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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

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 d0.0622±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:
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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.

Afelio3,4062 UA
Perielio2,4490 UA
semiasse-maggiore
2,9276 UA
Eccentricità0,1635
Periodo orbitale
5,01 anni (1.830 giorni)
Anomalia media
21,266 °
Moto medio
0 ° 11 m  48,48 s / giorno
Inclinazione14,661 °
Longitudine del nodo ascendente
70,606 °
Argomento del perielio
175,16 °

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

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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)
    P/2008 R1 (Garradd)
    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-PANSTARSS)

    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 maggiore3,032963 UA
    Perielio2,2002419 UA
    Afelio3,866 UA
    Periodo orbitale5,28 anni
    Inclinazione orbitale0,86536°
    Eccentricità0,2745570
    Longitudine del
    nodo ascendente
    342,02406°
    Argomento del perielio11,10834°

    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 maggiore2,1886317 UA
    Perielio1,9360849 UA
    Afelio2,441 UA
    Periodo orbitale3,24 anni
    Inclinazione orbitale4,96992°
    Eccentricità0,1153903
    Longitudine del
    nodo ascendente
    279,22731°
    Argomento del perielio144,58202°


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

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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 .

    Afelio3,6619 UA
    Perielio2,4358 UA
    semiasse-maggiore
    3,0488 UA
    Eccentricità0,2011
    Periodo orbitale
    5,32 anni (1.944 giorni)
    Anomalia media
    55,529 °
    Moto medio
    0° 11m  6,36s / giorno
    Inclinazione3,2402 °
    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
    Dimensioni1,8 ± 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
    Dimensioni4 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
    CFarancione )
    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.

    Afelio4.2939  UA
    (642.36  
    Gm)
    Perielio0.98448 UA
    (147.276 Gm)
    semiasse-maggiore
    2.6392 UA
    (394,82 Gm)
    Eccentricità0,62698
    Periodo orbitale
    4,29 anni
    (1566,1 giorni
     )
    Velocità orbitale media
    16.39 km / s
    Anomalia media
    161,91 °
    Moto medio
    0° 13m 47.568sal giorno
    Inclinazione2,7683 °
    Longitudine del nodo ascendente
    269,216 °
    Argomento del perielio
    92,637 °
    Earth  MOID0,045552 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 maggiore478 085 711 km
    3,1957601 UA
    Perielio385 927 997 km
    2,5797326 UA
    Afelio570 243 425 km
    3,8117876 UA
    Periodo orbitale2086,7 giorni
    (5,71 anni)
    Inclinazione
    sull'eclittica
    0,23444°
    Eccentricità0,1927640
    Longitudine del
    nodo ascendente
    345,94582°
    Argomento del perielio35,35494°
    Anomalia media30,35631°
    Par. Tisserand (TJ)3,166 (calcolato)
    Ultimo perielio10 marzo 2017
    Prossimo perielio25 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 maggiore473058134 km
    3,1621533 UA
    Perielio398670117 km
    2,6649072 UA
    Afelio547446150 km
    3,6593994 UA
    Periodo orbitale2053,87 giorni
    (5,62 anni)
    Inclinazione
    sull'eclittica
    1,38926°
    Eccentricità0,1572492
    Longitudine del
    nodo ascendente
    160,13463°
    Argomento del perielio131,51779°
    Anomalia media38,23649°

    ( 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 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 ).
    _________________________________________
    _________________________________________

    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.
    _________________________________________
    _________________________________________

    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).
    FINnomecodN. di corpi
    Tipomedia
    albedo
    Corpo 
    principale
    e Note
    001Famiglia 
    Hilda
    HIL409
    C0.04153 Hilda all'interno 
    del più ampio gruppo 
    dinamico con lo
    stesso nome.

