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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

ASTEROIDI cap. 5 : i NEAR-EARTH e gli altri planetosecanti . by Andreotti Roberto - INSA .

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Aggiornato il 09/02/2021

Gli asteroidi 
NEAR-EARTH
''quelli vicini alla Terra'' e gli
altri Asteroidi Planeto-Secanti

Questi asteroidi possono rimanere nelle loro orbite solo per un periodo limitato che può variare da 10 a 100 milioni di anni e prima o poi, tendono ad essere eliminati a causa di decadimenti orbitali o collisioni con i pianeti interni oppure ad essere espulsi al di fuori del sistema solare a seguito di un passaggio ravvicinato con un pianeta.
Per l'azione di questi fenomeni, questo tipo di corpi avrebbe dovuto essere già stati completamente eliminati, ma l'insieme degli asteroidi Planeto-Secanti viene continuamente riequilibrato da nuovi oggetti provenienti dalla fascia di asteroidi.
Near-Earth sono quelli che si avvicinano alla Terra, come (433) Eros (sopra in foto), e presentano rischi di impatto, si possono suddividere in tre famiglie:
  • Asteroidi Aten il cui semiasse maggiore è minore una unità astronomica.
  • Asteroidi Apollo il cui semiasse maggiore è superiore di una unità astronomica e il perielio inferiore a 1,017 UA.
  • Asteroidi Amor il cui semiasse maggiore è compreso tra quello della Terra e quello di Marte e il cui perielio è leggermente fuori dall'orbita terrestre circa 1,017 - 1,3 UA.
  • Asteroidi Atira la cui orbita è interamente compresa entro quella della Terra.

In grafica il tasso di scoperta degli asteroidi NEAR-EARTH ).

- Asteroidi binari, doppi o multipli
Tra gli asteroidi Near-Earth sono molti i sistemi binari, ed in alcuni casi anche tripli, qua di seguito ne troverete alcuni esempi, a questo LINK troverete uno studio più dettagliato in Inglese.
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Gli Asteroidi Near-Earth esplorati:

I Sub-chilometrici:
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(25143) Itokawa

Durante l'intervallo da settembre fino ai primi di dicembre 2005, la sonda Hayabusa era in prossimità dell'asteroide 25143 Itokawa e una  grande varietà di dati sono stati presi sulla sua forma, massa e topografia superficiale, nonché sulle sue abbondanze mineralogiche ed elementali. 

Dati Fisici:
25143 Itokawa , è un piccolo asteroide Apollo con dimensioni di circa 0,535x0,294x0,209 km , la massa è 3,51 × 10E10 chilogrammi e la densità media apparente stimata è di 1,9 ± 0,13 grammi per centimetro cubo. 
Il Radar del Goldstone Observatory misurò che il satellite possedeva una forma allungata con un periodo di rotazione di 12,13 h.


Un binario a contatto:

L'asteroide sembra composto da 2 differenti componenti visto che i due lobi che lo compongono hanno densità differenti. (Vedi schema sopra).


Spettro:
Nello schema, l'analisi spettrale della superficie di Itokawa ).

Parametri orbitali:
Descrive un'orbita attorno al Sole piuttosto eccentrica (0,2801177), arrivando a intersecare quella di Marte, con un semiasse maggiore di 1,324 UA.
 
Orbita del pianetino

Esplorazione:
La comunità scientifica internazionale ha concentrato le sue attenzioni su questo asteroide poiché è oggetto di studi dettagliati da parte della sonda spaziale giapponese Hayabusa, che lo ha raggiunto nel 2005 dopo un viaggio lungo 290 milioni di chilometri e durato 2 anni e 4 mesi.

Itokawa è il secondo asteroide su cui sia atterrata una sonda (il primo è stato 433 Eros) e il primo tentativo di prelevamento e riporto sulla Terra di campioni della superficie di un pianetino.

Mappa della gravità ).

Analisi dei campioni:
Riportiamo i risultati dello studio dell'Università dell'Arizona, alla ricerca di tracce di acqua.
I risultati del team suggeriscono che impatti primordiali di asteroidi avvenuti sulla Terra, simili a quello studiato, potrebbero aver rilasciato sul nostro pianeta più della metà dell’acqua presente negli oceani.
Abbiamo riscontrato che i campioni esaminati risultano essere molto più ricchi di acqua rispetto alla media degli oggetti presenti nel Sistema solare interno.
In due delle cinque particelle analizzate, il team ha identificato il minerale pirossene. Nei campioni terrestri, i pirosseni possono presentare acqua nella loro struttura cristallina.

Il team ha utilizzato uno spettrometro in grado di misurare grani così piccoli con una grande sensibilità. Le misure hanno rivelato che i campioni erano inaspettatamente ricchi di acqua. Pertanto persino asteroidi asciutti come Itokawa possono in realtà ospitare più acqua di quanta gli scienziati abbiano sempre ipotizzato.

Le particelle che abbiamo analizzato provengono da una parte di Itokawa chiamata Muses Sea, è un’area sull’asteroide liscia e coperta di polvere. Sebbene i campioni siano stati raccolti in superficie, non sappiamo dove questi grani si trovassero nell’oggetto dal quale l’asteroide si è originato. Ma l'ipotesi è che fossero sepolti più di 100 metri al suo interno.

I minerali hanno costituenti isotopici dell’idrogeno che sono indistinguibili da quelli terrestri. Questo significa che gli asteroidi di tipo S e i corpi genitori delle ordinarie condriti probabilmente rappresentano fonti di acqua e di molti altri elementi per i pianeti terrestri. Possiamo dirlo grazie alle misure isotopiche in situ sui campioni provenienti dalla regolite degli asteroidi, e questo rende questi asteroidi obiettivi prioritari per l’esplorazione spaziale.

Leggi (EN) : “New clues to ancient water on Itokawa” lo studio di Ziliang Jin e Maitrayee Bose

Storia:
Itokawa è considerato un cumulo di macerie per la sua bassa densità di massa, l'elevata porosità, l'aspetto e la forma ricchi di massi. L'esistenza di massi e pilastri molto grandi suggerisce una rottura collisione precoce di un asteroide genitore preesistente seguito da una ri-agglomerazione in un oggetto mucchio di macerie.


In foto si possono notare gli enormi massi presenti sulla superficie, che hanno fatto ipotizzare che fosse un cumulo di macerie riaggregatesi successivamente ad una collisione distruttiva dei corpi progenitori, il dato della sua porosità, stimata intorno al 40% da credito a questa ipotesi ).

Link:
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(162173) Ryugu

Dati fisici:
162173 Ryugu è un piccolo asteroide sub-chilometrico della fascia principale, con dimensioni di 0,865 km, con una massa di 4.5×1011 kg, e ruota si se stesso in 7,627 h.

Parametri orbitali:
Scoperto da LINEAR nel 1999, presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 1,1895338 UA e da un'eccentricità di 0,1902593, inclinata di 5,88405° rispetto all'eclittica, con un periodo di rivoluzione di 1,3 anni (473,87 giorni).

Le sue caratteristiche orbitali lo qualificano come asteroide Apollo, ed interseca l'orbita della Terra quindi è un oggetto potenzialmente pericoloso.

Diagramma dell'orbita - JPL ).

È stato selezionato come obiettivo della missione Hayabusa 2 dell'Agenzia spaziale giapponese (JAXA) attualmente in corso, che prevede di recuperare alcuni campioni dall'asteroide e riportarli sulla Terra.

Superficie:
Ryugu, è un oggetto carbonioso primitivo. Riportiamo gli spettri di riflettanza della superficie di Ryugu acquisita con lo spettrometro infrarosso vicino (NIRS3) su Hayabusa2, per fornire misurazioni dirette della composizione superficiale e del contesto geologico per i campioni prelevati. È stata rilevata una caratteristica di assorbimento debole e stretta centrata a 2,72 μm su tutta la superficie osservata, indicando che i minerali con contenuto di idrossile (OH) sono onnipresenti. L'intensità della funzione OH e la bassa albedo sono simili a meteoriti di condriti carbonacee, termicamente e/o shock-metamorfosi. Ci sono poche variazioni nella posizione della banda OH, coerentemente con il fatto che Ryugu essendo un oggetto di cumulo di macerie, è compositivamente omogeneo, generato da frammenti di impatto di un corpo genitore indifferentemente alterato.

NIRS3 spettri infrarossi di Ryugu. (A) spettri di riflettanza, compresa l'emissione termica. La gamma di variazioni degli spettri acquisiti dalla scansione equatoriale il 10 luglio 2018 sono mostrate (grigie) insieme allo spettro medio (rosso). L'I/F è la luminosità misurata divisa per il flusso solare. B) un esempio di spettro con correzione termica (data e ora di osservazione: 2018-07-10 T 06:02:22 UTC). Le barre di errore vengono calcolate in base alle incertezze nella calibrazione radiometrica elemento-elemento. Le aree ombreggiate indicano le regioni con grandi residui di calibrazione. La banda di assorbimento indicata dalla freccia a 2,72 μm è dovuta a OH ).

Tutti gli spettri di Ryugu presentano una caratteristica di assorbimento debole e stretta centrata a 2,72 μm (fig. B sopra) e con valori di intensità di assorbimento che vanno dal 7 al 10% del continuum spettrale. La caratteristica 2,72 μm è osservabile anche nei dati di radianza di Ryugu.
La profondità assoluta della banda di questa funzione nei dati di riflettanza elaborata dipende dalla correzione termica. L'intensità della funzione 2,72 μm presenta una correlazione positiva con le temperature superficiali.

NIRS3 caratteristiche spettrali proiettate sul modello di forma di Ryugu (25).
Le viste destra e sinistra corrispondono rispettivamente agli emisferi occidentali e orientali. Le aree con ombreggiatura gialla rappresentano le regioni che non sono state osservate. (A e B) Fattore di riflettanza a 2,0 μm corretto per una geometria di visione standard. (C e D) Temperatura superficiale (K) derivata dal componente di emissione termica. (E e F) Intensità normalizzata della funzione 2,72 μm
  ).

Lo spettro di Ryugu, confrontato con quello di alcune meteoriti della classe delle condriti carbonacee rinvenute sulla superficie terrestre ).

Si ritiene che Ryugu sia stato prodotto da un corpo genitore che conteneva ghiaccio d'acqua e molecole organiche. La navicella spaziale Hayabusa2 ha ottenuto immagini multi-colore globali di Ryugu. Le caratteristiche geomorfologiche presenti includono una cresta circum-equatoriale, un'alta abbondanza di massi su tutta la superficie e crateri d'impatto. Le stime dell'età dei crateri indicano un invecchiamento di ≲ un milione di anni, per lo strato superiore di 1 metro. Ryugu è tra i corpi più oscuri conosciuti del sistema solare. L'elevata abbondanza e le proprietà spettrali dei massi sono coerenti con materiali moderatamente disidratati, analoghi a meteoriti termicamente metamorfosi trovati sulla terra. L'uniformità generale di colore attraverso la superficie di Ryugu supporta la disidratazione parziale dovuta al riscaldamento interno del corpo genitore dell'asteroide.
C'è abbondanza di prove per il movimento di massa lungo le pendici (cioè, lo spreco di massa) su Ryugu, in particolare intorno alla cresta equatoriale e diversi crateri, come il cratere di Urashima. Alcuni gruppi di massi osservati lungo la cresta equatoriale si sovrappongono l'un l'altro con gli orientamenti preferiti (cioè l'imbricazione) lontano dalla cresta, e sono accompagnati da depositi di detriti frammentati asimmetricamente distribuiti (vale a dire, regolite). I bordi di questi massi mostrano poco o nessun deposito regolite lungo i lati discesa della cresta.

