mostrino caratteristiche cometarie, tutte le immagini successive mostrano solo un'immagine stellare, suggerendo che potrebbe essere una cometa inattiva che subisce solo esplosioni rare.

Parametri orbitali:
L'eccentricità è 0,624, che è leggermente superiore a quella di un tipico asteroide della fascia principale e più tipica delle comete periodiche.
La sua distanza minima di intersezione dell'orbita (MOID) inferiore a 0,05 UA, e le sue grandi dimensioni lo rendono un asteroide potenzialmente pericoloso (PHA) , è anche un incrociatore dell'orbita di Marte.

Afelio	4.2939 UA (642.36 Gm)
Perielio	0.98448 UA (147.276 Gm)
semiasse-maggiore	2.6392 UA (394,82 Gm)
Eccentricità	0,62698
Periodo orbitale	4,29 anni (1566,1 giorni )
Velocità orbitale media	16.39 km / s
Anomalia media	161,91 °
Moto medio	0° 13^m 47.568^sal giorno
Inclinazione	2,7683 °
Longitudine del nodo ascendente	269,216 °
Argomento del perielio	92,637 °
Earth MOID	0,045552 UA (6,8145 Gm)

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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176P/(118401) LINEAR
1999 RE70

118401 LINEAR , designazione provvisoria 1999 RE70 , è un asteroide ed è anche classificato come una cometa della fascia principale ( 176P / LINEAR ).

Scoperta:
Come asteroide è stato scoperto dai telescopi da 1 metro del Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR) a Socorro, Nuovo Messico il 7 settembre 1999. Mentre la natura cometaria è stata scoperta il 26 novembre 2005, da Henry H. Hsieh e David C. Jewitt nell'ambito del progetto Hawaii Trails utilizzando il telescopio Gemini North da 8 m sul Mauna Kea ed è stato confermato dal telescopio dell'Università di Hawaii da 2,2 m (88 pollici) il 24-27 dicembre 2005 e dal Gemini il 29 dicembre 2005.

Dati fisici:
Le osservazioni con il telescopio spaziale Spitzer hanno portato a una stima di 4,0 ± 0,4 km per il diametro di (118401) LINEAR, mentre il sondaggio NEOWISE ha fornito una stima di 3,5 km con un albedo di 0.07.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +15,1 mag.

Si ipotizza che queste comete asteroidali della fascia principale siano la prova di un recente impatto che espone un interno ghiacciato alla radiazione solare che sublimando forma una chioma di gas.

( Andamento della magnitudine apparente ).

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,1957601 UA e da un'eccentricità di 0,1927640, inclinata di 0,23444° rispetto all'eclittica.

Parametri orbitali
(all'epoca JD 2458000,5 4 settembre 2017)
Semiasse maggiore	478 085 711 km 3,1957601 UA
Perielio	385 927 997 km 2,5797326 UA
Afelio	570 243 425 km 3,8117876 UA
Periodo orbitale	2086,7 giorni (5,71 anni)
Inclinazione sull'eclittica	0,23444°
Eccentricità	0,1927640
Longitudine del nodo ascendente	345,94582°
Argomento del perielio	35,35494°
Anomalia media	30,35631°
Par. Tisserand (T_J)	3,166 (calcolato)
Ultimo perielio	10 marzo 2017
Prossimo perielio	25 novembre 2022

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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133P/(7968) Elst-Pizarro
1979 OW7 - P/1996 N2

Classificazione:
La cometa Elst-Pizarro è un corpo che mostra le caratteristiche sia degli asteroidi che delle comete , ed è il prototipo delle comete della fascia principale .
La sua orbita si mantiene all'interno della fascia degli asteroidi , eppure mostra una coda di polvere come una cometa mentre si trova vicino al perielio.
Come cometa è formalmente designata 133P / Elst – Pizarro .
Come asteroide è designato 7968 Elst – Pizarro .
L'oggetto fa parte della famiglia Themis.

( Una doppia natura ).

Scoperta:
Il 7 agosto 1996 Eric W. Elst annunciò la scoperta di una cometa P/1996 N2 , su una lastra esposta da Guido Pizarro con il telescopio da 1,0 metri dell'Osservatorio europeo meridionale il 14 luglio 1996.
( Vedi sotto ).

La magnitudine totale fu determinata come +18,3 e una coda stretta si estendeva per circa 1 arcmin verso il quadrante sud-occidentale.

Altre immagini sono state trovate su lastre esposte il 16 luglio.
Altre immagini di pre-scoperta sono state trovate su lastre esposte nel 1979 e nel 1985 , la cometa era stata fotografata negli osservatori Siding Spring e Palomar il 24 e il 25 luglio 1979.
Era stimata come magnitudine +19,5 ed era completamente stellare in apparenza.
Era stato segnalato all'epoca ed è stato successivamente classificato come asteroide ed è stato designato 1979 OW7. I calcoli rivelarono che la cometa aveva superato il perielio il 13 luglio 1979. RH McNaught (Osservatorio anglo-australiano) successivamente trovò un'immagine strisciata della cometa su un'esposizione di 75 minuti ottenuta con il telescopio Schmidt del Regno Unito il 15 settembre 1985 da M. S. R. Hawkins, ed era di nuovo completamente asteroide e di circa magnitudine +19.

( 1996 di J. Ticha, M. Tichy e Z. Moravec - Osservatorio di Klet, Repubblica Ceca ).

Dati fisici:
Il corpo ha una dimensione di circa 3,8 ± 0,6 km , con una magnitudine assoluta (H) di +15,7 mag ed un albedo di 0,074 ± 0,013.
Presenta un periodo di rotazione di 3,471 h (0.1446 giorni) determinato dalla sua curva di luce.

Attività cometaria:
Successivamente alla scoperta, al perielio successivo, nel novembre 2001, l'attività cometaria riapparve e persistette per 5 mesi.
È tornata di nuovo al perielio dell'8 febbraio 2013.
La degassificazione però, è stata riscontrata solo su una piccola parte della superficie che misurava meno di 600 m di diametro effettivo, probabilmente in un cratere da impatto relativamente recente (meno di 100 milioni di anni) che avvicinandosi ed esponendo i ghiacci sottostanti alla radiazione solare, sublima formando una chioma ed una coda.

Analisi spettrale:

Osservazioni:

( Variazione della magnitudine osservativa ).

Parametri orbitali:
Brian G. Marsden (Central Bureau for Astronomical Telegrams) calcolò la prima orbita e riconobbe immediatamente che la cometa si muoveva in un'orbita di breve periodo. Ciò che fu inaspettato fu che l'orbita era molto simile a quella trovata per gli asteroidi della fascia principale, così che rimane sempre tra le orbite di Marte e Giove. L'orbita iniziale di Marsden indicava una data del perielio del 16 aprile 1996, una distanza del perielio di 2.618 UA e un periodo orbitale di 5.605 anni.
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,1621533 UA e da un'eccentricità di 0,1572492, inclinata di 1,38926° rispetto all'eclittica.

Parametri orbitali
(all'epoca JD 2458600,5 27 aprile 2019)
Semiasse maggiore	473058134 km 3,1621533 UA
Perielio	398670117 km 2,6649072 UA
Afelio	547446150 km 3,6593994 UA
Periodo orbitale	2053,87 giorni (5,62 anni)
Inclinazione sull'eclittica	1,38926°
Eccentricità	0,1572492
Longitudine del nodo ascendente	160,13463°
Argomento del perielio	131,51779°
Anomalia media	38,23649°

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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Grandi Eventi Distruttivi

Come testimoniano le grandi famiglie di asteroidi, nel passato, in specialmodo nelle epoche turbolente dopo la formazione del disco protoplanetario e durante il caos provocato dalla migrazione dei pianeti giganti, la fascia principale degli asteroidi ha visto succedersi una serie di eventi distruttivi importanti, tutte le famiglie oggi conosciute derivano da eventi collisionali che hanno creato i loro componenti da un progenitore che ha subito un impatto catastrofico.

Questi eventi oltre a creare frammenti di discrete dimensioni, hanno prodotto una miriade di frammenti più piccoli, oltre ad aver creato polveri che ad oggi sono visibili come luce zodiacale.
Di tali frammenti alcuni sono giunti ad incontrare la Terra e sono giunti al suolo sotto forma di meteoriti, riteniamo che una gran parte di essi, oltre il 40% vengano dall'evento, o da una serie di eventi di impatto che hanno riguardato l'asteroide (6) EBE, che abbiamo trattato qui di seguito, assieme ad un elenco delle maggiori famiglie asteroidali.