    (a-e-i: 3,7–4,2 UA;
    > 0,07; <20°)


    002Famiglia 
    Schubart
    SHU352
    C0.031911 Schubart
    (interno 
    gruppo Hilda)


    003Famiglia 
    Hungaria
    H2965
    E0.35434 Hungaria ; 
    situato all'interno 
    del gruppo 
    dinamico con lo 
    stesso nome.
    (a-e-i: 1,78–2,0 UA; 
    <0,18; 16° –34°)


    004Famiglia 
    Hektor
    HEK12
    --624 Hektor 
    (Jupiter trojan)


    005Famiglia 
    Eurybates
    ERY218
    C-P0.063548 Eurybates 
    (Jupiter trojan)


    006famiglia 
    senza nome
    0067
    -0.06(9799) 1996 RJ 
    (Giove trojan)


    007Famiglia
    James Bond 
    0071
    ASP-9007 James Bond

    008Famiglia 
    Arkesilaos
    ARK37
    --20961 Arkesilaos 
    (Giove trojan)


    009Famiglia 
    Ennomos
    ENM30
    -0.064709 Ennomos 
    (Jupiter trojan)


    010famiglia 
    senza nome
    01013
    -0,09(247341) 2001 UV 209 
    (Giove trojan)


    401Famiglia 
    Vesta
    V15252
    V0.354 Vesta

    402Famiglia 
    Flora
    (famiglia 
    Ariadne)
    FLO13786
    S0.308 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 
    famiglia Duponta 
    (1338) .


    403Famiglia 
    Baptistina
    BAP2500
    X0.16298 Baptistina , 
    si fonde con la 
    famiglia Belgica 
    (1052) a 100 m / s 
    secondo Carruba.


    404Famiglia 
    Massalia
    MAS6424
    S0.2220 Massalia
    aei: (2.37 a 2.45;

     0.12 a 0.21; 0.4 a 2.4)


    405Complesso 
    Nysa – Polana
    (famiglia Hertha;
     famiglia Eulalia)
    NYS19073
    SFC0,28
    0,06
    44 Nysa / 142 Polana anche conosciuta come la
    famiglia Hertha (135 Hertha). 
    Include la famiglia 
    Eulalia ( 495 Eulalia )


    406Famiglia 
    Erigone
    ERI1776
    CX0.06163 Erigone
    Può essere unito con 
    la famiglia Martes 
    dinamicamente diversa
     in un'unica 
    famiglia collisionale .


    407Famiglia 
    Clarissa
    CLA179
    X0.05302 Clarissa

    408Famiglia 
    Sulamitis
    SUL303
    C0.04752 Sulamite

    409Famiglia 
    Lucienne
    LCI142
    S0.221892 Lucienne

    410Famiglia 
    Euterpe
    EUT474
    S0.2627 Euterpe

    411Famiglia 
    Datura
    DAT6
    S0,211270 Datura ; 
    Famiglia di recente 
    con membri: 
    (60151) , (90265) , 
    (203370) , (215619) 
    (338309)


    412Famiglia 
    Lucascavin
    LCA3
    S-21509 Lucascavin ; 
    membri: (180255) , 
    (209570)


    413Famiglia 
    Klio
    KLI330
    C0,0784 Klio

    414Famiglia 
    Chimera
    CIM108
    CX0.06623 Chimera

    415Famiglia 
    Caldea
    famiglia 
    Salli )
    CHL132
    C0,07313 Caldea ; 
    alt. dal 1715 Salli 


    416Famiglia 
    Svea
    SVE48
    CX0.06329 Svea

    417famiglia 
    senza nome
    4179
    --(108138) 2001 GB 11

    701Famiglia 
    Phocaea
    PHO1989
    S0.2225 Focaea

    501Famiglia 
    Giunone
    JUN1684
    S0.253 Giunone 

    502Famiglia 
    Eunomia
    EUN5670
    S0,1915 Eunomia

    504Famiglia 
    Nemesis 
    ( famiglia
    Liberatrix o
     Zdeněkhorský)
    NEM1302
    C0.05128 Nemesis 
    prende anche il nome 
    da 58 Concordia 
    3827 Zdeněkhorský . 
    Già famiglia Liberatrix 