Mappa globale e immagini di Ryugu. (A) mappa geologica di Ryugu basata su immagini a v-band  (0,55 μm). I crateri d'urto sono indicati con cerchi, codificati a colori per livello di confidenza. C'è una maggiore esagerazione latitudinale dell'area di superficie proiettata sulla mappa su Ryugu che per una sfera, a causa della sua sezione trasversale simile a un diamante. Questo porta all'apparente densità di un numero di crateri superiore nella regione equatoriale di questa mappa. (B) una vista obliqua di Ryugu (immagine hyb2_onc_20180824_102748_tvf_l2b), che mostra la cresta circum-equatoriale (frecce gialle), la depressione (frecce blu) che si estende dalla regione equatoriale attraverso la regione polare meridionale all'altro lato di Ryugu, e il grande e luminoso Otohime Saxum (freccia rossa) vicino al Polo Sud. La posizione dei poli e la direzione di rotazione sono indicati con frecce bianche.
(C) depositi di regolite asimmetrici su massi piatti sul versante settentrionale della cresta circum-equatoriale di Ryugu (hyb2_onc_20181003_222509_tvf_l2a). Piccole frecce gialle ai margini dei depositi di regolite indicano la direzione dello spreco di massa. La grande freccia gialla indica il gradiente geopotenziale corrente da alto a basso. La direzione del gradiente geopotenziale è coerente con lo spreco di massa ).

Colori multi-banda della superficie di Ryugu:
- (A) un confronto tra spettri in media del disco (linee con quadrati, normalizzati a 0,55 μm) per Ryugu in 12 diverse fasi di rotazione e con osservazioni a terra (linee senza simboli) di Ryugu (blu) e (rosso), insieme alla grande fascia principale degli asteroidi con Polana, Eulalia e Erigone , ognuno dei quali è il corpo genitore di una famiglia di asteroide. A causa della somiglianza tra gli spettri presi in diverse fasi, le singole linee per Ryugu si sovrappongono.
- (B) confronto tra i colori tipici della superficie di Ryugu (nero) , (fattore di riflettanza a (30 °, 0 °, 30 °)) con quelli di condriti carbonacee disidratate (blu) e di condriti carbonacee tipiche (rosso). I nomi dei meteoriti individuali sono indicati nella figura. Lo spettro di polvere (≤ 155 μm) campione di Jbilet Winselwan è stato misurato a (30 °, 0 °, 30 °) con il sistema dello spettrometro presso l'Università di Tohoku.
- (C) gli spettri di riflettanza delle caratteristiche morfologiche/cromatiche tipiche di Ryugu, etichettati #1 e #6, le cui posizioni sono mostrate nei pannelli (E) e (F). Gli spettri individuali vengono spostati verticalmente per maggiore chiarezza.
- (D) lo stesso di (C) ma normalizzato dallo spettro medio di Ryugu.
- (E) Mappa della pendenza b-x (μm − 1) .
- (F) Mappa del fattore di riflettanza della banda v (%) sovrapposto su una mappa di immagini a v-band. La cresta equatoriale e il lato occidentale (160 ° E – 290 ° E) hanno una riflettanza a banda v leggermente più alta rispetto ad altre regioni.

Arrossamento della superficie:
Durante la prima discesa, Hayabusa2, oltre a raccogliere il suo primo campione dalla superficie dell’asteroide, ha anche realizzato video e scattato immagini dettagliate ad alta definizione (circa 1 mm per pixel), ed ha condotto analisi spettroscopiche del materiale roccioso vicino al sito del prelevamento.
Le analisi con risoluzioni spaziali che raggiungono 0,01 m per pixel, hanno evidenziato la presenza di piccoli grani scuri organizzati a formare una sorta di rivestimento rossastro sopra le sottostanti rocce bluastre. Un team di astronomi guidati da Tomokatsu Morota ha usato queste immagini spettroscopiche per investigare la geologia e l’evoluzione dell’asteroide.

Mappa globale dei colori ed in evidenza le zone di prelievo dei campioni ).

Mettendo in relazione queste osservazioni con la stratigrafia dei piccoli crateri presenti su Ryugu,  i ricercatori sono riusciti a dare una spiegazione alla differente colorazione che mostra la sua superficie. Precedenti osservazioni di Hayabusa2 hanno infatti rilevato la presenza su Ryugu di rocce con colorazioni diverse a differenti latitudini. Rocce leggermente rossastre, distribuite all’equatore e nelle regioni polari, e rocce leggermente bluastre, la colorazione originale dell’asteroide, alle medie latitudini.


La conclusione è che la colorazione rossastra osservata sia stata causata da un breve periodo di intenso riscaldamento termico dovuto ad un temporaneo avvicinamento di Ryugu al Sole.
Per spiegare come dalla colorazione originale bluastra Ryugu sia diventato a strisce rosse e blu, gli autori propongono inoltre un modello secondo il quale il processo di “arrossamento”, che ha interessato l’intera superficie dell’asteroide eccetto i poli, sarebbe avvenuto 9 milioni di anni dopo la sua formazione.
Successivamente, queste rocce rossastre sarebbero state ridistribuite da impatti e per rotolamento dall’equatore alle regioni a media latitudine, formando in queste aree strati a colorazione mista in cui sotto le rocce bluastre originarie è presente la copertura di rocce rossastre osservate da Hayabusa2.

LINK : https://science.sciencemag.org/content/368/6491/654 

MASSI:
Statistiche e morfologie di massi su Ryugu. La luminosità di ogni immagine viene allungata in modo indipendente. Le barre di scala gialla e bianca sono rispettivamente di 10 m e 100 m.
- (A) distribuzione in Longitudine di massi con dimensioni di 20 – 30 m e ≥ 30 m di diametro.
- (B) distribuzione delle dimensioni cumulative di grandi massi, confrontate tra diverse zone latitudinali.
- (C) un masso di tipo 1, scuro e robusto (hyb2_onc_20181004_042509_tvf_l2b).
- (D) un masso luminoso di tipo 2 con superfici lisce e una struttura a strati sottili (hyb2_onc_20181004_012509_tvf_l2b).
- (E) un masso di tipo 3 luminoso e scretato (hyb2_onc_20180801_213221_tvf_l2b).
- (F) Otohime Saxum, ha fratture concentriche (frecce gialle) e radiali (frecce blu), coerenti con un sistema di frattura generato da un impatto (hyb2_onc_20180719_124256_tvf_l2b). ).

Risultati di misurazione della termocamera a infrarossi. (A) immagine della temperatura di luminosità scattata con TIR a 2018-07-10 06:07:11 (hyb2_tir_20180710_060711_l2). Questa immagine viene confrontata con le immagini termiche calcolate utilizzando il modello di forma a forma di movimento (SfM), assumendo l'inerzia termica uniforme di (B) 50, (C) 200 e (D) 500 in [J.m-2.s-0,5.K-1], rispettivamente. (E) un'immagine ONC-T di grandi massi (6,4 ° S, 148.4 ° E) osservata durante le osservazioni di bassa quota (5 – 7 km) (hyb2_onc_20180801_144909_tvf_l2b). Le aree di superficie (cerchi aperti) non coperte con regolite sono state scelte per l'analisi della temperatura. (F) come in (E), ma per un masso a (20.9 ° S, 27.8 ° E) (hyb2_onc_20180801_174157_tvf_l2b).
(G) il profilo di temperatura della posizione indicata con il cerchio in (E) osservato con TIR a 20 km dal centro di Ryugu. I profili di temperatura teorici per inerti termici uniformi di 200 e 600 [J.m-2.s-0,5.K-1],  sono mostrati con curve. Le curve solide sono per un piano orizzontale che inizia a ricevere la luce solare all'ora locale 7.5 h e le curve tratteggiate sono per il piano inclinato entrano luce solare in momenti successivi. I dati osservati sono in gran parte racchiusi tra le buste superiori delle curve spostate a tempo per 200 e 600 [J.m-2.s-0,5.K-1]. (H) uguale a (G), ma per la posizione indicata dal cerchio in (F). ).

Risultati di osservazione ravvicinata delle superfici su Ryugu.
- (A) un masso parzialmente sepolto con regolite (piccole frecce gialle) e un masso più piccolo con frammenti angolari di diversa luminosità (grande freccia azzurra) vicino al sito di atterraggio Minerva-II (9 mm/Pix, hyb2_onc_20180921_040154_tvf_l2b).
- (B) un masso robusto con struttura stratificata (piccole frecce gialle) vicino al sito di atterraggio di MASCOT (6 cm/Pix, hyb2_onc_20181003_003036_tvf_l2b). ).

DETTAGLI DELLA SUPERFICIE:

Albedo:
Abbiamo usato le osservazioni del punto-sorgente e del disco intero di Ryugu per caratterizzare il comportamento della fase fotometrica integrata nel disco in tutti i sette filtri ONC-T utilizzando la modellazione Hapke. Sulla base di queste misurazioni fotometriche, abbiamo derivato un'albedo geometrica di (4,5 ± 0,2)% a 0,55 μm, simile alle tipiche comete e agli asteroidi più oscuri, come ad esempio 253 Mathilde, un altro asteroide di tipo CB. Abbiamo derivato la riflettanza superficiale integrata nel disco negli angoli di osservazione di laboratorio standard (i, e, α = 30 °, 0 °, 30 ° dove i, e e α sono rispettivamente gli angoli di fase di incidente, emissione e solare), per il confronto con i campioni di meteorite misurati nel Laboratorio.
Il valore medio del fattore di riflettanza di condizione standard è (1,88 ± 0,17)% a 0,55 μm, che è inferiore a qualsiasi meteorite riportata nella letteratura. I campioni di meteorite più scuri pubblicati sono le condriti carbonacee con metamorfosi termica. Le misurazioni recenti di questo tipo di meteoriti, come Jbilet Winselwan, Y-86029 e Y-793321, mostrano una riflettanza simile a quella di Ryugu. Questi campioni di meteorite appartengono alle fasi di riscaldamento moderato dei II e III gruppi di meteoriti, in cui i silicati idratati sono stati alterate in silicati amorfi a causa della disidratazione, ma non si sono ricristallizzati in olivina o pirossene . 