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(6) EBE

Introduzione, scoperta e denominazione:
Ebe (formalmente 6 Hebe) è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale ed è probabilmente il corpo progenitore delle meteoriti condriti H che rappresentano un notevole 40% di tutte le meteoriti che colpiscono la Terra.
Si ritiene che Ebe abbia subito impatti devastanti che hanno prodotto una miriade di piccoli frammenti, molti dei quali hanno poi colpito la Terra sotto forma di meteoriti.
Ebe, sesto asteroide in ordine di tempo, fu scoperto il 1º luglio 1847, da Karl Ludwig Hencke, il secondo e ultimo pianetino individuato dall’astronomo dalla sua città natale di Driesen, Prussia (l’attuale Drezdenko, in Polonia), che in precedenza aveva scovato 5 Astraea. Su proposta di Carl Friedrich Gauss, fu battezzato così in onore di Ebe, figura della mitologia greca, figlia di Zeus e di Era e personificazione della giovinezza fiorente.

Meteoriti:
Ebe è probabilmente il corpo progenitore delle meteoriti condriti H e delle meteoriti ferrose IIE. L’implicazione notevole è che il pianetino potrebbe essere la fonte di circa il 40% di tutte le meteoriti che colpiscono la Terra. La prova di questa connessione include quanto segue:

1) - Lo spettro di Ebe corrisponde a un mix composto per il 60% da condrite H e per il 40% dal materiale delle meteoriti ferrose IIE.

2) - Il tipo IIE è insolito fra le meteoriti ferrose, e probabilmente si è formato nella fusione da impatto, anziché essere frammenti del nucleo di un asteroide differenziato.

3) - Le IIE ferrose e le condriti H probabilmente provengono dallo stesso corpo progenitore, possedendo simili tracce minerali e rapporti di isotopi dell’ossigeno.

( In foto uno dei meteoriti ferrosi di classe IIE, caduto sulla Terra ).

4) - Asteroidi con spettri simili alle meteoriti condriti ordinarie, che rappresentano circa l’85% di tutte quelle cadute, comprese le condriti H , sono estremamente rare.

( In foto a lato una Condrite H ).

5) - Ebe è situato in una posizione estremamente favorevole: i detriti che si distaccano dalla sua superficie vengono proiettati dalla gravità di Giove direttamente lungo orbite che incrociano quella terrestre. Le eiezioni che possiedono velocità relativamente piccole (~280 m/s) possono entrare nelle regioni caotiche della lacuna di Kirkwood 3:1 situata a 2,50 AU e nella vicina risonanza secolare \nu_6 che determina l’elevato angolo di inclinazione di circa 16° della Fascia Principale nei pressi della sua orbita..

6) - Fra gli asteroidi su queste orbite “in posizione favorevole”, Ebe è il più grosso.
Uno studio dei probabili contributori al flusso di meteoriti giunti sulla Terra mette Ebe al primo posto della lista, grazie alla sua posizione e alle relative grandi dimensioni.

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( SOPRA - I modelli derivati dalle variazione delle curve di luce - SOTTO - I modelli derivati dalle immagini dirette effettuate con ottiche adattative ).

Forma e dimensioni
e dati fisici:
Le analisi della sua curva di luce, suggeriscono che Ebe abbia una forma piuttosto angolosa, dovuta forse alla presenza di diversi larghi crateri da impatto, con dimensioni di 205 km × 185 km × 170 km, con una massa di (1,27 ± 0,13) × 10E19 kg , ci fornisce un dato di elevata densità di 3,77±0,43 kg/dm3.
Il Periodo di rotazione più probabile = 0,3031 giorni - 7,2744 h.
Ebe ruota in direzione prograda, con il polo nord che punta in direzione delle coordinate eclittiche (β, λ) = (45°, 339°) con un'incertezza di circa 10°. Ciò restituisce un'inclinazione assiale pari a 42°.

( A lato e sotto i risultati delle varie occultazioni stellari osservate ).

( Risultati dell'occultazione stellare di Ebe ripresa anche dall'Italia, i dati raccolti sono in linea con la modellazione dell'asteroide, le numerose linee di corda (5) più una negativa molto vicina, hanno dato una buona descrizione della forma dell'asteroide, e ci fornisce un dato medio per il diametro di circa 199 km calcolato dal volume del corpo ).

LINK : http://www.aspylib.com/data/6_Hebe.html

Mappa topografica:

Superficie:
Ebe è un asteroide di tipo S e possiede una superficie con alto albedo 0,268 , e se la sua identificazione come corpo progenitore delle condriti H è corretta, ha una composizione superficiale di rocce condritiche silicate mischiate a porzioni di nichel e ferro allo stato metallico.
Uno scenario probabile per la formazione del metallo superficiale, e che spieghi l'attuale composizione, è il seguente:
A) - Fusione locale della superficie ricca di condrite ferrosa H causata da grandi impatti.
I metalli, essendo più pesanti, si sarebbero depositati sulla parte inferiore del lago di magma, formando uno strato metallico sepolto poi da uno strato di silicati relativamente poco profondo.
B) - Rottura e mescolamento di questi strati causati da impatti importanti successivi.
Piccoli e frequenti impatti tendono a polverizzare in primo luogo i detriti rocciosi più deboli, portando a un incremento della concentrazione di frammenti metallici più grandi sulla superficie, raggiungendo infine la composizione riscontrabile attualmente, con circa il 40% di materiale ferroso.

Parametri orbitali:
6 Ebe presenta un'orbita con un semiasse-maggiore di 2,425159989654524 UA , e spazia da un perielio di 1,932835270337001 UA , fino ad un afelio di 2,917484708972046 UA , da cui si deriva un'eccentricità orbitale di 0,2030071093939073 , mentre il suo piano orbitale è inclinato di 14,73790110045524° in linea con gli altri corpi di questa zona della Fascia Principale che in media hanno inclinazioni di circa 16°.
Il suo periodo di rivoluzione intorno al Sole è di 3,78 anni (1379,45970 giorni).
La longitudine del nodo ascendente è di 138,6402027591858°.
L'argomento del perielio è 239,8074902310437°.

Osservazione:
In luminosità, Ebe è il quinto oggetto più luminoso nella fascia degli asteroidi dopo Vesta, Cerere, Iris e Pallade. Ha una magnitudine apparente media di opposizione di +8,3, circa uguale alla luminosità media di Titano e può raggiungere anche +7,5 con un'opposizione vicino al perielio.
L'asteroide quindi non è mai visibile ad occhio nudo ed è osservabile con un telescopio di 50 mm di diametro o superiore.

( Un'immagine di un'osservazione di Ebe ).
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Gruppi dinamici e
famiglie collisionali
degli asteroidi

Gli asteroidi nella fascia principale sono divisi in Gruppi e famiglie di asteroidi sulla base delle loro caratteristiche orbitali.
(vedi grafico a lato).

Una famiglia di asteroidi è un raggruppamento arbitrario di asteroidi caratterizzati da parametri orbitali simili (tipicamente il semiasse maggiore, l'eccentricità orbitale o l'inclinazione).
I componenti di una stessa famiglia condividono un'origine comune, e potrebbero essere frammenti originatisi da un'antica collisione fra asteroidi.

Nel caso di un insieme di asteroidi dotati di parametri orbitali analoghi, ma evidentemente privi di un'origine comune si preferisce parlare di gruppo di asteroidi.

La cintura principale di asteroidi contiene anche una cintura di comete che possono essere state la fonte di acqua della Terra.
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TABELLA delle
FAMIGLIE COLLISIONALI
degli ASTEROIDI

Nella sottostante tabella vi riportiamo le famiglie asteroidali della fascia principale e degli asteroidi troiani di Giove:
(FIN sta per Family Identification Number).