    505Famiglia 
    Adeona
    ADE2236
    C0,07145 Adeona

    506Famiglia 
    Maria
    (famiglia 
    Roma)
    MAR2940
    S0.25170 Maria ; 
    in alternativa 
    da 472 Roma


    507Famiglia 
    Padova
    (famiglia 
    Lydia)
    PAD1087
    X0.10363 Padova ; 
    nota anche come 
    famiglia Lydia   
    da 110 Lydia  


    508Famiglia 
    eolia
    AEO296
    X0,17396 Aeolia

    509Famiglia 
    Chloris
    CLO424
    C0.06410 Chloris 

    510Famiglia 
    Misa
    MIS702
    C0.03569 Misa 

    511Famiglia 
    Brangäne
    BRG195
    S0.10606 Brangäne

    512Famiglia 
    Dora
    DOR1259
    C0.05668 Dora 

    513Famiglia 
    Merxia
    MRX1215
    S0.23808 Merxia 

    514Famiglia 
    Agnia
    AGN2125
    S0,18847 Agnia

    515Famiglia 
    Astrid
    AST489
    C0,081128 Astrid 

    516Famiglia 
    Gefion 
    famiglia 
    Ceres ; 
    famiglia 
    Minerva)
    GEF2547
    S0.201272 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 


    517Famiglia 
    König
    KON354
    CX0.043815 König

    518Famiglia 
    Rafita
    RAF1295
    S0.251644 Rafita , 
    (l'omonimo è un sospetto intruso ; 
    non elencato in 
    famiglia); 
    membri (1587) e 
    (1658)


    519Famiglia 
    Hoffmeister
    HOF1819
    F0.041726 Hoffmeister

    520Famiglia 
    Iannini
    IAN150
    S0,324652 Iannini

    521Famiglia 
    Kazuya
    KAZ44
    S0,217353 Kazuya

    522Famiglia 
    Ino
    INO463
    S0,24173 Ino

    523Famiglia EmilkowalskiEMI4
    S0.2014627 Emilkowalski ; 
    membri: (126761) , 
    (224559) e (256124)


    524Famiglia 
    Brugmansia
    5243
    S-16598 Brugmansia ; 
    membri: (190603) 
    (218697)


    525Famiglia 
    Schulhof
    SHF5
    S0,272384 Schulhof ; 
    membri: (81337) , 
    (140600) , 
    (271044) , (286239)


    526famiglia 
    senza nome
    52658
    C0.06(53546) 2000 BY 6

    527Famiglia 
    Lorre
    LOR2
    C0.055438 Lorre ; 
    altro membro: 
    (208099)


    528Famiglia 
    Leonidas
    LEO135
    CX0,072782 Leonidas ; 
    identico alla famiglia Vibilia: VIB 
    (e elencato come tale); (4793)


    529Famiglia 
    Vibilia
    VIB180
    C0.06144 Vibilia 
    identico alla 
    famiglia Leonidas:
     LEO .


    530Famiglia 
    Phaeo
    PAE146
    X0.06322 Phaeo

    531Famiglia 
    Mitidika
    MIT653
    C0.062262 Mitidika 
    (non elencato nella famiglia); 
    membri: (404) e (99)


    532Famiglia 
    Henan
    HEN1872
    L0.202085 Henan

    533Famiglia 
    Hanna
    HNA280
    CX0.051668 Hanna

    534Famiglia 
    Karma
    KRM124
    CX0.053811 Karma

    535Famiglia 
    Witt
    WIT1618
    S0.262732 Witt

    536Famiglia 
    Xizang
    XIZ275
    -0,122344 Xizang

    537Famiglia 
    Watsonia
    WAT99
    L0,13729 Watsonia

    538Famiglia 
    Jones
    JNS22
    T0.053152 Jones

    539Famiglia 
    Aëria
    AER272
    X0,17369 Aeria

    540Famiglia 
    Julia
    JUL33
    S0,1989 Julia

    541Famiglia 
    Postrema
    POS108
    CX0.051484 Postrema

    801Famiglia 
    Pallas
    PAL128
    B0.162 Pallas 

    802Famiglia 
    Gallia
    GAL182
    S0,17148 Gallia

    803Famiglia 
    Hansa
    HNS1094
    S0.26480 Hansa 
    aei: (~ 2.66; 
    ~ 0.06; ~ 22.0 °)