Crateri:
Le morfologie di crateri a impatto, comprese le caratteristiche del cerchio e del pavimento, forniscono indicatori di età superficiale e proprietà meccaniche. Circa 30 depressioni circolari ≥ 20 m di diametro sono state identificate su Ryugu, molte (almeno la metà) con cerchi rialzati. Diversi crateri presentano anche forme tipo ciotola (fig. 2, A e B sotto), mentre altri hanno pavimenti poco profondi. Le depressioni a forma di ciotola sono classificate in base alla morfologia e alla forma del cerchio, fornendo livelli di confidenza (CLs) alla loro identificazione come crateri d'urto. Le caratteristiche di CL1 sono circolari con un cerchio chiaramente identificabile, le depressioni CL2 sono circolari ma non presentano alcun bordo e le depressioni di CL3 sono quasi circolari. Le depressioni CL1 e CL2 sono più probabili crateri di impatto. Il gruppo di depressioni CL3 può includere alcuni crateri. Nelle analisi statistiche vengono utilizzati diversi livelli di confidenza per esaminare la solidità dei risultati. Le misurazioni dell'altimetro laser indicano che le depressioni a forma di ciotola fresche hanno rapporti di profondità/diametro che vanno da 0,14 a 0,2. Sebbene i recenti calcoli numerici dimostrino che grandi cavità possono essere formate in asteroidi a rotazione rapida tramite il rilascio di grossi massi dovuti alla forza centrifuga, non si prevede che i cerchi sollevati vengano generati in tale processo. Pertanto, è improbabile che i grandi crateri equatoriali su Ryugu siano stati formati dal lancio di massi e sono probabilmente d'origine d'impatto.

Crateri su Ryugu. (A) il cratere più grande, Urashima (290 m di diametro, 8.3 ° S, 92.5 ° E), su Ryugu (hyb2_onc_20180720_071230_tvf_l2b). L'aggregazione delle pareti è indicata con frecce gialle. (B) cratere di kolobok (240 m, 1,5 ° S, 333.5 ° E), che ha un pavimento profondo, forma a ciotola e un bordo rialzato (hyb2_onc_20180720_100057_tvf_l2b). (C) profili LIDAR del cratere di Urashima. L'aggregazione delle pareti è indicata con frecce blu. (D) profili LIDAR del cratere di kolobok. (E) distribuzione della frequenza delle dimensioni dei crateri (CSFD) su Ryugu e Itokawa insieme alle curve di saturazione empirica e di produzione del cratere con (arancione) e senza (verde) la coesione del suolo secco. Le croci nere sono candidati al cratere Itokawa. I punti rossi e blu indicano crateri di Ryugu con diversi cratere CLs. (F) un R-Plot (il CSFD normalizzato da [D elevato a − 2]) per Ryugu (simboli solidi) e Itokawa (croci nere). La frequenza relativa del cratere R è definita come la frequenza del cratere differenziale in un intervallo di diametri tra D/k e kD, diviso per [D al cubo], dove k è [2 elevato a 1/4]. Le curve di saturazione e di produzione del cratere sono le stesse di (E) ).

Cartografia:

Un selezionato gruppo di lavoro dell’ Unione astronomica internazionale, ha deciso la denominazione delle 13 principali caratteristiche superficiali finora rilevate su Ryugu ispirandosi alle fiabe.
Dunque, abbiamo Cenerentola, nella versione francese Cendrillon, come nome di uno dei crateri principali fuori dal rilievo equatoriale. Mentre alla principessa Otohime, protagonista della fiaba di Ryugu, è dedicato il masso (saxum in Latino) più imponente tra gli innumerevoli presenti sulla scabra superficie dell’asteroide, una roccia che dall’analisi spettroscopica appare curiosamente diversa dall’area circostante.
troviamo anche due nomenclature non ufficiali, il “Paese delle meraviglie di Alice” e “Trinitas”, per designare i luoghi di atterraggio, rispettivamente, dei lander Mascot e Minerva-II1.

Prelievo di campioni:
Hayabusa-2 ha effettuato il touch-down , il team afferma che il prelievo di campioni è altamente probabile, adesso saranno riportati sulla Terra verso la fine del 2020 ).

Proprietà spettrali visibili dei siti di campionamento candidati.
Secondo un indice di sicurezza, abbiamo scelto sette siti di campionamento candidati, L05, L07, L08, L12, M01, M03 e M04, dove L e M indicano rispettivamente le regioni a bassa e media latitudine (15 ° a 30 °). (A) ONC-T v-band immagini di due siti candidati rappresentativi, L08 (Top, hyb2_onc_20180801_141045_tvf) e M01 (Bottom, hyb2_onc_20180801_172245_tvf), da altitudine di ~ 5 km, sovrapposti con mappe a colori della b-x (0,48 a 0,86 μm) pendenza spettrale. (B) pendenza spettrale e fattore di riflettanza (6) nella banda v per i 7 siti di atterraggio candidati. I simboli (L: +, M: ×) e le linee indicano rispettivamente i valori medi e le variazioni di 1-σ all'interno di tali siti
 ).

Struttura:
Ryugu ha una forma oblata ' spinning top ' con una prominente cresta equatoriale circolare. La sua densità apparente, 1,19 ± 0,02 g/cm3, indica un'elevata porosità interna (> 50%). Grandi massi superficiali suggeriscono una struttura a pile di detriti. L'analisi della pendenza della superficie mostra che la forma di Ryugu potrebbe essere stata prodotta se una volta avesse ruotato al doppio della velocità corrente. In combinazione con l'omogeneità del materiale globale osservata, questo suggerisce che Ryugu è stato rimodellata mediante deformazione indotta centrifugalmente durante un periodo di rapida rotazione.
Il modello di forma ha fornito una stima dei parametri di rotazione dell'asteroide:
un asse con un'ascensione retta di 96,40 ° ± 0,03 ° e la declinazione − 66,40 ° ± 0,03 ° in equinozio J 2000.0, e un periodo di 7,63262 ± 0,00002 ore.
Il periodo di rotazione derivato è coerente con le osservazioni da Terra, mentre la nostra direzione del polo si adatta alla seconda soluzione più probabile compilata da osservazioni terrestri e spaziali. L'obliquità — l'angolo tra i poli orbitali e rotazionali di Ryugu, è di 171,64 ° ± 0,03 °, vicino alla rotazione perfettamente retrograda (che sarebbe a 180 °).
Non sono state rilevate oscillazioni o variazioni del tasso di rotazione .
Ryugu ha un corpo oblato con un raggio equatoriale di 502 ± 2 m e un rapporto di asse polare-equatoriale di 0,872 ± 0,007. Il volume totale ottenuto dal modello di forma è di 0,377 km3 con un'incertezza del 1,3%. Abbiamo condotto una misurazione della gravità durante una discesa balistica spaziale fino a 0,85 km dalla superficie dell'asteroide e una successiva salita balistica fino a 5,4 km. La massa stimata è di 4,50 × 10E11 kg con un'incertezza del 1,3%, principalmente a causa delle incertezze nella pressione di radiazione solare sul veicolo spaziale. La densità apparente è quindi di 1,19 ± 0,02 g/cm3, inferiore rispetto alla massa volumica (da 1,6 a 2,4 g/cm3) misurata per gli asteroidi carbonacei idratati (tipo CH e CGH). Tuttavia, rientra nell'intervallo di 0,8 – 1,5 g/cm3 misurato per i tipi BCG [B-, C-, CB-e CG-tipo; Ryugu è CB-Type], che potrebbe essere correlato a asteroidi ghiacciati non riscaldati .

Analisi della distribuzione delle pendenze. (A, B e C) Sono state utilizzate versioni ridotte di modelli di forma basati su SfM [(A) e (B), 49.152 facet] e basati su SPC [(C), 3072 sfaccettature]. Si presume che la densità sia costante a 1,2 g/cm3. (A) distribuzione della pendenza ponderata per area nei periodi di rotazione di 7,63, 4,0 e 3,5 ore. (B) mappe di pendenza proiettate sul modello di forma in periodi di rotazione diversi. (C) regione fallita (gialla) e vettori di deformazione sulla sezione trasversale meridionale vista da una longitudine di 30 ° E ad un periodo di rotazione di 3,5 ore. La forza minima coesiva per mantenere la forma originale è ~ 4 Pa ).

Il team alla guida della sonda giapponese Hayabusa2 ha portato alla luce nuovi dettagli sull’asteroide, in orbita tra la Terra e Marte, tramite l’osservazione del cratere artificiale creato da un proiettile sparato dalla sonda. Questo cratere è nato in un regime dominato dalla gravità, particolare che ci dice molto sul materiale che si trova sulla superficie di Ryugu: qualcosa di simile alla sabbia.
Secondo lo studio sull’analisi del cratere artificiale abbiamo scoperto che le forze di coesione tra i boulders (rocce) su Ryugu sono inferiori a quelle previste dagli studi precedenti. Queste osservazioni, cioè il fatto che il cratere abbia una forma asimmetrica semicircolare dal diametro di circa 10 metri e che il materiale espulso dal cratere si sia accumulato sul suo bordo, ci hanno fatto dedurre che solo un materiale con proprietà simile alla “sabbia” possa avere una forza di coesione ridotta a profondità superficiale inferiori ai 10 metri. Abbiamo concluso quindi che il cratere artificiale si sia formato su una superficie senza coesione e che di conseguenza la superficie di Ryugu sia composta da un materiale privo di coesione, appunto tipo sabbia.
I risultati influenzano l’interpretazione della cronologia della superficie di Ryugu. Sulla base dei modelli di frequenza di collisione per la fascia principale degli asteroidi abbiamo stimato che l’età della superficie possa essere compresa tra i 158 milioni di anni per terreni asciutti con coesione e 8,9 milioni di anni per superficie senza coesione.
Siccome abbiamo dimostrato che il materiale superficiale di Ryugu è privo di coesione, in quanto il cratere si è formato nel regime di gravità, possiamo affermare che l’età della superficie di Ryugu è di 8,9 milioni di anni.

Formazione:

LINK:
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(101955) Bennu

Le prime osservazioni provenienti dagli strumenti di bordo di Osiris-Rex confermano la presenza di minerali idrati diffusi e abbondanti.

Le osservazioni hanno anche identificato la presenza inaspettata di numerosi grandi massi. Diverse caratteristiche, come la mancanza di piccoli crateri e l’aspetto eterogeneo della superficie, suggeriscono che essa comprenda diverse regioni appartenenti a epoche diverse, alcune residue dal corpo progenitore e altre frutto di attività più recente.

Gli scienziati stimano che Bennu abbia un’età tra i 100 milioni e un miliardo di anni, quindi più vecchio di quanto previsto, e abbia avuto origine nella Cintura degli asteroidi.


Parametri orbitali:
Scoperto nel 1999, presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 1,1259884 UA e da un'eccentricità di 0,2037449, inclinata di 6,03494° rispetto all'eclittica, passa quindi da un perielio di 0.89689 UA fino ad un afelio di 1.3559 UA, con un periodo di rivoluzione pari a 436.65 giorni.

Grafico dell'orbita - JPL ).