FIN	nome	cod	N. di corpi	Tipo	media albedo	Corpo principale e Note
001	Famiglia Hilda	HIL	409	C	0.04	153 Hilda all'interno del più ampio gruppo dinamico con lo stesso nome. (a-e-i: 3,7–4,2 UA; > 0,07; <20°)
002	Famiglia Schubart	SHU	352	C	0.03	1911 Schubart (interno gruppo Hilda)
003	Famiglia Hungaria	H	2965	E	0.35	434 Hungaria ; situato all'interno del gruppo dinamico con lo stesso nome. (a-e-i: 1,78–2,0 UA; <0,18; 16° –34°)
004	Famiglia Hektor	HEK	12	-	-	624 Hektor (Jupiter trojan)
005	Famiglia Eurybates	ERY	218	C-P	0.06	3548 Eurybates (Jupiter trojan)
006	famiglia senza nome	006	7	-	0.06	(9799) 1996 RJ (Giove trojan)
007	Famiglia James Bond	007	1	ASP	-	9007 James Bond
008	Famiglia Arkesilaos	ARK	37	-	-	20961 Arkesilaos (Giove trojan)
009	Famiglia Ennomos	ENM	30	-	0.06	4709 Ennomos (Jupiter trojan)
010	famiglia senza nome	010	13	-	0,09	(247341) 2001 UV 209 (Giove trojan)
401	Famiglia Vesta	V	15252	V	0.35	4 Vesta
402	Famiglia Flora (famiglia Ariadne)	FLO	13786	S	0.30	8 Flora, anche intitolato a 43 Arianna; Non una famiglia di asteroidi legittima secondo Carruba e Milani, invece, la regione centrale di Flora è etichettata rispettivamente come famiglia Belgica e famiglia Duponta (1338) .
403	Famiglia Baptistina	BAP	2500	X	0.16	298 Baptistina , si fonde con la famiglia Belgica (1052) a 100 m / s secondo Carruba.
404	Famiglia Massalia	MAS	6424	S	0.22	20 Massalia aei: (2.37 a 2.45; 0.12 a 0.21; 0.4 a 2.4)
405	Complesso Nysa – Polana (famiglia Hertha; famiglia Eulalia)	NYS	19073	SFC	0,28 0,06	44 Nysa / 142 Polana anche conosciuta come la famiglia Hertha (135 Hertha). Include la famiglia Eulalia ( 495 Eulalia )
406	Famiglia Erigone	ERI	1776	CX	0.06	163 Erigone. Può essere unito con la famiglia Martes dinamicamente diversa in un'unica famiglia collisionale .
407	Famiglia Clarissa	CLA	179	X	0.05	302 Clarissa
408	Famiglia Sulamitis	SUL	303	C	0.04	752 Sulamite
409	Famiglia Lucienne	LCI	142	S	0.22	1892 Lucienne
410	Famiglia Euterpe	EUT	474	S	0.26	27 Euterpe
411	Famiglia Datura	DAT	6	S	0,21	1270 Datura ; Famiglia di recente con membri: (60151) , (90265) , (203370) , (215619) e (338309)
412	Famiglia Lucascavin	LCA	3	S	-	21509 Lucascavin ; membri: (180255) , (209570)
413	Famiglia Klio	KLI	330	C	0,07	84 Klio
414	Famiglia Chimera	CIM	108	CX	0.06	623 Chimera
415	Famiglia Caldea ( famiglia Salli )	CHL	132	C	0,07	313 Caldea ; alt. dal 1715 Salli
416	Famiglia Svea	SVE	48	CX	0.06	329 Svea
417	famiglia senza nome	417	9	-	-	(108138) 2001 GB 11
701	Famiglia Phocaea	PHO	1989	S	0.22	25 Focaea
501	Famiglia Giunone	JUN	1684	S	0.25	3 Giunone
502	Famiglia Eunomia	EUN	5670	S	0,19	15 Eunomia
504	Famiglia Nemesis ( famiglia Liberatrix o Zdeněkhorský)	NEM	1302	C	0.05	128 Nemesis prende anche il nome da 58 Concordia e 3827 Zdeněkhorský . Già famiglia Liberatrix
505	Famiglia Adeona	ADE	2236	C	0,07	145 Adeona
506	Famiglia Maria (famiglia Roma)	MAR	2940	S	0.25	170 Maria ; in alternativa da 472 Roma
507	Famiglia Padova (famiglia Lydia)	PAD	1087	X	0.10	363 Padova ; nota anche come famiglia Lydia da 110 Lydia
508	Famiglia eolia	AEO	296	X	0,17	396 Aeolia
509	Famiglia Chloris	CLO	424	C	0.06	410 Chloris
510	Famiglia Misa	MIS	702	C	0.03	569 Misa
511	Famiglia Brangäne	BRG	195	S	0.10	606 Brangäne
512	Famiglia Dora	DOR	1259	C	0.05	668 Dora
513	Famiglia Merxia	MRX	1215	S	0.23	808 Merxia
514	Famiglia Agnia	AGN	2125	S	0,18	847 Agnia
515	Famiglia Astrid	AST	489	C	0,08	1128 Astrid
516	Famiglia Gefion ( famiglia Ceres ; famiglia Minerva)	GEF	2547	S	0.20	1272 Gefion , aei: (da 2,74 a 2,82; da 0,08 a 0,18; da 7,4 a 10,5); noto anche come famiglia 1 Cerere ; e 93 Minerva
517	Famiglia König	KON	354	CX	0.04	3815 König
518	Famiglia Rafita	RAF	1295	S	0.25	1644 Rafita , (l'omonimo è un sospetto intruso ; non elencato in famiglia); membri (1587) e (1658)
519	Famiglia Hoffmeister	HOF	1819	C F	0.04	1726 Hoffmeister
520	Famiglia Iannini	IAN	150	S	0,32	4652 Iannini
521	Famiglia Kazuya	KAZ	44	S	0,21	7353 Kazuya
522	Famiglia Ino	INO	463	S	0,24	173 Ino
523	Famiglia Emilkowalski	EMI	4	S	0.20	14627 Emilkowalski ; membri: (126761) , (224559) e (256124)
524	Famiglia Brugmansia	524	3	S	-	16598 Brugmansia ; membri: (190603) e (218697)
525	Famiglia Schulhof	SHF	5	S	0,27	2384 Schulhof ; membri: (81337) , (140600) , (271044) , (286239)
526	famiglia senza nome	526	58	C	0.06	(53546) 2000 BY 6
527	Famiglia Lorre	LOR	2	C	0.05	5438 Lorre ; altro membro: (208099)
528	Famiglia Leonidas	LEO	135	CX	0,07	2782 Leonidas ; identico alla famiglia Vibilia: VIB (e elencato come tale); (4793)
529	Famiglia Vibilia	VIB	180	C	0.06	144 Vibilia identico alla famiglia Leonidas: LEO .
530	Famiglia Phaeo	PAE	146	X	0.06	322 Phaeo
531	Famiglia Mitidika	MIT	653	C	0.06	2262 Mitidika (non elencato nella famiglia); membri: (404) e (99)
532	Famiglia Henan	HEN	1872	L	0.20	2085 Henan
533	Famiglia Hanna	HNA	280	CX	0.05	1668 Hanna
534	Famiglia Karma	KRM	124	CX	0.05	3811 Karma
535	Famiglia Witt	WIT	1618	S	0.26	2732 Witt
536	Famiglia Xizang	XIZ	275	-	0,12	2344 Xizang
537	Famiglia Watsonia	WAT	99	L	0,13	729 Watsonia
538	Famiglia Jones	JNS	22	T	0.05	3152 Jones
539	Famiglia Aëria	AER	272	X	0,17	369 Aeria
540	Famiglia Julia	JUL	33	S	0,19	89 Julia
541	Famiglia Postrema	POS	108	CX	0.05	1484 Postrema
801	Famiglia Pallas	PAL	128	B	0.16	2 Pallas
802	Famiglia Gallia	GAL	182	S	0,17	148 Gallia
803	Famiglia Hansa	HNS	1094	S	0.26	480 Hansa aei: (~ 2.66; ~ 0.06; ~ 22.0 °)
804	Famiglia Gersuind	GER	415	S	0.15	686 Gersuind
805	Famiglia Barcellona	BAR	306	S	0.25	945 Barcellona
806	Famiglia Tina	TIN	96	X	0,34	1222 Tina
807	Famiglia Brucato	BRU	342	CX	0.06	4203 Brucato
601	Famiglia Hygiea	HYG	4854	C B	0.06	10 Hygiea
602	famiglia Themis	THM	4782	C	0,07	24 Themis
603	Famiglia Sylvia	SYL	255	X	0.05	87 Sylvia ; famiglia all'interno del gruppo Cybele
604	Famiglia Meliboea	MEL	444	C	0.05	137 Meliboea
605	Famiglia Koronis (famiglia Lacrimosa)	KOR	5949	S	0.15	158 Koronis , anche il nome di 208 Lacrimosa
606	Famiglia Eos	EOS	9789	K	0,13	221 Eos
607	Famiglia Emma	EMA	76	C	0.05	283 Emma
608	Famiglia brasilia	BRA	579	X	0,18	293 Brasilia (l'omonimo è un sospetto intruso
609	Famiglia Veritas	VER	1294	CPD	0,07	490 Veritas e 92 Undina
610	Famiglia Karin	KAR	541	S	0,21	832 Karin . Famiglia di recente formazione situata all'interno della famiglia Koronis .
611	Famiglia Naëma	NAE	301	C	0,08	845 Naëma
612	Famiglia Tirela (famiglia Klumpkea)	TIR	1395	S	0,07	1400 Tirela , in alternativa intitolata a 1040 Klumpkea
613	Famiglia Lixiaohua (famiglia Gantrisch)	LIX	756	CX	0.04	3556 Lixiaohua ; sebbene il membro più grande sia 3330 Gantrisch
614	Famiglia Telramund (famiglia Klytaemnestra)	TEL	468	S	0.22	9506 Telramund ; in alt. 179 Klytaemnestra
615	famiglia senza nome	615	104	CX	0,17	(18405) 1993 FY 12
616	Famiglia Charis	CHA	808	C	0,08	627 Charis
617	Famiglia Theobalda	THB	376	CX	0.06	778 Theobalda aei: (da 3.16 a 3.19; da 0.24 a 0.27; da 14 a 15)
618	Famiglia Terentia	TRE	79	C	0,07	1189 Terentia
619	Famiglia Lau	LAU	56	S	0,27	10811 Lau
620	Famiglia Beagle	BGL	148	C	0,09	656 Beagle . La famiglia di recente formazione si trova all'interno della famiglia Themis. Include 7968 Elst – Pizarro
621	Famiglia Koronis (II)	K-2	246	S	0.14	158 Koronis seconda famiglia
622	Famiglia Terpsichore	TRP	138	C	0.05	81 Terpsichore
623	Famiglia Fringilla	FRI	134	X	0.05	709 Fringilla
624	Famiglia Durisen	DUR	27	X	0.04	5567 Durisen
625	Famiglia Yakovlev	YAK	67	C	0.05	5614 Yakovlev
626	Famiglia San Marcello	SAN	144	X	0,19	7481 San Marcello
627	famiglia senza nome	627	38	CX	0.05	(15454) 1998 YB 3
628	famiglia senza nome	628	248	S	0.10	(15477) 1999 CG 1
629	famiglia senza nome	629	58	S	0,21	(36256) 1999 XT 17
630	Famiglia Aegle	AEG	99	CX	0,07	96 Aegle
631	Famiglia Ursula	URS	1466	CX	0.06	375 Ursula
632	Famiglia Elfriede	ELF	63	C	0.05	618 Elfriede
633	Famiglia Itha	ITH	54	S	0.23	918 Itha
634	Famiglia Inarradas	INA	38	CX	0,07	3438 Inarradas
635	Famiglia Anfimov	ANF	58	S	0.16	7468 Anfimov
636	Famiglia Marconia	MRC	34	CX	0.05	1332 Marconia
637	famiglia senza nome	637	64	CX	0.05	(106302) 2000 UJ 87
638	Famiglia croazia	CRO	93	X	0,07	589 Croazia
639	Famiglia Imhilde	IMH	43	CX	0.05	926 Imhilde
640	Famiglia Gibbs	GBS	8	-	-	331P / Gibbs
641	Famiglia Juliana	JLI	76	CX	0.05	816 Juliana
901	Famiglia Euphrosyne	EUP	2035	C	0.06	31 Euphrosyne
902	Famiglia Alauda	ALA	1294	B	0,07	702 Alauda
903	Famiglia Ulla	ULA	26	X	0.05	909 Ulla ; famiglia del gruppo Cybele
904	Famiglia Luthera (famiglia Kartvelia)	LUT	163	X	0.04	1303 Luthera ; fam. anche 781 Kartvelia
905	Famiglia armenia	ARM	40	C	0.05	780 Armenia