    804Famiglia 
    Gersuind
    GER415
    S0.15686 Gersuind

    805Famiglia 
    Barcellona
    BAR306
    S0.25945 Barcellona

    806Famiglia 
    Tina
    TIN96
    X0,341222 Tina

    807Famiglia 
    Brucato
    BRU342
    CX0.064203 Brucato

    601Famiglia 
    Hygiea
    HYG4854
    B0.0610 Hygiea

    602famiglia 
    Themis
    THM4782
    C0,0724 Themis 

    603Famiglia 
    Sylvia
    SYL255
    X0.0587 Sylvia ; 
    famiglia all'interno del gruppo Cybele


    604Famiglia 
    Meliboea
    MEL444
    C0.05137 Meliboea 

    605Famiglia 
    Koronis
    (famiglia 
    Lacrimosa)
    KOR5949
    S0.15158 Koronis , 
    anche il nome di 
    208 Lacrimosa


    606Famiglia 
    Eos
    EOS9789
    K0,13221 Eos

    607Famiglia 
    Emma
    EMA76
    C0.05283 Emma

    608Famiglia 
    brasilia
    BRA579
    X0,18293 Brasilia 
    (l'omonimo è un sospetto intruso 


    609Famiglia 
    Veritas
    VER1294
    CPD0,07490 Veritas e
     92 Undina


    610Famiglia 
    Karin
    KAR541
    S0,21832 Karin . 
    Famiglia di recente 
    formazione situata all'interno della 
    famiglia Koronis . 


    611Famiglia 
    Naëma
    NAE301
    C0,08845 Naëma 

    612Famiglia 
    Tirela
    (famiglia 
    Klumpkea)
    TIR1395
    S0,071400 Tirela , 
    in alternativa 
    intitolata a 
    1040 Klumpkea 


    613Famiglia 
    Lixiaohua
    (famiglia 
    Gantrisch)
    LIX756
    CX0.043556 Lixiaohua ; 
    sebbene il membro
    più grande sia
     3330 Gantrisch 


    614Famiglia 
    Telramund
    (famiglia 
    Klytaemnestra)
    TEL468
    S0.229506 Telramund ; 
    in alt. 
    179 Klytaemnestra 


    615famiglia 
    senza nome
    615104
    CX0,17(18405) 1993 FY 12

    616Famiglia 
    Charis
    CHA808
    C0,08627 Charis

    617Famiglia 
    Theobalda
    THB376
    CX0.06778 Theobalda 
    aei: 
    (da 3.16 a 3.19;
     da 0.24 a 0.27; 
    da 14 a 15)


    618Famiglia 
    Terentia
    TRE79
    C0,071189 Terentia

    619Famiglia 
    Lau
    LAU56
    S0,2710811 Lau

    620Famiglia 
    Beagle
    BGL148
    C0,09656 Beagle . 
    La famiglia di 
    recente 
    formazione 
    si trova 
    all'interno della
    famiglia Themis
    Include
    7968 Elst – Pizarro 


    621Famiglia 
    Koronis 
    (II)
    K-2246
    S0.14158 Koronis 
    seconda famiglia