Parametri fisici
L'asteroide ha una forma quasi sferoidale con un diametro medio di circa 526 m, e le sue caratteristiche spettrali ne indicano la classificazione tra gli asteroidi carbonacei di tipo B, ha una massa di 7.8±0.9×1010 kg, con una densità di circa 1.26±0.070 kg/dm3
Presenta un periodo di rotazione di 4.288 h.

TEMPERATURE - osservate dalla sonda OSIRIS-REX:


CAMPO GRAVITAZIONALE:
Nel grafico si riportano le variazioni in gradi del lieve campo gravitazionale di Bennu, ed in alcuni casi si superano pure i 40° di inclinazione ).

La mappa 3D completa di OLA di Bennu:
Questa visione tridimensionale dell'asteroide Bennu è stata creata dall'altimetro laser OSIRIS-REx (OLA), fornito dalla Canadian Space Agency, sul veicolo spaziale OSIRIS-REx della NASA. Questa mappa globale 3D della topografia di Bennu è stata creata da circa 20 milioni di misurazioni effettuate dall'OLA. Dal 12 al 17 febbraio, OLA ha effettuato oltre 11 milioni di misurazioni della distanza tra OSIRIS-REx e la superficie di Bennu mentre il veicolo spaziale volava a meno di 2 km dalla superficie. Dal 2 luglio al 5 agosto, OLA ha effettuato ulteriori misurazioni utilizzando il suo trasmettitore laser a bassa energia (LELT). Il LELT è progettato per sparare 10.000 flash luminosi al secondo sull'asteroide e opera a circa 700 metri sopra la superficie di Bennu.


L'OLA ha ottenuto queste misurazioni lanciando impulsi laser su Bennu e misurando il tempo necessario affinché la luce rimbalzi sulla superficie dell'asteroide e ritorni allo strumento. La misurazione del tempo viene quindi tradotta in dati di altitudine. Usando questi dati, il team OLA ha creato il modello 3D della superficie di Bennu. I colori rappresentano la distanza dal centro di Bennu: le aree blu scuro si trovano circa 60 metri più in basso rispetto ai picchi indicati in rosso ).
Data di acquisizione: 5 agosto 2019

Superficie:
La sua superficie è caratterizzata da una miriade di massi di svariate dimensioni. Questo aspetto era atteso dalla comunità scientifica visto che Bennu, con i suoi 500 metri di diametro, è quello che viene definito un asteroide ‘rubble-pile’, cioè non monolitico, ma costituito da parte dei frammenti rocciosi che formavano l’asteroide genitore, dal quale si è formato in seguito ad un impatto distruttivo. Prima dell’arrivo a Bennu le osservazioni radar fatte da Terra tra il 1999 ed il 2012 avevano indicato che avremmo trovato un unico masso di dimensione non superiore ai 10 metri. In realtà, grazie ad immagini ad alta risoluzione prese dallo strumento PolyCam di Osiris-Rex, abbiamo misurato questo masso scoprendo che è lungo 56 metri. In aggiunta, abbiamo scoperto che ci sono altri 3 massi con dimensioni che superano i 40 metri ed una densità per chilometro quadrato di più di 200 massi grandi 10 metri. Questi massi enormi non possono essersi formati tutti a seguito degli impatti che hanno formato i crateri presenti su Bennu, perché per dare origine a materiale di risulta di tali dimensioni l’asteroide sarebbe stato totalmente disintegrato. Sono quindi gli antichi frammenti dell’asteroide padre da cui Bennu è nato.

Le analisi spettroscopiche fatte su Bennu, stanno mostrando un’inaspettata eterogeneità del materiale che costituisce l’asteroide: si sono osservate regioni molto scure, dove solo il 3 per cento della radiazione solare viene riflessa, e altre molto brillanti associate a massi di dimensione di qualche metro.
Bennu è l’unico asteroide osservato fino ad oggi in cui è stata rivelata sulla superficie la presenza di magnetite, materiale che si forma quando l’idrossido di ferro è ossidato dalla presenza di acqua, e, cosa ancor più sorprendente, l’enorme abbondanza di silicati idrati, ovvero minerali che hanno subito una profonda alterazione dovuta alla presenza di acqua liquida. Le osservazioni spettroscopiche ottenute dagli spettrometri Ovirs, che indaga nel visibile e nel vicino infrarosso, e Otes, che osserva invece nell’infrarosso termico, hanno mostrato l’affinità di Bennu con meteoriti condriti carbonacee di un tipo molto raro, ricche di carbonio e materiale organico.

Queste tre immagini acquisite dalla sonda OSIRIS-REx della NASA mostrano un'ampia inquadratura e due primi piani di una regione dell'emisfero settentrionale di Bennu. L'immagine grandangolare (a sinistra), ottenuta dalla camera MapCam della navicella spaziale, mostra un'area di 180 metri di larghezza con molte rocce, tra cui alcuni grandi massi, e un "laghetto" di regolite, che è per lo più privo di grandi massi. Le due immagini più vicine, ottenute con la camera ad alta risoluzione PolyCam, mostrano dettagli di aree contenute nell'immagine MapCam, in particolare un masso di 15 metri (in alto) e il "laghetto" di regolite (in basso). I pixel della PolyCam hanno una larghezza di 31 metri e il masso fotografato ha all'incirca le stesse dimensioni di una megattera. Le immagini sono state scattate il 25 febbraio mentre la navicella spaziale era in orbita intorno a Bennu, a circa 1,8 km dalla superficie dell'asteroide. ).
Crediti: NASA/Goddard/University of Arizona ).

In foto un dettaglio della sua superficie ).

Contaminazione superficiale:
L’asteroide 101955 Bennu mostra segni di contaminazione da parte di materiale proveniente da un altro asteroide, molto probabilmente Vesta o un membro della sua famiglia. Si tratta della prima osservazione diretta della contaminazione di un asteroide carbonaceo come Bennu.
Gli scenari possibili che spiegherebbero la contaminazione superficiale di Bennu sono sostanzialmente due. Durante il viaggio dal progenitore alla sua orbita attuale, Bennu potrebbe essere stato colpito da uno o più piccoli asteroidi cosiddetti vestoidi, che avrebbero lasciato sulla sua superficie massi di origine esogena. Un’ipotesi alternativa, che a oggi appare la più plausibile, è invece che l’asteroide progenitore sia stato colpito da altri corpi prima della sua distruzione e Bennu conservi ancora oggi le tracce di questo evento. 

Il materiale esogeno sulla superficie di Bennu. Le immagini sono state acquisite dalle camere della suite Ocams, dedicate all’identificazione e alla misura dell’albedo del materiale; con i filtri della camera MapCam è stata possibile la prima indagine sulla sua composizione; lo spettrometro Ovirs ha ottenuto gli spettri per poter fare un’indagine approfondita. Infine, con i dati dell’altimetro Ora sono stati ottenute la dimensione e la riflettanza pancromatica delle immagini. Crediti: Della Giustina et al., Nature, 2020 ).

Il materiale esogeno è stato individuato e studiato grazie ai numerosi strumenti a bordo di Osiris-Rex. Sulla superficie scura di Bennu sono evidenti alcuni macigni delle dimensioni di appena qualche metro, decisamente diversi dal resto dell’asteroide e molto più brillanti. Successive analisi effettuate con alcuni filtri hanno lasciato supporre che la loro composizione fosse diversa da quella della maggior parte della superficie dell’asteroide e quindi sono stati analizzati i dati acquisiti dallo spettrometro Ovirs, che lavora nel visibile e vicino infrarosso. 
Dallo spettro dei massi, abbiamo capito che si trattava di minerali pirosseni, questo particolare tipo di minerali è caratteristico degli asteroidi più grandi che hanno subito un processo di differenziazione e non ci aspettavamo di trovarli su Bennu. 
Analisi successive hanno stabilito che la loro composizione è molto simile a quella delle meteoriti Hed (howardite-eucrite-diogenite) che pensiamo arrivino dall’asteroide Vesta.

Oltre a portare alla luce nuove conoscenze nello studio di Bennu e degli altri asteroidi carbonacei, questa scoperta pone nuove condizioni nell’evoluzione collisionale e dinamica della fascia principale interna degli asteroidi. 
Il risultato ci conferma che piccoli asteroidi rubble-pile, ovvero ri-aggregati dopo un urto catastrofico, possono mantenere traccia di eventi di mescolamento del materiale su scala del metro. 
Questa scoperta pone anche un forte contesto alle recenti osservazioni di contaminazioni nei meteoriti e ritrovamenti “esotici” come le meteoriti Kaidun e Almahata Sitta, cadute rispettivamente sulla Terra il 3 dicembre 1980 nello Yemen e in Sudan nel 2008.


Mappa:
Mosaico elaborato dalle immagini della sonda della NASA ).

Nomenclature:
Tra i primi 12 nomi ricevuti il 31 gennaio 2020, c’era per esempio l’uccello della mitologia cherokee Tlanuwa a dare il nome alla Tlanuwa regio, un’ampia regione coperta di massi nell’emisfero sud dell’asteroide. C’erano Huginn e Munin saxum, due massi che portano il nome dei corvi che affiancano la divinità norrena Odino. Strix saxum ha il nome delle strigi, gli uccelli del malaugurio della mitologia romana.


Il secondo giro di nomi c’è stato il 26 marzo 2020, con per esempio Aellopus saxum da Aello, una delle arpie della mitologia greca, e Kongamato saxum da una creatura volante della mitologia zambiana. Sono stati anche introdotti nomi di uccelli non mitologici ma legati al mondo fantastico, come Odette e Odile saxum dal Lago dei Cigni di Čhaikovsij, Dodo saxum da Alice nel Paese delle meraviglie di Carroll, e Thorondor saxum, un masso che prende il nome dal re delle aquile della tolkieniana Terra di Mezzo.


L’aggiornamento del 1 febbraio 2021, riguarda soprattutto i nomi dei crateri, assenti nelle versioni precedenti. Ci sono ad esempio il Pegasus crater, dal famoso cavallo alato della mitologia greca, l’Alicanto crater, da un uccello della mitologia dell’Atacama, o ancora Wuchowsen crater, dallo spirito uccello in una leggenda degli Abenachi, una tribù di nativi americani, ecc.

Eiezioni:
Dalle osservazioni della sonda OSIRIS-REX, dall'arrivo su Bennu sono state osservate almeno 11 emissioni di getti di polvere, che poi lentamente ricade sulla superficie ed è un fenomeno inaspettato.
Questi getti hanno eiettato pure 4 blocchi che attualmente sono rimasti in orbita come mini-lune, assieme a parte della polvere.
Ipotesi:
Gli scienziati stanno valutando diverse ipotesi, potrebbe essere che l'interno di Bennu contenga del ghiaccio e/o altre sostanze volatili, che causano questi fenomeni, a testimonianza di questa ipotesi sull'asteroide sono stati trovati segni della presenza di idrossile, ed anche di magnetite, un minerale che si forma in presenza di acqua, tutto questo fa pensare che Bennu abbia avuto origine in una parte più esterna del sistema solare.