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Le principali famiglie:

FAMIGLIA di VESTA

- La famiglia di asteroidi di Vesta è un grande e importante raggruppamento di molti asteroidi di tipo V nella fascia principale profonda nei pressi di 4 Vesta. Approssimativamente il 6% della fascia principale di asteroidi appartiene a questa famiglia.

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FAMIGLIA di FLORA

- La famiglia Flora è una famiglia di asteroidi di tipo S che si trova nella regione interna della fascia principale tra Marte e Giove, e prende il nome da 8 Flora.

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GRUPPO di HILDA

- La famiglia di asteroidi Hilda si trovano in risonanza orbitale 2:3 con Giove, prende il nome da Hilda.
La famiglia di asteroidi Hilda è una famiglia di asteroidi della fascia principale del sistema solare caratterizzati da semiassi maggiori compresi fra 3,7 e 4,2 UA, eccentricità orbitali minori di 0,3 e inclinazioni orbitali minori di 20°.
In verità non si tratta di una famiglia vera e propria, poiché i corpi che la compongono non discendono da un comune oggetto progenitore; è invece un gruppo dinamico, composta da asteroidi intrappolati in un rapporto di risonanza orbitale 2:3 con il pianeta Giove.
Gli asteroidi Hilda percorrono le loro orbite in modo tale da raggiungere l'afelio in posizione diametralmente opposta a quella di Giove, oppure ad una distanza angolare di 60° dal gigante gassoso, nei punti lagrangiani L4 ed L5. Nel corso di tre orbite successive ogni asteroide Hilda tocca, in successione, questi tre punti.
La famiglia deve il suo nome all'oggetto principale che vi appartiene, l'asteroide Hilda, appunto.

( In VIOLA la famiglia di Hilda, in VERDE i Troiani di Giove - Nel grafico Giove risulta stazionario ).
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FAMIGLIA di EOS

- La famiglia Eos è una famiglia di asteroidi molto popolosa della fascia principale.
Il prototipo della famiglia è l'asteroide 221 Eos, si crede che la famiglia sia il risultato di un'antica collisione catastrofica.

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FAMIGLIA di EUNOMIA

- La famiglia di asteroidi Eunomia è un grande raggruppamento di asteroidi di tipo S che prendono il nome da 15 Eunomia. È la più importante famiglia della Fascia principale intermedia. Circa il 5% della fascia principale di asteroidi appartiene a questa famiglia.

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FAMIGLIA di IGEA

- La famiglia di asteroidi Igea è una delle principali famiglia di asteroidi della fascia principale del sistema solare; essa si compone di asteroidi di tipo B e C, ricchi di carbonio. La famiglia deve il suo nome all'oggetto principale che vi appartiene, l'asteroide Igea, appunto. Si stima che circa l'1% di tutti gli asteroidi della fascia principale conosciuti possa essere classificato come appartenente alla famiglia Igea.

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FAMIGLIA KORONIS-LACRIMOSA

- La famiglia di asteroidi Koronis è una famiglia di asteroidi della fascia principale del sistema solare caratterizzati da parametri orbitali simili; deve il suo nome all'oggetto principale che vi appartiene, l'asteroide 158 Koronis, appunto. Si ritiene solitamente che i corpi appartenenti ad una medesima famiglia asteroidale condividano un'origine comune, con orbite quasi circolari ed inclinazioni da 1° a 3,5°.

( Dimensioni in scala dei principali componenti, per 243 Ida abbiamo le immagini della Galileo, per gli altri i modelli ottenuti da occultazioni stellari ed analisi delle curve di luce ).

ESEMPI:

(27184) CIABATTARI

27184 Ciabattari (designazioni provvisorie : 1999 CX4 - 2000 GA55) , è un piccolo asteroide della fascia principale, appartenente alla famiglia collisionale di Koronis-Lacrimosa.

Scoperta e denominazione:
Scoperto nel 1999 da Sauro Donati presso l'osservatorio astronomico di monte Agliale a Borgo a Mozzano.
Dedicato a Fabrizio Ciabattari (1970), è un astronomo dilettante italiano, direttore dell'Osservatorio astronomico di Monte Agliale per oltre 10 anni. È un insegnante di matematica e brillante divulgatore scientifico. Ha creato un programma per automatizzare il telescopio dell'osservatorio, permettendo la scoperta di molte supernovae.

Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +14,1 mag , con un diametro medio di circa 3,8 km ed un albedo di 0,204 che ci fa ipotizzare che sia un asteroide pietroso di tipo tassonomico S e non-carbonaceo, non sappiamo nulla sulla sua struttura, quindi potrebbe essere un monolite ma più probabilmente un riaggregato di macerie nato dai frammenti che hanno creato la sua famiglia dopo l'evento distruttivo avvenuto tra due corpi progenitori circa 2 miliardi di anni fa.

Parametri Orbitali:
Presenta un'orbita quasi circolare caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,900232 UA e da una bassa eccentricità di 0,08244509, leggermente inclinata di soli 2,056697° rispetto all'eclittica.
Spaziando da un perielio di 2,661122 UA fino ad un afelio di 3,1393418 UA.
Ha un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 1804,45 giorni
(4,94 anni) , e da esso riceve una radianza di 161,5 W/m2 , con una temperatura superficiale di circa -100°c.
Orbita intorno al Sole ad una velocità media di circa 17,5 km/s.

Longitudine del nodo ascendente	21,24713°
Argomento del perielio	332,3191098°
Anomalia media	164,881°

( Grafico dell'orbita - JPL ).