    622Famiglia 
    Terpsichore
    TRP138
    C0.0581 Terpsichore

    623Famiglia 
    Fringilla
    FRI134
    X0.05709 Fringilla

    624Famiglia 
    Durisen
    DUR27
    X0.045567 Durisen

    625Famiglia 
    Yakovlev
    YAK67
    C0.055614 Yakovlev

    626Famiglia 
    San Marcello
    SAN144
    X0,197481 San Marcello

    627famiglia 
    senza nome
    62738
    CX0.05(15454) 1998 YB 3

    628famiglia 
    senza nome
    628248
    S0.10(15477) 1999 CG 1

    629famiglia 
    senza nome
    62958
    S0,21(36256) 1999 XT 17

    630Famiglia 
    Aegle
    AEG99
    CX0,0796 Aegle

    631Famiglia 
    Ursula
    URS1466
    CX0.06375 Ursula

    632Famiglia 
    Elfriede
    ELF63
    C0.05618 Elfriede

    633Famiglia 
    Itha
    ITH54
    S0.23918 Itha

    634Famiglia 
    Inarradas
    INA38
    CX0,073438 Inarradas

    635Famiglia 
    Anfimov
    ANF58
    S0.167468 Anfimov

    636Famiglia 
    Marconia
    MRC34
    CX0.051332 Marconia

    637famiglia 
    senza nome
    63764
    CX0.05(106302) 2000 UJ 87

    638Famiglia 
    croazia
    CRO93
    X0,07589 Croazia

    639Famiglia 
    Imhilde
    IMH43
    CX0.05926 Imhilde

    640Famiglia 
    Gibbs
    GBS8
    --331P / Gibbs 

    641Famiglia 
    Juliana
    JLI76
    CX0.05816 Juliana

    901Famiglia 
    Euphrosyne
    EUP2035
    C0.0631 Euphrosyne

    902Famiglia 
    Alauda
    ALA1294
    B0,07702 Alauda

    903Famiglia 
    Ulla
    ULA26
    X0.05909 Ulla ; 
    famiglia del 
    gruppo Cybele


    904Famiglia 
    Luthera
    (famiglia 
    Kartvelia)
    LUT163
    X0.041303 Luthera ; 
    fam. anche 
    781 Kartvelia


    905Famiglia 
    armenia
    ARM40
    C0.05780 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 perielio332,3191098°
    Anomalia media164,881°

    ( 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 NomeDiametro
    medio
    Semiasse
    maggiore
    Inclinazione
    orbitale
    Eccentricità

    5Astraea113 km2,5762 UA4,5138°0,1980

    5897Novotná5,42 km2,5780 UA4,2208°0,1980

    6699Igaueno5,75 km2,5801 UA3,9795°0,1880

    85141991 PK155,93 km2,5815 UA4,6173°0,2144

    284041999 TQ56,15 km2,5887 UA4,4391°0,1949

    531951999 CL535,17 km2,5765 UA4,6633°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:
    apepip
    min2,552 UA0,1463,09°
    max2,610 UA0,2365,45°
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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 Alinda2.484220.56356JPL  · MPC
    1429 Pemba2.551850.33858JPL  · MPC
    1550 Tito2.546730.30984JPL  · MPC
    1607 Mavis2.547830.30741JPL  · MPC
    1915 Quetzálcoatl2.542070.57170JPL  · MPC
    2608 Seneca2.50350.57620JPL  · MPC
    3360 Syrinx2.468030.74295JPL  · MPC
    3628 Božněmcová2.536910.30052JPL  · MPC
    3806 Tremaine2.540580.31301JPL  · MPC
    4179 Toutatis2.510050.63423JPL  · MPC
    5847 Wakiya2.544420.30086JPL  · MPC
    5864 Montgolfier2.558660.32007JPL  · MPC
    6318 Cronkite2.510020.46522JPL  · MPC
    (6322) 1991 CQ2.516280.47349JPL  · MPC
    6489 Golevka2.507680.60382JPL  · MPC
    (6491) 1991 OA2.509590.58946JPL  · MPC
    7092 Cadmus2.524930.70202JPL  · MPC
    7345 Happer2.450470.32467JPL  · MPC
    (7568) 1988 VJ22.527390.33216JPL  · MPC
    (7569) 1989 BK2.549500.30348JPL  · MPC
    7638 Gladman2.536340.31606JPL  · MPC
    (8201) 1994 AH22.533620.70851JPL  · MPC
    8709 Kadlu2.534970.48432JPL  · MPC
    (9047) 1991 QF2.524790.31661JPL  · 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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