In foto le eiezioni di polvere e blocchi intorno a Bennu ).

Teorie:
È un asteroide attivo che, sporadicamente, emette pietre nello spazio. I meccanismi più probabili per spiegare il fenomeno, osservato per la prima volta dalla sonda Osiris-Rex della Nasa, sono :
- la frammentazione superficiale per stress termico.
- la disidratazione dei fillosilicati .
- l'impatto con piccoli meteoroidi.
Da escludere, invece, la disintegrazione rotazionale e la sublimazione di ghiacci superficiali.

Dante Lauretta e il suo team, con la pubblicazione di un articolo su Science dal titolo accattivante: Episodes of particle ejection from the surface of the active asteroid (101955) Bennu, analizzano i dati trasmessi da Osiris-Rex, stabilendo che l’evento d’emissione del 6 gennaio era solo la punta dell’iceberg di una fenomenologia complessa. In realtà ci sono stati altri due eventi d’intensità paragonabile a quello del 6 gennaio, che detiene il record di 200 pietre osservate: il 19 gennaio (con 93 pietre) e l’11 febbraio 2019 (con 72 pietre), più tutta una serie di espulsioni minori.


Le rocce espulse nello spazio hanno dimensioni fino a circa 10 cm di diametro e velocità, rispetto a Bennu, fino ad alcuni metri al secondo. Gli scienziati, alla ricerca della causa dell’emissione, hanno anche individuato le zone da cui sono state espulse le pietre dei tre eventi maggiori, tuttavia queste località non si distinguono dal resto della superficie dell’asteroide per qualche caratteristica particolare: contengono pietre di tutte le dimensioni, così come depressioni circolari che potrebbero essere vestigia di antichi crateri da impatto come ce ne sono un po’ ovunque su Bennu.

Cause:
l’impatto di piccoli meteoroidi potrebbe portare all’emissione di rocce nello spazio. Ci si aspetta che il flusso di meteoroidi su Bennu sia paragonabile a quello della Terra (tolti gli effetti del focusing gravitazionale terrestre) quind facendo qualche stima, si trova che il flusso di meteoroidi nello spazio interplanetario sarebbe più che sufficiente per giustificare l’emissione di rocce osservata.
- la fratturazione termica delle rocce. In effetti, gli eventi maggiori osservati sono avvenuti tutti durante il pomeriggio locale della zona di emissione. Lo stress termico a cui sono sottoposte le rocce durante una rotazione dell’asteroide è notevole: l’escursione termica è dell’ordine di 150 °C per una zona posta alle medie latitudini. Questi ripetuti stress termici a cui le rocce sono sottoposte possono portare alla frammentazione improvvisa e, considerato il regime di microgravità di Bennu, all’espulsione nello spazio.
Questo spiegherebbe come mai l’evento  maggiore, quello del 6 gennaio, sia avvenuto in coincidenza del passaggio al perielio (punto dell’orbita più vicino al Sole), e perché l’espulsione avvenga un po’ in tutte le direzioni ed anche perché i successivi eventi maggiori siano stati di minore intensità rispetto al primo, in quanto l’asteroide si stava allontanando dal Sole.
la disidratazione dei fillosilicati, potrebbe portare all’evaporazione ed all’espulsione di gas attraverso le fratture o i buchi della pietra, generando un “effetto razzo” in grado di lanciare nello spazio le rocce interessate.

Le pietre espulse nello spazio in parte ricadono sulla superficie di Bennu e in parte entrano in orbita eliocentrica, formando una rarefatta corrente di meteoroidi che avviluppa l’orbita dell’asteroide: lo stesso processo avviene per le comete, anche se su scala maggiore. Considerato che la distanza minima fra l’orbita della Terra e quella di Bennu è di soli 500mila km, questi meteoroidi, incontrando l’atmosfera terrestre, potrebbero dare vita ad uno sciame di meteore di debole intensità, visibile attorno al 23 settembre di ogni anno. Il radiante di questo sciame di meteore cadrebbe nell’emisfero australe, nella costellazione dello Scultore, poco visibile dall’emisfero nord. Tuttavia, il numero di meteoroidi della corrente di Bennu è talmente basso che sarebbe difficile distinguere le meteore originate dall’asteroide dal rumore di fondo delle meteore sporadiche.

Rischio d'impatto
Il nodo ascendente della sua orbita si trova prossimo all'orbita della Terra e questo permette una serie di passaggi molto ravvicinati, ed alcuni di esse potrebbero condurre ad un impatto dalle conseguenze catastrofiche.
Nel 2009 Andrea Milani, professore presso la Facoltà di Matematica dell'Università di Pisa, ha individuato in uno studio di dinamica orbitale, una serie di otto potenziali impatti con la Terra tra gli anni che vanno dal 2169 ed il 2199.
Comunque la probabilità d'impatto collettiva dipende dalle proprietà fisiche dell'oggetto, e dall'accellerazione data dall'effetto YORP, che sarà studiato dalla sonda OSIRIS-REx, al momento poco conosciute, ma non sarebbe superiore allo 0,07% per tutti gli otto incontri.


Idrossile
Su Bennu sono state trovate molecole del gruppo idrossile (-OH), in pratica un precursore dell’acqua.
Il gruppo idrossile rinvenuto si trova nel reticolo cristallino dei minerali argillosi presenti sulla superficie di Bennu e che gli scienziati ritengono si siano formati all’inizio del Sistema solare almeno 4,5 miliardi di anni fa. La scoperta di idrossile significa che nel corso della sua esistenza il materiale roccioso di Bennu ha interagito con l’acqua, è possibile che Bennu sia una parte di un corpo più grosso tipo Cerere smembrato da varie collisioni, oppure da un evento cataclismatico ancora più grande come uno scontro planetario. Questi risultati fanno pensare che Bennu possa essere un'oggetto con caratteristiche sia di asteroide che cometarie, insomma sulla linea di confine (Leggi QUI).

Queste due foto dell’emisfero sud di (101955) Bennu sono state riprese il 17/01/19 da una distanza di circa 1.6 km. Le immagini sono state elaborate, per rivelare al meglio le caratteristiche sulla superficie. Il grande masso, completamente visibile nel bel mezzo dell’immagine di sinistra e in parziale ombra nella parte inferiore dell’immagine di destra, è largo circa 50 metri ).

Grazie a queste immagini si sta cercando di fare una mappa di tutti i massi presenti in superficie, con questi dati in mano, gli scienziati dovrebbero essere in grado di trarre conclusioni su come funziona Bennu. Forse le rocce più leggere sono più piccole, suggerendo che sono costituiti da materiale che si rompe più facilmente. Forse i massi in movimento indicano che l'asteroide li sta scuotendo intorno alla sua superficie ).

Rotazione:
Una nuova ricerca sulla rivista Geophysical Research Letters , mostra che Bennu sta girando più velocemente nel tempo - un'osservazione che aiuterà gli scienziati a capire l'evoluzione degli asteroidi, la loro potenziale minaccia per la Terra e se potrebbero essere estratti per le risorse.
La nuova ricerca rileva che la rotazione dell'asteroide sta accelerando di circa 1 secondo al secolo. In altre parole, il periodo di rotazione di Bennu si accorcia di circa 1 secondo ogni 100 anni.
Mentre l'aumento della rotazione potrebbe non sembrare molto, per un lungo periodo di tempo può tradursi in cambiamenti drammatici. Se l'asteroide gira sempre più velocemente nel corso di milioni di anni, secondo gli autori dello studio potrebbe perdere pezzi di sé o sfaldarsi.  
Per comprendere la rotazione di Bennu, gli scienziati hanno studiato i dati dell'asteroide prelevato dalla Terra nel 1999 e nel 2005, insieme ai dati presi dal Telescopio Spaziale Hubble nel 2012. Fu quando guardarono i dati di Hubble che notarono la velocità di rotazione del l'asteroide nel 2012 non corrisponde abbastanza alle loro previsioni basate sui dati precedenti.  Il cambiamento nella rotazione di Bennu potrebbe essere dovuto a un cambiamento nella sua forma. Simile a come i pattinatori sul ghiaccio acceleri mentre tirano le loro braccia, un asteroide potrebbe accelerare man mano che perde materiale.
Nolan e i suoi coautori suggeriscono che la ragione dell'aumento della rotazione di Bennu è più probabile a causa di un fenomeno noto come effetto YORP. La luce solare che colpisce l'asteroide viene riflessa nello spazio. Il cambiamento nella direzione della luce che entra ed esce spinge sull'asteroide e può farlo ruotare più velocemente o più lentamente, a seconda della sua forma e rotazione.

La misurazione del tasso di accelerazione di Bennu combinato con l'arrivo di OSIRIS-REx sull'asteroide offre agli scienziati una grande opportunità per convalidare i risultati del nuovo studio e testare le teorie sull'effetto YORP . 
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MAGGIORI DI 1 km

(4179) TOUTATIS


4179 Toutatis, designazioni provvisorie 1934 CT e 1989 AC , è un asteroide near-Earth e Mars-crossing del gruppo di Apollo, fa parte della famiglia di Alinda, ed è correlato con lo sciame meteorico delle Kappa Aquaridi.
La sonda lunare cinese Chang'e 2 ha sorvolato l'asteroide a una distanza minima di 3,2 chilometri e con una velocità relativa di 10,73 km/s , ed era la prima volta che le immagini di Toutatis venivano acquisite a una distanza così ravvicinata, furono scattate in totale circa 425 immagini.

Scoperta e denominazione:
Toutatis fu avvistato per la prima volta il 10 febbraio 1934, come l'oggetto denominato 1934 CT, ma fu perso subito dopo.
Riscoperto dall'astronomo francese Christian Pollas a Caussols nel 1989, l'asteroide prende il nome da Toutatis un dio della mitologia celtico-Gallica.

Passaggi ravvicinati e risonanze:
Toutatis è un asteroide con un'orbita caotica prodotta da una risonanza 3:1 con il pianeta Giove , ed una risonanza 1:4 con il pianeta Terra e frequenti passaggi ravvicinati con Marte e la Terra. Nel dicembre 2012, Toutatis è passato entro circa 18 distanze lunari dalla Terra.
Toutatis si è nuovamente avvicinato alla Terra nel 2016, ma non farà un altro approccio particolarmente vicino fino al 2069.


Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +15,30 mag e presenta dimensioni di 1.70 x 2.03 x 4.26 km.
Ha una massa di 5,05 × 10E13 kg , con una densità di 2,1 kg/dm³.
La sua rotazione combina due movimenti periodici separati in un risultato non periodico; a qualcuno sulla superficie di Toutatis, il Sole sembrerebbe sorgere e tramontare in posizioni apparentemente casuali e in momenti casuali all'orizzonte dell'asteroide. Ha un periodo di rotazione attorno al suo asse lungo (P ψ ) di 5,38 giorni. Questo asse lungo sta precessendo con un periodo (P φ ) di 7,38 giorni. L'asteroide potrebbe aver perso gran parte del suo momento angolare originale ed essere entrato in questo movimento rotatorio a causa dell'effetto YORP .