LINK:
JPL : https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=27184
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FAMIGLIA di TEMI

- La famiglia di asteroidi Temi è una famiglia di asteroidi (più precisamente una famiglia Hirayama) della fascia principale del sistema solare caratterizzati da parametri orbitali simili, deve il suo nome all'oggetto principale che vi appartiene, l'asteroide 24 Temi, appunto.

Si tratta di una delle famiglie asteroidali più popolose oggi conosciute, con Semiassi maggiori delle orbite compresi fra 3,080 e 3,240 UA, Eccentricità orbitali comprese fra 0,090 e 0,220 , ed Inclinazioni orbitali inferiori a 3°. Gli asteroidi della famiglia sono di classe spettrale C; si tratta cioè di corpi simili, per composizione, a condriti carbonacee.

( Analisi spettrale di alcuni membri ).
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FAMIGLIA di MARIA-ROMA

- La famiglia di asteroidi Maria è una famiglia di asteroidi della fascia principale del sistema solare caratterizzati da parametri orbitali simili; deve il suo nome all'oggetto principale che vi appartiene, l'asteroide 170 Maria, appunto e 472 Roma .
Si ritiene solitamente che i corpi appartenenti ad una medesima famiglia asteroidale condividano un'origine comune. Alcuni astronomi ritengono che 433 Eros sia un corpo originato da questa famiglia.

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FAMIGLIA NYSA-POLANA

- la famiglia Nysa – Polana, si trova nella regione interna della cintura di asteroidi, in orbita attorno al sole tra 2,41 e 2,5 AU. Gli asteroidi in questo complesso hanno eccentricità tra 0,12 e 0,21 e inclinazioni di 1,4 a 4,3. La famiglia deriva il suo nome dal membro più voluminoso, 44 Nysa. Inoltre in passato, è stata conosciuta come la famiglia di Hertha, da 135 Hertha.

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FAMIGLIA di ADEONA

- La famiglia di asteroidi Adeona è una famiglia di asteroidi della fascia principale del sistema solare caratterizzati da parametri orbitali simili; deve il suo nome all'oggetto principale che vi appartiene, l'asteroide 145 Adeona.

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FAMIGLIA di GEFION

- La famiglia di asteroidi Gefion è una delle famiglie di asteroidi della Fascia principale del Sistema solare. Essa si compone di asteroidi di tipo S, costituiti principalmente di silicati. Il nome della famiglia deriva dall'asteroide 1272 Gefion, mentre 2631 Zhejiang, dal diametro di 34 km, è l'asteroide dalle maggiori dimensioni. D'altra parte, 2911 Miahelena è più luminoso e potrebbe avere un diametro di circa 47 km se fosse confermato anche per lui il basso valore di albedo di 0.025, comune agli altri membri della famiglia.

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FAMIGLIA di DORA

- La Famiglia di asteroidi Dora è una delle famiglie di asteroidi della Fascia principale del Sistema solare. Il nome della famiglia deriva dall'asteroide 668 Dora , ed è composta da 1259 corpi di tipo C.

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FAMIGLIA di ASTREA

La famiglia di asteroidi Astrea è una famiglia di asteroidi della fascia principale del sistema solare caratterizzati da parametri orbitali simili; deve il suo nome all'oggetto principale che vi appartiene, l'asteroide Astrea.
Gli asteroidi di questa famiglia, appartengono alla classe spettrale S e presentano un'albedo geometrica compresa tra 0,10 e 0,50, con un valore medio prossimo a 0,269 ± 0,076. Per confronto, quella di Astrea è pari a 0,274 ± 0,033.
La famiglia ha un'età superiore ai 300 milioni di anni.

Negli anni novanta, Vincenzo Zappalà, Philippe Bendjoya ed altri colleghi condussero un importante lavoro di revisione del raggruppamento in famiglie degli asteroidi, introducendo dei criteri oggettivi ed affidabili. Nelle loro ricerche, tuttavia, non identificarono alcun raggruppamento di asteroidi che potesse essere attribuibile ad una famiglia Astrea, che fu però nuovamente identificata nel 2013 analizzando i dati ottenuti nell'ambito della missione NEOWISE del Wide-field Infrared Survey Explorer e confermata nel 2014.
Joseph R. Masiero e colleghi, in effetti, non identificarono come appartenente alla famiglia Astrea nessuno degli asteroidi indicati come tali nei lavori precedenti.
Tra i membri dal numero identificativo minore risultarono 5897 Novotná (5,419 km di diametro) e 6699 Igaueno (5,944 km) e solo per i sei asteroidi riportati nella tabella qua sotto, fu stimato un diametro medio superiore ai 5 km.

N° e Nome		Diametro medio	Semiasse maggiore	Inclinazione orbitale	Eccentricità
5	Astraea	113 km	2,5762 UA	4,5138°	0,1980
5897	Novotná	5,42 km	2,5780 UA	4,2208°	0,1980
6699	Igaueno	5,75 km	2,5801 UA	3,9795°	0,1880
8514	1991 PK₁₅	5,93 km	2,5815 UA	4,6173°	0,2144
28404	1999 TQ₅	6,15 km	2,5887 UA	4,4391°	0,1949
53195	1999 CL₅₃	5,17 km	2,5765 UA	4,6633°	0,2049

Poiché la famiglia ha origine collisionale, i suoi membri cioè sono i frammenti lanciati nello spazio da uno o più impatti che hanno interessato la superficie di Astrea, si ritiene che gli oggetti dal diametro superiore agli 8 km , salvo Astrea stessa , debbano essere considerati non-appartenenti.
Se si accetta tale criterio, andrebbero rimossi dal gruppo anche 1044 Teutonia (17,511 km) e 4700 Carusi (7,754 ± 0,228 km), sebbene i parametri orbitali renderebbero possibile una loro appartenenza alla famiglia.
Al 2014, la famiglia include 2120 asteroidi noti, il 77% dei quali ha diametro inferiore ai 2 km.
I membri appartenenti alla famiglia presentano parametri orbitali propri all'interno del seguente intervallo:

	a_p	e_p	i_p
min	2,552 UA	0,146	3,09°
max	2,610 UA	0,236	5,45°

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FAMIGLIA VERITAS-UNDINA

Si ritiene che i due asteroidi possano essere stati coinvolti in una delle più massicce collisioni avvenuta negli ultimi 100 milioni di anni, nella fascia principale.

Gli asteroidi (490) Veritas e (92) Undina, con un diametro rispettivamente di 115 e 125 km, sono gli oggetti più grandi di una famiglia di asteroidi composta da più di 300 membri, detta famiglia Veritas. David Nesvorný del Southwest Research Institute di Boulder, Colorado, USA, ha tracciato le orbite di questi corpi indietro nel tempo, ed ha ipotizzato e modellato un caso di collisione di un corpo di almeno 150 km di diametro con un asteroide più piccolo, che dovrebbe essere avvenuto circa 8 milioni di anni fa, nell'epoca del tardo Miocene. Veritas e Undina sarebbero stati i più grandi fra i frammenti di questa ipotetica collisione.

Nesvorný, Kenneth Farley et al. , hanno ricavato questa stima sulla base delle prove trovate nei sedimenti del fondo marino, risalenti a quell'epoca, che evidenziano un considerevole incremento di ben quattro volte rispetto alla quantità di polvere cosmica che normalmente raggiungeva la superficie terrestre in quell'epoca, iniziata 8,2 milioni di anni fa e diminuita gradualmente nel corso degli anni successivi. Questa è una delle maggiori deposizioni di polvere cosmica avvenuta negli ultimi 100 milioni di anni.

La sospetta collisione che avrebbe originato la famiglia di Veritas-Undina sarebbe avvenuta abbastanza lontana da Giove, così che alcuni frammenti risultanti (perlopiù costituiti da una grande quantità di polvere asteroidale) avrebbero potuto raggiungere la Terra stessa. Successivamente, l'Effetto Poynting-Robertson, dovuto alla pressione di radiazione relativa alla radiazione solare stessa, avrebbe spinto parte della polvere risultante verso l'interno per l'orbita della Terra, in un arco di tempo compatibile con la quantità di polveri rilevate nei sedimenti oceanici.

LINK : http://www.astro.umd.edu/~dcr/reprints/michel_icarus211,535.pdf

( Grafico della distribuzione dei membri ).

(490) VERITAS

(490) Veritas è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 115,55 km.
Scoperto nel 1902 da Max Wolf.
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,1681157 UA e da un'eccentricità di 0,0989928, inclinata di 9,26585° rispetto all'eclittica.
Ha una superficie molto scura ricoperta da uno strato di materiale carbonioso con un albedo di 0,0622 ed appartiene alla classe spettrale C .
La massa è calcolata in (5,99 ± 2,23) × 10E18 kg con una densità di 8,37 ± 3,23 kg/dm3 che fa ipotizzare che sotto lo strato superficiale ci sia un nucleo di ferro-nichel simile alla composizione di Undina.
Il suo periodo di rotazione è di 7,930 h.