Curva di luce ).

Forma e composizione superficiale:
Le foto della sonda hanno evidenziato un colore rosso/arancio con una superficie polverosa.
Le proprietà spettrali suggeriscono che si tratta di un tipo Sk , o asteroide pietroso, costituito principalmente da silicati . Ha un albedo Bond moderato di 0,13 ed un elevato albedo geometrico di 0,405.


Le immagini radar mostrarono che Toutatis è un corpo altamente irregolare costituito da due lobi distinti, come confermato dalle foto della sonda cinese nel 2012.
Si ipotizza che Toutatis si sia formato da due corpi originariamente separati che si unirono ad un certo punto, con un contatto ''dolce'', l'asteroide risultante ha una struttura riaggregata come un cumulo di macerie .


Le due parti principali non sono di forma rotonda e le loro superfici hanno un numero di grandi sfaccettature. In confronto ai modelli radar, le osservazioni fatte durante il sorvolo di Chang'e 2 hanno rivelato diverse scoperte notevoli riguardanti Toutatis, tra cui la presenza del bacino gigante all'estremità del lobo grande sembra essere una delle caratteristiche geologiche più evidenti, e la netta e perpendicolare silhouette nella regione del collo che collega la testa e il corpo è anche abbastanza nuova.


Varie caratteristiche geologiche sulla superficie di Toutatis. (a) Crateri (cerchi blu), massi (quadrati rossi), lineamenti (linee verdi) e la direzione del flusso della regolite (frecce nere) ).

Nel grafico sopra la frequenza e la dimensione dei crateri rilevati ).

Un gran numero di massi e diverse brevi strutture lineari sono anche evidenti sulla superficie.
Dalle immagini del flyby, Toutatis è risultato coperto da abbondanti concavità, indicando che la craterizzazione da impatto può avere svolto un ruolo significativo nella formazione della superficie attuale.
Il bacino gigante all'estremità più grande di Toutatis ha un diametro di ~ 805 m, il che suggerisce che uno o più impattatori potrebbero essersi scontrati lì. La caratteristica più significativa è la cresta intorno al bacino più grande. La parete di questo bacino ha una densità relativamente alta di bordi, alcuni dei quali sembrano concentrici rispetto al bacino. Queste creste sono indicative della struttura interna del piccolo corpo e la maggior parte delle creste vicino al bacino gigante sono probabilmente legate all'enorme energia di stress, liberata durante l'impatto.

Confronto delle caratteristiche geologiche di Toutatis tra le immagini ottiche acquisite da Chang'e-2 (colore, a sinistra) e il modello radar (grigio, a destra) di Hudson et al. (2003). Somiglianze (s1-s4) e differenze (d1-d4) ).


Parametri orbitali:
Con un semiasse-maggiore di 2,54322826390363 UA , completa un'orbita attorno al Sole ogni 4.06  anni (1481,41398 giorni) , spaziando da un perielio di 0,9509378090370587 UA fino ad un afelio di 4,135518718770216 UA , quindi con un'elevata eccentricità orbitale di 0,6260902638847483.
Longitudine del nodo ascendente : 125,1852584731468°.
Argomento del perielio : 278,0810743695068°.
(dati JPL al 27/04/19).
Le perturbazioni gravitazionali causate da frequenti passaggi ravvicinati ai pianeti terrestri, data la bassa inclinazione (0,47°) del piano orbitale rispetto all'eclittica, portano a comportamenti caotici nell'orbita di Toutatis, rendendo progressivamente inaccurate nel tempo precise predizioni a lungo termine della sua posizione. Le stime del 1993 indicano l'orizzonte temporale di Lyapunov per prevedibilità a circa 50 anni, dopo di che la regione di incertezza diventa più grande con ogni approccio ravvicinato a un pianeta.

Grafico dell'orbita - JPL ).
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I PIU' GRANDI

(433) Eros

Introduzione:
433 Eros ha un'orbita che lo porta periodicamente molto vicino alla Terra, ha un perielio di 1,133 UA ed è quindi un asteroide near-Earth, una categoria piuttosto ampia che include tutti gli asteroidi la cui orbita si avvicina o interseca quella della Terra, e più in particolare, Eros è un tipico asteroide Amor. Dal punto di vista chimico, è classificato come asteroide di tipo S, composto cioè principalmente da silicati.

E' il primo asteroide su cui sia atterrata una sonda, la NEAR-Shoemaker della NASA.

Dati fisici:
Eros ha una forma molto irregolare con dimensioni di 34,4 × 11,2 × 11,2 km. Possiede un caratteristico restringimento centrale, e se lo si guarda dai poli, assomiglia ad una banana. La sua massa è di 6,687 × 1015 kg, ed è pari a circa un decimilionesimo della massa della Luna, con una densità di 2,670 ± 0,030 kg/dm³.


Superficie:
Sotto riportiamo l'analisi spettrale di Eros effettuata alle lunghezze d'onda tra 4500 A° e 8700 A°

La sua superficie è di colore bruno-dorato ed appare pesantemente craterizzata, i crateri maggiori raggiungono dimensioni confrontabili con quelle dello stesso Eros. 
Le immagini riprese ad alta risoluzione dalla sonda NEAR, rivelano la presenza di uno strato di regolite che copre Eros in ogni sua parte, il cui spessore è stimato essere tra 10 e 100 m, questo supponendo che esista un'interfaccia netta tra la regolite stessa ed uno strato profondo di roccia di maggiore compattezza, interfaccia che potrebbe anche mancare, ed in tal caso la regolite superficiale degraderebbe verso blocchi di dimensioni sempre maggiori.
La mappatura globale dettagliata di Eros ha portato alla scoperta che la maggior parte delle rocce più grandi sparpagliate sul corpo sono state espulse da un singolo impatto che ha creato il cratere Shoemaker, in una collisione di meteoriti forse un miliardo di anni fa.
La NEAR-Shoemaker ha orbitato attorno ad Eros per un anno, scattando migliaia di immagini ad alta risoluzione dell'asteroide e sono state contate 6760 rocce maggiori di 15 m, ed il 44% di queste rocce vengono dall'impatto che ha creato il cratere Shoemaker, mentre lungo l'equatore, queste rocce sono quasi la totalità, queste rocce seguono i modelli matematici ed i percorsi calcolati dal cratere che si ritiene formato da un impatto all'incirca 1 miliardo di anni fà.
Il mistero posto dalle mappe di Eros per i ricercatori è perché la stessa cosa non è accaduta con altri due grandi crateri su Eros: Himeros, sul lato convesso del corpo, e Psiche, sul lato concavo. O le rocce sono state sepolte, sono state erose o non sono state espulse dall'impatto.

Immagini di 433 Eros tratte dalla navicella spaziale in orbita NEAR-Shoemaker: (a), barra della scala, in basso a destra, misura 2 chilometri (1,2 miglia), cratere Shoemaker visto da sud; (b), scala bar 1 chilometro, cratere Psiche; (c), barra della scala di 200 metri, interno di Shoemaker del cratere; (d), scala di 100 metri, grande roccia all'interno di Psiche; (e), barra di scala 50 metri, e (f), barra di scala 100 metri, grandi rocce espulse dal cratere Shoemaker che sono state depositate in crateri più vecchi; (g), barra di scala 10 metri e (h), barra di scala 20 metri ).


Parametri orbitali:
Eros orbita a una distanza media dal Sole di 217,5 milioni di km, pari a circa 1,5 UA e completa una rivoluzione intorno alla stella in 643,246 giorni, pari a 1,76 anni. L'orbita è inclinata di 10,830° rispetto al piano dell'eclittica; per via della sua eccentricità pari a 0,223, la distanza tra il pianeta e il Sole varia di circa 276 milioni di chilometri tra i due apsidi, il perielio, punto dell'orbita in cui si verifica il massimo avvicinamento al Sole, è a 1,133 UA dalla stella, mentre l'afelio, punto dell'orbita in cui si verifica il massimo allontanamento dal Sole, è a 1,783 UA.

Diagramma dell'orbita - JPL ).

Struttura:
Eros è un corpo dalla struttura interna essenzialmente uniforme, come suggerisce la distribuzione del suo campo gravitazionale e il fatto che il centro di massa quasi coincida con il centro della figura.
Vari indizi indicano che Eros sia il frammento di un corpo preesistente, inoltre improbabile che possa essersi formato in prossimità dell'attuale orbita, ma, in accordo ai modelli di formazione del sistema solare, potrebbe essersi formato nella porzione interna della fascia principale, dominata da asteroidi di tipo S, dei quali condivide la composizione. Eros potrebbe aver abbandonato la fascia principale circa 16 milioni di anni fa.


In foto le pendenze superficiali espresse i gradi ).

Sequenza di immagini che rappresentano la rotazione di 433 Eros ).
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(1036) Ganymed
1924 TD

1036 ganymed ( / ɡ Æ n ɪ m ɛ d / ), denominazione provvisoria 1924 TD , è un asteroide con un'orbita eccentrica , classificato come un oggetto NEAR-EARTH del gruppo Amor , e tra questi è il più grande di tutti.



Scoperta e denominazione:
E 'stato scoperto dall'astronomo tedesco Walter Baade all'Osservatorio Bergedorf ad Amburgo il 23 ottobre 1924.
Questo pianetino prende il nome da Ganimede dalla mitologia greca , usando l'ortografia tedesca. Ganimmed era un principe Troiano rapito da Zeus per servire come coppiere agli dei greci. Il nome è stato anche dato alla terza luna di Giove Ganimede scoperta nel 1610 da Galilei.
Ganymed ha una ricca storia osservativa. Un documento del 1931 pubblicò la sua magnitudine assoluta (H) , sulla base delle osservazioni fino ad oggi, come +9,24 mag , che era leggermente più luminosa del valore attuale di +9,45 mag .

Superficie:
Ganymed è un asteroide di tipo S pietroso , nella tassonomia Tholen , SMASS e S3OS2 . 
Ciò significa che è relativamente riflettente e composto da silicati di ferro e magnesio . 
Le misurazioni spettrali collocano Ganymed nel sottotipo spettrale S (VI), indicando una superficie ricca di ortoproposseni e possibilmente metalli (sebbene se i metalli presenti sono coperti e non sono immediatamente visibili negli spettri).


Nel 1998, le osservazioni radar di Ganymed da parte del radiotelescopio Arecibo produssero immagini dell'asteroide, rivelando un oggetto approssimativamente sferico. Le osservazioni polarimetriche condotte dagli astronomi giapponesi hanno concluso che c'era una debole correlazione tra la curva della luce e la polarimetria dell'oggetto in funzione dell'angolo di rotazione. Poiché la polarizzazione dipende dal terreno e dalla composizione della superficie, piuttosto che dalle dimensioni osservate dell'oggetto come la curva della luce, ciò suggerisce che le caratteristiche della superficie dell'asteroide siano approssimativamente uniformi sulla sua superficie osservata.

( Immagini effettuate con ottiche adattative ).

Dati fisici:
Secondo i sondaggi effettuati dal satellite astronomico a infrarossi IRAS , dal satellite giapponese Akari e dalla missione NEOWISE del Wide Field Infrared Survey Explorer (WISE) della NASA, Ganymed misura tra 31,66 e 37,67 chilometri di diametro e la sua superficie ha un albedo tra 0,218 e 0.293.
Il CALL deriva un'albedo di 0,2809 e un diametro medio di 31,57 chilometri basato su una magnitudine assoluta di 9,50. 
Carry ha pubblicato un diametro 34,28 ± 1,38 chilometri nel 2012.
Un occultazione di una stella da parte di Ganymed è stata osservata dalla California il 22 agosto 1985. Osservazioni supplementari nel 2011 hanno dato un sezione trasversale di occultazione con assi maggiore e minore di 39,3 e 18,9 chilometri, rispettivamente.
LINK : QUI 

Caratteristiche fisiche
Dimensioni
39,3 km × 18,9 km (occultazione)
Diametro medio
31,66 ± 2,8 km (IRAS)
35,01 ± 0,78 km (Akari)
37.675 ± 0.399 km (NEOWISE)
Periodo di rotazione
10.297  
Albedo geometrico
0,218 
0,243 
0,2926 
Tipo spettrale
e
indici
colore
Tholen = S  
SMASS = S  
U – B = 0.417 
B – V = 0,882 ± 0,008 
V – R = 0,515 ± 0,004 
V – I = 0,981 ± 0,005 

CURVE DI LUCE:
Un gran numero di curve di luce rotazionali di Ganymed sono state ottenute da osservazioni fotometriche dal 1985. 

L'analisi delle migliori curve di luce ottenute dal fotometrista americano Frederick Pilcher presso il suo Mesa Observatory ( G50 ) nel New Mexico nel 2011 hanno dato un periodo di rotazione di 10,297 ore con un'ampiezza di luminosità consolidata tra 0,28 e 0,31 magnitudini.

LINK :

Tre studi che utilizzano dati fotometrici modellati dal Catalogo fotometrico di asteroidi di Uppsala, dati WISE a infrarossi termici e altre fonti, hanno dato un periodo concordante di 10,313 - 10,31284 e 10,31304 ore, rispettivamente. 

Ogni curva di luce modellata ha anche determinato due assi di rotazione di (214,0°, -73,0°), (190,0°, -78,0°), nonché (198,0°, -79,0°) in coordinate eclittiche (λ, β ; L1 / B1) , rispettivamente.





Parametri orbitali e classificazione:
Ganymed è un asteroide Amor , un sottogruppo di asteroidi NEAR-EARTH che si avvicinano all'orbita terrestre dall'esterno, ma non lo attraversano, è anche Marte-Secante e con esso ha la possibilità di incontri più ravvicinati che con la Terra, difatti il 16 dicembre 2176, passerà ad una distanza di 0,02868 UA (4.290.000 km) da Marte. 
Orbita attorno al Sole ad una distanza di 1,2–4,1 UA una volta ogni 4 anni e 4 mesi (1.587 giorni con un semiasse-maggiore di 2,66 UA). La sua orbita ha un'alta eccentricità di 0,53 e un'inclinazione di 27 ° rispetto all'eclittica .

Afelio
4,0837 UA
Perielio
1,2421 UA
semiasse-maggiore
2,6629 UA
Eccentricità
0,5335
Periodo orbitale
4,35 anni
(1.587 giorni)
Anomalia media
183.36 °
Moto medio
0° 13m  36,48s/giorno
Inclinazione
26,693 °
Longitudine del nodo ascendente
215,55 °
Argomento del perielio
132.45 °
Terra  MOID
0,3415 UA (133 LD )
Marte  MOID
0.03287 UA

Grafico dell'orbita - JPL ).
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(3200) FETONTE
1983 TB


Classificazione:
Fetonte, designazione provvisoria 1983 TB , è un asteroide Apollo attivo con un'orbita che lo avvicina molto al Sole come solo pochi altri asteroidi più piccoli.
E' classificato come un asteroide Apollo , poiché il suo semiasse-maggiore dell'orbita è maggiore di quello della Terra a circa 1,27 UA (190 milioni di km).
E' anche sospettato per essere un membro della famiglia degli asteroidi di 2 Pallade .
E' classificato come un asteroide potenzialmente pericoloso (PHA), ma ciò non significa che vi sia una minaccia a breve termine di un impatto. È un asteroide potenzialmente pericoloso semplicemente a causa delle sue dimensioni ( magnitudine assoluta H ≤ 22 ) e della distanza di intersezione dell'orbita minima della Terra ( MOID della Terra ≤ 0,05 UA ).
La distanza di intersezione dell'orbita minima terrestre (T-MOID) è 0,01945 UA (2.910.000 km), definita dalla distanza più breve tra l'orbita di Fetonte e l'orbita della Terra.

Passaggi ravvicinati:
2007 - Fetonte si avvicinò a 0.120895 UA (18.085.600 km) dalla Terra il 10 dicembre 2007 e fu rilevato dai radar di Arecibo . Quando poi arrivò al perielio nel luglio 2009, fu trovato più luminoso del previsto. Durante il suo approccio, il veicolo spaziale STEREO-A ha rilevato un inaspettato schiarimento, all'incirca di un fattore due.

2010 - Fetonte ripreso il 25 dicembre 2010, con il telescopio Rigel 37 cm, f / 14 , all'Osservatorio Winer di Marco Langbroek.


2017 - Il 16 dicembre 2017, alle 23:00 UT , Fetonte è passato a 0,06893169 UA (10.312.034 km) dalla Terra (27 distanze lunari).
La distanza di avvicinamento alla Terra era nota con una precisione di ±700 m.
Questa è stata l'occasione migliore per riprendere con osservazioni radar da Goldstone e da Arecibo , con una risoluzione di 75 metri/pixel.


L'asteroide era abbastanza luminoso da essere visto in piccoli telescopi, raggiungendo un picco di magnitudo 10,8 tra il 13 e il 15 dicembre mentre si oscurava leggermente fino a magnitudo 11 il 16 dicembre al più vicino avvicinamento. Arecibo fece osservazioni di Fetonte dal 15 al 19 dicembre. Non avvicinerà la Terra più vicino del passaggio del 2017 fino al 14 dicembre 2093, quando passerà 0,01981 UA (2.964.000 km) dalla Terra.
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Immagine Termica ).

Scoperta e denominazione:
Fetonte è stato il primo asteroide ad essere scoperto usando le immagini di un veicolo spaziale. Simon F. Green e John K. Davies lo hanno scoperto in immagini dall'11 ottobre 1983, mentre cercavano oggetti in movimento nei dati del satellite astronomico a infrarossi (IRAS).
Fu formalmente annunciato il 14 ottobre nella circolare IAUC 3878 insieme alla conferma ottica di Charles T. Kowal , che dichiarò che aveva un aspetto asteroide.
La sua designazione provvisoria fu 1983 TB , e successivamente ricevette la designazione numerica e il nome 3200 Fetonte nel 1985, è stato intitolato in onore al mito greco di Phaëthon , figlio del dio sole Helios .

Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +14,3 mag , e si ricava un albedo di 0,1066 , dalle misurazioni delle dimensioni con un diametro medio di 6,25 +/- 0.15 km.
Nel passaggio al perielio, raggiunge una velocità di 110 km/s (400.000 km/h) e temperature superficiali superiori a 750° C.
Ha un rapido periodo di rotazione di 3,604 h.

CURVE DI LUCE:



OCCULTAZIONI STELLARI:
La sera del 25 ottobre del 2019 , Fetonte, nella sua traiettoria interna al sistema solare ha occultato la stella TYC 3268-00276-1 di magnitudine +11,3 nel V e +10.7 in R, come da previsioni fornite dal servizio IOTA (International Occultation Timing Association ).
Passando sopra il nord della Toscana tra Lucca e Pisa.

La sera del 25 ottobre con congruo anticipo, lo staff dell'Osservatorio Astronomico di Tavolaia di Santa Maria a Monte si è recato in una zona adiacente a Pisa e precisamente in localita’ Il Marmo nel territorio del Comune di San Giuliano Terme , nei pressi del fiume Serchio, il team di ripresa era composto da Mauro Bachini , Andrea Buti, , Elia Dal Canto , Fabrizio Mancini e Giacomo Succi.
Nelle vicinanze della nostra postazione era posizionato il team di Massa del GAM (Gruppo Astrofili Massesi) con Pietro Baruffetti e altri astrofili esperti nel settore delle occultazioni (purtroppo alcuni problemi tecnici non hanno permesso agli amici di Massa di riprendere il fenomeno, il loro telescopio ha avuto problemi nel puntamento del target), la stessa sera in Toscana ha seguito l’occultazione Sauro Donati nei pressi di Lucca (osservazione positiva con il metodo del drift scan) e hanno seguito l’occultazione gli amici dell’Osservatorio di Pian dei Termini a San Marcello Pistoiese ( occultazione negativa) utilizzando la tecnica delle riprese video.

Ripresa di Sauro Donati - Lucca ).

RISULTATI:

OCCULTAZIONE del 29/07/2019:

Forma:
Troviamo che l'asse di rotazione di Fetonte sia vicino all'eclittica con le coordinate per il polo nord di (315°, −45°), in accordo con diverse analisi precedenti.
Il modello di forma finale è approssimativamente sferoidale con una cresta equatoriale.


Immagini radar per la determinazione della forma e delle dimensioni ).

Superficie e composizione:
Fetonte è un asteroide con caratteristiche abbastanza inusuali in quanto la sua orbita ricorda più da vicino quella di una cometa che un asteroide; è stata definita una " cometa rocciosa ".
La sua classificazione spettrale è:
Tholen spectral type (spec_T) = F
SMASSII spectral type (spec_B) = B
In alcuni studi recenti eseguiti dalla NASA, sono stati osservate code di polvere, e nel 2010, è stato rilevata su di esso un esplosione di polvere.
È possibile che il calore del Sole stia causando fratture simili alle crepe nel fango di un lago asciutto. Ciò si verifica perché la sua orbita lo porta molto vicino al Sole (0,14  UA al perielio) causando un riscaldamento estremo, con una sufficiente pressione della radiazione solare per spingere eventuali pezzi separati dalla superficie dell'asteroide.
Dalla sua scoperta, sono stati trovati molti altri oggetti che mostrano elementi misti cometari e asteroidi, come 133P/Elst-Pizarro, portando a una nuova classe di oggetti chiamata "asteroidi attivi".
Fetonte è troppo caldo per permettere al ghiaccio di  sopravvivere vicino alla superficie. Considerando la breve stabilità termodinamica del ghiaccio profondamente sepolto, ricaviamo che la sua sopravvivenza richiederebbe una diffusività termica molto piccola (simile alla regolite) (<10-8 m2/S) o l'inserimento inaspettatamente recente in questa orbita, minore di circa un milione di anni, o entrambi.