(92) UNDINA

(92) Undina è un grande asteroide della Fascia principale, con un diametro medio di 126,4 km, e ruota su se stesso in 15,94 h.
La sua superficie è molto brillante, con albedo di 0,251 , di classe spettrale M ed è composto probabilmente da nichel e ferro allo stato puro.
Ha una massa di (4,43 ± 0,25) × 10E18 kg con quindi una densità di 4,39 ± 0,42 kg/dm3.

Undina fu scoperto il 7 luglio 1867 da Christian Heinrich Friedrich Peters dall'osservatorio dell'Hamilton College di Clinton (New York, USA).
Presenta un orbita con un semiasse-maggiore di 3,191 UA con un'eccentricità di 0,10 ed un periodo di rivoluzione di 5,7 anni, inclinata di 9,921° sull'eclittica.

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GRUPPO di HUNGARIA

Gli asteroidi del gruppo di Hungaria sono corpi che si trovano nella Fascia Principale più interna, con orbite a bassa eccentricità e alta inclinazione.
Gli Hungaria noti sono più di 7300 , un numero considerevole .

In effetti l’eccentricità orbitale degli Hungaria è inferiore a 0,18 mentre l’inclinazione sul piano dell’Eclittica è piuttosto elevata, compresa fra 16° e 34°. Con queste condizioni geometriche non si intersecano le orbite della Terra e di Marte, quindi gli Hungaria non rappresentano un rischio impatto per il nostro pianeta. Il semiasse maggiore delle orbite di questo gruppo è compreso fra 1,78 e 2 UA, di conseguenza questi asteroidi possono arrivare ad una distanza compresa fra 0,5 e 1,1 UA rispetto al piano dell’Eclittica. Gli Hungaria hanno un periodo orbitale medio di circa 2,6 anni, ossia sono in risonanza di moto medio 9:2 con Giove e 3:2 con Marte. Questa risonanza a lungo andare sarebbe deleteria per la stabilità orbitale degli Hungaria ma, grazie all’elevata inclinazione sull’Eclittica che li porta lontano dai pianeti, questi asteroidi non sono soggetti a forti perturbazioni gravitazionali o a deformazioni mareali e le orbite sono relativamente stabili.

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FAMIGLIA di HUNGARIA

All’interno del gruppo degli Hungaria, c’è la vera famiglia fisica dell’asteroide 434 Hungaria (che dà il nome all’intero gruppo). I membri della famiglia, tutti della stessa classe spettrale E (albedo geometrico medio di 0,40), sono stati generati dalla distruzione collisionale di un comune corpo progenitore. I membri del gruppo degli Hungaria, che non appartengono alla famiglia, tendono invece ad essere comuni asteroidi di tipo S.
L’asteroide (434) Hungaria ha un diametro di circa 20 km (ed è il corpo maggiore di tutto il gruppo), mentre il periodo di rotazione è di 26,51 h. Il suo tipo spettrale è il raro tipo E.
Il confronto con lo spettro delle meteoriti indica una composizione a base di enstatite pura (MgSiO3), un pirosseno contenente del magnesio, costituente essenziale di diverse rocce vulcaniche terrestri. Probabilmente, si tratta di un frammento della crosta di un planetesimo primordiale abbastanza grande da essersi differenziato in nucleo e crosta prima di essere distrutto da una collisione. La sua scoperta fu fatta l’11 settembre 1898, e si deve a Max Wolf dell’Università di Heidelberg.
L'asteroide (2867) Steins, sorvolato dalla sonda Rosetta e un membro di questa famiglia e quindi del gruppo.

FONTE : https://asteroidiedintorni.blog/2018/01/19/il-magico-anello-degli-hungaria/
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GLI ASTEROIDI DI

CLASSE ALINDA

Gruppo dinamico:

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

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

(887) Alinda

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

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

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

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

( Grafico dell'orbita di Alinda - JPL ).

Risonanze:

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

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

Avvicinamenti alla Terra:

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

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

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

(6489) Golevka

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

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

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

( Rilevamento radar dell'asteroide Golevka ).

Il caso di ( 2019 MO ):

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

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

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

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

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

Elenco:

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

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

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Grafici con tutti gli asteroidi:

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FAMIGLIE ASTEROIDALI
PRIMORDIALI

L'identificazione di una famiglia di asteroidi primordiali, limita il numero della popolazione planetesimale originale:
Di: Marco Delbo', Kevin Walsh, Bryce Bolin, Chrysa Avdellidou, Alessandro Morbidelli.
Tradotto da: Andreotti Roberto - INSA.

I legami familiari rivelano i planetesimi originali:
La fascia degli asteroidi ha avuto origine da detriti rimasti dalla formazione del nostro sistema solare, inclusi oggetti che non sono mai diventati abbastanza grandi da diventare pianeti.
Le collisioni distruttive portarono all'attuale proliferazione di asteroidi ed i gruppi che inizialmente facevano parte dello stesso corpo hanno orbite correlate e sono noti come famiglie.
Delbo' et al. hanno identificato un'antica famiglia composta principalmente da asteroidi scuri che in precedenza non erano stati collegati alle altre famiglie.
Da questo, hanno calcolato la popolazione originale della cintura, dimostrando che conteneva diverse dozzine di corpi di medie dimensioni noti come planetesimi.

Riassunto:
Un quarto degli asteroidi conosciuti è associato a più di 100 famiglie di asteroidi distinte, il che significa che questi asteroidi hanno origine come frammenti di impatto dai corpi che sono i genitori della famiglia stessa.
La determinazione di quali asteroidi della popolazione rimanente sono membri di famiglie non scoperte, o accumulati come planetesimi dal disco protoplanetario, migliorerebbe la comprensione di una fase critica della formazione planetaria svelando la distribuzione delle dimensioni planetarie sconosciute. Abbiamo scoperto una famiglia di asteroidi di 4 miliardi di anni che si estende su tutta la parte interna della fascia principale i cui membri includono la maggior parte degli asteroidi scuri precedentemente non collegati alle famiglie.
Questo ci permette di identificare alcuni planetesimi originali, che sono tutti più grandi di 35 km, supportando la teoria che gli asteroidi nascono grandi.
Il loro numero corrisponde ai corpi dei genitori noti e distinti dei meteoriti.

(Zona interna della fascia principale, con principali famiglie e con gli asteroidi non-familiari in nero).

Relazione:
Comprendere la formazione dei planetesimi, i mattoni dei pianeti, è un problema cruciale nella scienza planetaria. Tradizionalmente, viene invocato un processo di coagulazione, in cui l'accumulo di collisioni crea corpi di tutte le dimensioni fino a diverse centinaia di chilometri. Tuttavia, nuovi modelli propongono che i planetesimi possano formarsi preferenzialmente da 100 a 10.000 km di diametro direttamente dall'ammasso di particelle di polvere nel disco protoplanetario, essenzialmente saltando la formazione di corpi chilometrici e più piccoli.
Tuttavia, la distribuzione dimensionale planetaria risultante prevista da questi nuovi modelli dipende dalla risoluzione delle simulazioni e quindi non è ancora nota quantitativamente.

Un approccio alternativo consiste nel limitare in modo osservativo la distribuzione dimensionale originale dei planetesimi rimasti nella fascia principale degli asteroidi.
Sfortunatamente, 4,5 miliardi di anni di collisioni hanno distrutto diversi asteroidi originali (i planetesimi) e prodotto generazioni di frammenti di asteroidi più giovani, quindi la distribuzione delle dimensioni originali non può più essere distinta da quella prodotta dalle collisioni.
In linea di principio, i frammenti di asteroidi dovrebbero essere identificabili come famiglie di asteroidi: ammassi nello spazio orbitale con una densità significativamente maggiore di quella dello sfondo locale. Tuttavia, queste famiglie si disperdono nel tempo; il semiasse maggiore proprio orbitale di ogni frammento, va alla deriva variando a causa della forza della radiazione termica per effetto Yarkovsky, mentre l'eccentricità e l'inclinazione sono influenzate dalle risonanze orbitali con i pianeti, le cui posizioni sono attraversate dagli asteroidi mentre si spostano attraverso la cintura. Questo rende le famiglie più difficili da identificare in riguardo all'età, perché i loro membri vengono sparsi nello spazio in modo che essi si confondono con lo sfondo.
La dispersione dei frammenti familiari è ulteriormente complicata dal fatto che ad un certo punto della storia del sistema solare, i pianeti giganti hanno subito un'instabilità orbitale migrando e sconquassando il sistema solare.
Ciò ha spostato le posizioni delle risonanze e ha provocato la dispersione incoerente di eccentricità ed inclinazione di qualsiasi famiglia di asteroidi primordiali preesistenti nella fascia principale.
Tutti questi effetti sono tali che le famiglie di età superiore da 2,0 miliardi a 2,5 miliardi di anni sono raramente identificate rispetto a quelle più giovani, il che implica che il campione di famiglie conosciute è osservazionalmente incompleto.

Abbiamo cercato famiglie di asteroidi vecchie e disperse utilizzando un metodo che cerca di identificare gruppi di asteroidi a forma di V nello spazio in un grafico (a , 1/D ), dove D è il diametro dell'asteroide ( Fig.1 ). Una caratteristica forma a V è la firma prevista di una famiglia di asteroidi creato dalla frammentazione di un corpo unico genitore, seguita dalla successiva deriva dei frammenti dal centro dei parametri della famiglia a causa dell'effetto Yarkovsky non gravitazionale, che si verifica ad una velocità (da/dt - t è il tempo) proporzionale al diametro inverso, 1/D.
Abbiamo applicato il nostro metodo di ricerca della forma a V agli asteroidi con albedo visibile geometrica bassa pV <0,12 situati nella cintura principale interna: da 2,1 < a <2,5 UA.
Questa soglia di albedo seleziona preferenzialmente asteroidi con composizione carboniosa, classificati nel complesso C spettroscopico. Abbiamo trovato una forma a V precedentemente non identificata ( Fig.2 ), il cui lato interno è visibile in Fig.1 .
Anche il lato esterno è localizzato dal nostro metodo di ricerca della forma a V , ma il suo rilevamento è debole perché si sovrappone alle forme a V di altre famiglie note.
Il momento in cui la famiglia si è formata è determinato dalla pendenza del lato interno della sua forma a V, che lo piazza a 4 miliardi di anni fa, rendendolo più antico della maggior parte delle famiglie conosciute.

( Fig. 1 Distribuzione degli asteroidi maggiori di 5 km nella cintura principale interna. Le linee tratteggiate, convergenti a 2.2 UA, delimitano la famiglia Flora ad alto albedo. La sua pendenza a forma di V, (km –1 x AU –1) , è derivato dal valore C di riferimento con albedo visibile geometrica media della famiglia pV = 0,28. Sotto la linea tratteggiata ( K = –0,59 km –1 AU –1 ), c'è un vuoto contenente pochi asteroidi a bassa albedo, senza corpi scuri con D <50 km, ad eccezione dell'asteroide D ~ 12 km (1492) Oppolzer. Questo asteroide è classificato nel complesso S sulla base dei suoi colori della luce visibile, e appartiene alla famiglia Flora ad alto albedo, che sono due indicazioni che la sua pV = 0,09 +/- 0,03 potrebbe essere sottostimato. Gli asteroidi ad alto albedo all'interno del confine della famiglia primordiale sono all'interno della forma a V della famiglia Flora o hanno D > 35 km. La dimensione di (298) Baptistina viene corretta in modo conservativo aggiungendo il volume dei membri della sua famiglia. Per quegli asteroidi con D sconosciuta , tracciamo le barre di errore i cui limiti sono ottenuti calcolando i loro diametri dalla magnitudine assoluta (H). Il limite superiore e inferiore sono dati assumendo pV = 0,12 e 0,05, rispettivamente. Tuttavia, pochissimi di questi oggetti di diametro sconosciuto potrebbero essere localizzati nella zona vuota).

( Fig. 2 - Uscita del metodo di ricerca della forma a V. Il valore di N è rappresentato a colori in funzione della pendenza ( K ) e del semiasse maggiore del vertice di una forma a V ( a c ). I massimi in questa quantità corrispondono a famiglie probabili a causa di un eccesso di valore di N al di sopra del suo sfondo locale. Queste sono le famiglie precedentemente identificate di Eulalia e Nysa-Polana. La forma a V della famiglia primordiale ha un c = 2.366 AU, con pendenza (1/km 1/AU) dando un'età di ~ 4 miliardi di anni. Da cui viene calcolato il valore del parametro C utilizzando un albedo visibile geometrico pV = 0,055 ).

Per verificare la realtà della famiglia primordiale appena identificata, abbiamo prima studiato l'omogeneità delle proprietà fisiche dei suoi membri perché l'albedo e gli spettri dovrebbero essere simili per gli asteroidi che condividono un'origine da un corpo genitore comune; questo è spesso usato per eliminare gli intrusi familiari. Successivamente, abbiamo valutato la significatività statistica della famiglia. Nella regione di spazio che è specifico per la forma a V qui rilevata (la sezione di spazio tra il suo bordo interno e quello della famiglia Nysa-Polana) ( Fig.1), la distribuzione dell'albedo dei 125 asteroidi scuri corrisponde a quella del complesso C spettroscopico.
Degli oggetti con classi spettrali note, 17 su 19 appartengono al complesso C, e la variazione nei loro spettri di lunghezza d'onda visibile è simile a quella di altre famiglie a bassa albedo.
L'asteroide più grande e con il numero più basso di questa popolazione è (51) Nemausa.
Nella regione in cui i membri della famiglia primordiale si sovrappongono a quelli di altre famiglie note, oltre al rilevamento del bordo esterno a forma di V , abbiamo anche utilizzato una procedura basata sull'abbinamento delle dimensioni distribuzione, albedo e spettri ( Fig. 3 ) per mostrare che tutti i 64 asteroidi a bassa albedo nella cintura principale interna e non associati ad altre famiglie potrebbero anche essere membri della famiglia di 4 miliardi di anni.

( Fig. 3 - Distribuzioni dimensionali e diffusione nella corretta eccentricità e inclinazione dei membri primordiali della famiglia. ( A ) Distribuzioni dimensionali cumulative degli asteroidi a bassa albedo situati nella sezione tra i bordi interni della famiglia primordiale a forma di V e la famiglia Nysa-Polana (cerchi aperti), e asteroidi a bassa albedo che non appartengono ad altre famiglie nella regione di spazio sopra e oltre il confine interno della famiglia Nysa-Polana (cerchi pieni). Non ci sono asteroidi conosciuti con D <3,82 km nella prima popolazione. La pendenza della distribuzione dimensionale della seconda popolazione cambia a D ~ 13 km. ( B e C) Distribuzione orbitale dei membri primordiali della famiglia, che sono distribuiti su tutta la cintura principale interna. Per la prima popolazione (cerchio aperto), solo gli asteroidi con D <50 km vengono visualizzati in (B) e (C). Per la seconda popolazione (cerchi pieni), vengono tracciati solo gli oggetti con 13 < D <50 km. I punti grigi rappresentano tutti gli altri asteroidi conosciuti, indipendentemente dai loro valori di albedo ).

La forma a V della famiglia primordiale non mostra un'eccessiva densità di asteroidi su uno sfondo diffuso, tipico delle famiglie più giovani.
Invece, il bordo interno dei marchi di forma V confina con un vuoto triangolare asteroidi scuri, con 2,15 < a <2.366 AU e 0,02 <1/D <0,125 km-1 (50> D > 8 km) ( Fig. 1 ).
C'è un solo asteroide, ma probabilmente classificato erroneamente come albedo basso, con a = 2,174 UA e 1/D = 0,081 km –1 nel vuoto.
A causa dell'assenza di background, avevamo bisogno di sviluppare metodi per valutare la significatività statistica del vuoto e della forma a V. Innanzitutto, abbiamo eseguito una serie di test che mostrano che la probabilità è inferiore a 10E−6 di produrre dalle distribuzioni indipendenti dalla dimensione dei semiassi orbitali degli asteroidi una forma a V e un vuoto simili a quelli formati dagli asteroidi a bassa albedo. Successivamente, abbiamo verificato se il vuoto degli asteroidi e la forma a V primordiale potessero essere il risultato di 4 miliardi di anni di evoluzione dinamica di una distribuzione inizialmente casuale dei corpi.
Lo abbiamo fatto indagando se le deboli risonanze orbitali con i pianeti, che gli asteroidi possono attraversare quando il loro semiasse maggiore si sposta a causa dell'effetto Yarkovsky, possono aumentare le eccentricità orbitali a valori estremi, rimuovendo abbastanza asteroidi per creare il vuoto, la cui larghezza dipende dalla dimensione dell'asteroide.
Abbiamo effettuato integrazioni numeriche dell'evoluzione orbitale degli asteroidi nell'arco di 4 miliardi di anni, incluso l'effetto Yarkovsky, i pianeti e i principali asteroidi sulle loro orbite attuali. Abbiamo scoperto che solo il 50% circa degli asteroidi iniziali è stato rimosso, senza alcuna preferenza per la rimozione degli asteroidi dalla posizione del vuoto.
Pertanto, questo processo non è in grado di riprodurre le osservazioni, implicando che non esiste una ragione dinamica per la presenza del vuoto.

I pochi asteroidi scuri sotto il vuoto ( Fig. 1 ), all'interno e all'esterno del confine della famiglia primordiale, hanno D > 50 km.
Allo stesso modo, gli oggetti ad alto albedo nella stessa regione di spazio che non sono inclusi in altre forme della famiglia V hanno D > 35 km.

Conclusioni:
Concludiamo che la cintura principale interna contiene asteroidi di due origini diverse:
(i) quelli che sono frammenti collisionali di altri asteroidi e sono all'interno di forme a V .
(ii) quelli che sono all'esterno di forme a V, indicando che questi asteroidi originali non sono stati creati come frammenti collisionali nella fascia principale e sono, quindi, planetesimi accresciti direttamente dal disco protoplanetario.
Questa popolazione planetaria ha solo corpi D > 35 km e una distribuzione dimensionale superficiale (Fig.4 ), il che implica che gli asteroidi si siano accresciuti. Ciò supporta studi teorici dell'evoluzione collisionale della cintura principale, che indicava una dimensione iniziale preferita di D ~ 100 km. Per limitare la popolazione originaria di planetesimi, la popolazione planetaria attualmente osservata deve essere corretta per la perdita di corpi dipendente dalla dimensione dovuta all'evoluzione dinamica collisionale e guidata da Yarkovsky.
Abbiamo calcolato un limite superiore per la distribuzione dimensionale originale dei planetesimi, tenendo conto della perdita di asteroidi come processo stocastico.
La distribuzione dimensionale originale risultante ( Fig.4 ) è ancora meno profonda di quella prevista da alcuni attuali modelli di accrescimento.
La distribuzione potrebbe essere ancora più superficiale se consideriamo un ambiente collisionale meno efficace per la distruzione catastrofica degli asteroidi.

( Fig. 4 - Distribuzione dimensionale cumulativa dei planetesimi. La distribuzione delle dimensioni cumulative di quegli asteroidi che sono al di fuori delle forme a V a meno che non siano genitori di famiglia, come (8) Flora (quadrati pieni), viene corretta per il numero massimo di oggetti che sono stati persi a causa dell'evoluzione collisionale e dinamica, in ordine per ottenere un limite superiore per la distribuzione dei planetesimi (quadrati aperti). Le funzioni della forma N (> D ) = N 0 D β , dove N è il numero cumulativo di asteroidi, sono inserite a tratti negli intervalli di dimensioni D > 100 km, 35 < D <100 km e 8 < D<35 km. Per la distribuzione dimensionale dei planetesimi originali, otteniamo i valori di β riportati dalle etichette nel grafico. Nell'intervallo di dimensioni tra 8 e 35 km, diamo i limiti superiori 1σ e 3σ sulla distribuzione dimensionale dei planetesimi. Le dimensioni di (8) Flora, (27) Euterpe e (298) Baptistina vengono corrette in modo conservativo aggiungendo il volume dei rispettivi membri della famiglia ).

Abbiamo identificato 17 asteroidi primordiali tra 2,20 e 2,33 UA, per un totale di 170 se scalati all'intero intervallo della fascia principale (da 2,2 a 3,5 UA). Questo è molto simile al numero stimato, da 100 a 150, dei corpi genitori distinti per composizione che sono rappresentati nell'intera collezione di meteoriti.

L'origine degli asteroidi non associati a famiglie, precedentemente visti come sfondo, non è mai stata chiaramente identificata. I nostri risultati mostrano che l'estensione della famiglia primordiale e quella delle altre famiglie note a basso albedo copre l'intera fascia principale interna.
Ciò significa che tutti gli asteroidi scuri con D <50 km in quella regione sono probabilmente membri della famiglia primordiale o di altre famiglie.
L'implicazione è che lo sfondo di asteroidi non affiliati è rappresentato solo dai planetesimi, mentre gli asteroidi più piccoli a bassa albedo potrebbero essere ricondotti a una manciata di abitanti originari. Sospettiamo che questa possa essere una caratteristica generale della cintura principale, che abbiamo mostrato qui solo per 2,1 < a <2,5 UA.

A differenza di altre vecchie famiglie, l'eccentricità e l'inclinazione dei membri della famiglia primordiale non sono correlate, coprendo l'intero spazio dell'elemento orbitale della cintura principale interna ( Fig. 3, B e C ). Le distribuzioni di eccentricità ed inclinazione dei membri della famiglia primordiale sono simili ai modelli di famiglie che potrebbero essersi formate prima dell'instabilità causata dalla migrazione dei pianeti giganti.
Il momento preciso di insorgenza dell'instabilità rimane oggetto di discussione e ricerca continua, ma i nostri risultati indicano che questa famiglia precede l'instabilità indipendentemente dalla sua data perché l'età calcolata inserendo l'effetto Yarkovsky consente alla famiglia di essere vecchia quanto il sistema solare. Sebbene ci siano prove di questa instabilità in tutto il sistema solare, la famiglia primordiale rappresenta una registrazione dell'evoluzione collisionale della fascia principale prima di questo evento. L'esistenza di questa famiglia implica che la fascia principale prima dell'instabilità planetaria fosse sufficientemente eccitata dinamicamente da produrre almeno una collisione di formazione familiare molto ampia.

Alcuni dei membri più grandi delle altre famiglie note a basso albedo si trovano entro i confini della famiglia primordiale. Pertanto, questi altri genitori potrebbero essere stati membri della famiglia della famiglia primordiale stessi, prima di subire la loro successiva collisione di formazione familiare.
Ciò include le famiglie per le quali le indagini spettrali hanno rilevato somiglianze e omogeneità tra i loro membri in più regimi di lunghezza d'onda.
Se alcune delle altre famiglie a basso albedo sono legate alla famiglia primordiale, allora una grande frazione di tutti gli asteroidi a basso albedo nella fascia principale interna potrebbe condividere un ''nonno'' comune.

LINK : https://science.sciencemag.org/content/357/6355/1026
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Altri studi simili:

Un'antica e primordiale famiglia collisionale come le principali fonti di asteroidi di tipo X della cintura principale interna:
Di : M. Delbo, C. Avdellidou e A. Morbidelli.
Tradotto da: Andreotti Roberto - INSA.

Introduzione:
La popolazione di asteroidi Near-Earth, suggerisce l'esistenza di una fonte interna di asteroidi nella Cintura Principale che appartiene al complesso X spettroscopico e ha albedo moderati.
Finora è mancata l'identificazione di una tale fonte.
Sosteniamo che la fonte più probabile sia una o più famiglie di asteroidi collisionali che sono sfuggite alla scoperta fino ad ora.

Metodo:
Applichiamo un nuovo metodo per la ricerca di famiglie di asteroidi nella popolazione interna della cintura principale di asteroidi appartenenti al complesso X con albedo moderata. Invece di cercare ammassi di asteroidi nello spazio degli elementi orbitali, che potrebbero essere gravemente dispersi quando più vecchi di alcuni miliardi di anni, il nostro metodo cerca le correlazioni tra il semiasse maggiore orbitale e la dimensione inversa degli asteroidi. Questa correlazione è la firma dei membri delle famiglie collisionali, che derivava da un centro comune sotto l'effetto dell'effetto termico Yarkovsky.

Risultati:
Identifichiamo due famiglie precedentemente sconosciute nella cintura principale interna tra gli asteroidi del complesso X di albedo moderato:
- Una di loro, il cui asteroide con il numero più basso è (161) Autore, è vecchio di circa 3 miliardi di anni.
- il secondo, il cui oggetto con il numero più basso è (689) Zita, può essere vecchio quanto il Sistema Solare.

I membri di quest'ultima famiglia hanno eccentricità orbitali e inclinazioni che li diffondono su tutta la Cintura Principale interna, il che è un'indicazione che questa famiglia potrebbe essere primordiale, cioè formata prima dell'instabilità orbitale del pianeta gigante.
La stragrande maggioranza degli asteroidi del complesso X con albedo moderato della Cintura Principale interna sono geneticamente correlati, poiché possono essere inclusi in poche famiglie di asteroidi.

Solo nove asteroidi del complesso X con albedo moderato della cintura principale interna non possono essere inclusi nelle famiglie di asteroidi. Suggeriamo che questi corpi si siano formati per accrescimento diretto dei solidi nel disco protoplanetario e quindi siano planetesimi sopravvissuti.

LINK : http://arxiv.org/abs/1902.01633
PDF (EN) : https://arxiv.org/pdf/1902.01633.pdf
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A cura di Andreotti e Donati.

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