 ( Analisi spettrale tra 0,3 e 2,5 micrometri ).

Analisi del flusso termico - SPITZER ).

Nel 2018, le osservazioni hanno rivelato che Fetonte era di colore blu, il che è un evento estremamente raro tra gli asteroidi.
Indice colore : B - V = 0,58
Al contrario, la maggior parte degli asteroidi tende ad essere grigia o rossa.
Nel 2020, uno studio polarimentico ha rivelato che ha una superficie con ripide pendenze coperta da un mix di regolite con ciottoli più grandi.

Analisi spettrali per zone:
Vi riportiamo le varie analisi spettrali delle varie zone della superficie studiate in questa ricerca.


Spettri in base alla zona specifica indicata dalla corrispondette lettera:






Un asteroide attivo:
Più precisamente potrebbe essere una cometa a base Sodio.
Considerato che la temperatura superficiale di Fetonte arriva a circa 750 °C al perielio, è chiaro che ogni elemento volatile termicamente connesso con la superficie è stato perso da tempo nello spazio e non può essere il responsabile dell’emissione dei meteoroidi che va a rifornire la corrente delle Geminidi, come accadrebbe per una classica cometa. 
Peraltro l’attività di Fetonte avviene solo in prossimità del perielio, se la causa fosse la sublimazione del ghiaccio sarebbe invece estesa lungo quasi tutta l’orbita. 
Osservazioni spettrali condotte nel 2020 hanno indicato un’assenza completa di minerali idrati sulla superficie di Fetonte, supportando ulteriormente la conclusione che non è l’acqua la fonte dell’attività.

(Rappresentazione artistica dell'asteroide Fetonte riscaldato dal Sole. La superficie diventa così calda che il sodio all'interno della roccia può vaporizzare e sfiatare nello spazio, facendolo brillare come una cometa e rimuovendo polvere e piccoli detriti rocciosi. Crediti: NASA/JPL-Caltech/IPAC).

In passato per giustificare l’attività di Fetonte erano stati esaminati gli effetti delle temperature estreme che l’asteroide sperimenta al perielio. Questi studi avevano mostrato che il ciclo dell’escursione termica può frammentare in modo efficiente i massi superficiali che diventerebbero così una sorgente di polvere e detriti che potrebbero essere espulsi dalla superficie per alimentare l’attività osservata e il flusso di meteoroidi associato. 
Per via di questa attività peculiare si considerava Fetonte come una “cometa di roccia“. 
Tuttavia, è improbabile che la sola fratturazione termica produca un’accelerazione sufficiente per consentire a polvere e frammenti di superare la velocità di fuga e abbandonare Fetonte. 
Per questo motivo è stato recentemente preso in considerazione un elemento alternativo: il sodio. L’idea di base è che l’attività di Fetonte sia dovuta alla sublimazione del sodio presente nella matrice rocciosa del corpo che fa le veci del vapore d’acqua in una cometa tradizionale. 
Questo meccanismo spiegherebbe anche il motivo della scarsità di sodio nelle meteore delle Geminidi: il sodio verrebbe perso nello spazio permettendo a polvere e frammenti di lasciare la superficie dell’asteroide.

Il tasso di produzione totale di sodio calcolato per Phaethon in funzione della distanza eliocentrica entro circa un’unità astronomica dal Sole (45 giorni prima del perielio). Crediti: Joseph R. Masiero et al. 2021 Planet. Sci. J. 2 165 ).

Per indagare sulla plausibilità di questa ipotesi, un team di astrofisici guidati da Joseph Masiero del Jet Propulsion Laboratory ha costruito un modello termo-fisico di Fetonte, considerandolo come un corpo sferico, rotante e orbitante attorno al Sole costituito da una miscela porosa di silicati e granelli di sodio. Il team ha anche eseguito in laboratorio degli esperimenti di riscaldamento su campioni della meteorite di Allende, una condrite carbonaceo che potrebbe arrivare da un corpo simile a Fetonte, per cercare l’emissione del gas di sodio.
Il modello teorico mostra che, entro circa un’unità astronomica (1 UA) dal Sole, il tasso di produzione di sodio aumenta di sei ordini di grandezza, raggiungendo brevemente un tasso di produzione molare simile al tasso di produzione di acqua della cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko a 2,1 AU. 
Se su Fetonte fosse presente sodio puro come nel modello e si verificasse un degassamento così forte, causerebbe facilmente l’espulsione di polvere nello spazio in modo simile a una cometa classica.
In laboratorio il contenuto di sodio è stato determinato per tutta una gamma di temperature sui singoli minerali all’interno di ciascun campione, che sono stati analizzati anche dopo il riscaldamento per determinare le modifiche avvenute nella loro composizione chimica. 
Il ciclo di riscaldamento-raffreddamento è stato di lunghezza paragonabile al periodo di rotazione di Fetonte (3,6 ore), con temperature compatibili con il passaggio al perielio. 
Il risultato dei test di laboratorio è stato un impoverimento del sodio rispetto agli altri elementi chimici presenti: questo dimostra che, nelle condizioni adatte, il sodio può essere disperso nello spazio.


Parametri orbitali:
Orbita intorno al sole in 1,43 anni (523,6068 giorni), con un semiasse-maggiore dell'orbita di 1,2713679 UA, possiede un'eccentricità di 0,8898311 che gli fa variare la sua distanza dal sole dagli 0,14006517 UA del perielio fino ai 2,40267 UA dell'afelio.
La sua orbita è inclinata di 22,2595117° rispetto all'eclittica, l'argomento del perielio è di 322,1867°, mentre la longitudine del nodo ascendente è di 265.2177°.

Grafico dell'orbita - JPL ).

Immagine HUBBLE ).

Lo sciame meteorico delle Geminidi:
Poco dopo la sua scoperta, Fred Whipple ha osservato che :
- "gli elementi orbitali di Fetonte (1983 TB) mostrati sulla IAUC 3879 sono praticamente coincidenti con gli elementi orbitali medi di 19 meteore Geminidi fotografate con le telecamere meteoriche Super-Schmidt".
In altre parole, Fetonte è il corpo genitore a lungo cercato della pioggia delle meteoriti Geminidi di metà dicembre.


Le Geminidi sono uno sciame meteorico annuale.
Sono attive dal 3 al 19 dicembre, col picco tra il 13 e 14 dicembre, sembrano partire da un radiante situato qualche grado nord/ovest di Castore, la stella alpha della costellazione dei Gemelli; con il passare dei giorni si sposta da nord/ovest verso est.
La sua sigla internazionale è GEM. Quando la Terra si trova in prossimità del nodo ascendente di 3200 Fetonte si possono contare circa 120 meteore ogni ora.


La velocità d'impatto di queste meteore con l'atmosfera è relativamente lenta, circa 35 km/s, la densità varia tra 1 e 3 kg/dm3 ,ed è uno sciame giovane, le cronache riportano che la prima osservazione risale al 1862 con una frequenza di 20-30 meteore all'ora.

LINK : 
Shape model of 3200 Phaethon from radar and lightcurve observations
Hubble Space Telescope Observations of 3200 Phaethon At Closest Approach
https://arxiv.org/pdf/1809.04713 
OCCULTAZIONE ASTEROIDALE DI (3200) PHAETHON del 25 OTTOBRE 2019
http://www.cielisutavolaia.com/25_10_2019-occultazione-phaethon/ 
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ALTRI NEAR-EARTH :
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(69230) HERMES
1937 UB


Classificazione:
HERMES è un Near-Earth di tipo Apollo, un asteroide doppio sub-chilometrico di notevole interesse storico e dinamico.
Hermes è anche un incrociatore di Marte, Venere e Vesta.
Ha eluso gli astronomi per 66 anni tra la sua apparizione del 1937 e la riscoperta del 2003.
A partire dall'ottobre 2003, era l'asteroide più grande mai osservato che si sia avvicinato alla Terra a meno del doppio della distanza dalla Luna.
Hermes è un asteroide potenzialmente pericoloso (PHA).

Foto Rolando Ligustri - castfvg ).

Scoperta e denominazione:
Fu scoperto il 28 ottobre 1937 dall'astronomo Karl Reinmuth dell'osservatorio di Heidelberg (Germania), il quale comunicò che ne aveva individuato la corta scia luminosa in un'immagine fotografica ripresa durante la notte.
Venne stimato di circa +9 magnitudini, e che si trattava di un asteroide con veloce movimento in un'orbita che intersecava quella della Terra. Gli fu dato il nome di Hermes, il messaggero degli dei greci dell'Olimpo, e figlio di Zeus e Maia.

Prima osservazione e perdita:
Il 30 ottobre 1937 l'asteroide s'avvicinò alla Terra sino a solamente due volte la distanza Terra-Luna, spostandosi in cielo addirittura di 5 gradi all'ora.
Reinmuth osservò Hermes per cinque giorni, troppo poco per poterne tracciare un'orbita adeguata e infatti esso venne perso.
Uno dei motivi, forse il principale, per i quali Hermes venne perso, e mai più rivisto dopo il 1937, è che è un corpo molto poco luminoso dato che il 3 novembre 1937, appena sei giorni dopo la scoperta, esso era passato dalla nona alla ventunesima magnitudine, scendendo d'un fattore 60.000.

Riscoperta:
Hermes è stato riscoperto il 15 ottobre 2003 da Brian Skiff dell'Osservatorio di Lowell .
Gli annunci di riscoperta sono apparsi nella circolare MP22 2003-T74 e IAUC 8223 .
Un collegamento con le osservazioni del 1937 fu rapidamente ottenuto da Steven Chesley e Paul Chodas (JPL); il loro lavoro è riassunto in MPEC 2003-U04 .


Passaggi ravvicinati:
L'asteroide ha una distanza di intersezione orbitale minima della Terra (MOID) di 0,0041 UA (610.000 km) che si traduce in 1,6 LD .
Hermes avvicina l'orbita della Terra ogni 777 giorni e di solito, quando l'asteroide l'attraversa, si trova molto lontano da essa, ma nel 1937, 1942, 1954, 1974 e 1986, Hermes si avvicinò molto.
Il 30 ottobre 1937, Hermes superò 0,00494 UA (739.000 km) dalla Terra e il 26 aprile 1942, 0,0042415 UA (634,520 km) dalla Terra.

Sappiamo di questi incontri solamente perché l'astronomo Brian Skiff del Lowell Observatory riscoprì Hermes il 15 ottobre 2003. Con i nuovi dati, e le conseguenti effemeridi calcolate, gli astronomi hanno potuto ricostruire all'indietro le varie orbite dell'asteroide sino al 1937, notando quante volte esso si è avvicinato molto al nostro pianeta.
Gli specialisti del calcolo delle orbite Steve Chesley e Paul Chodas del JPL della NASA, hanno usato le nuove osservazioni per tracciare all'indietro il movimento di Hermes, identificando così tutti i passaggi ravvicinati precedentemente sconosciuti.
Usando il radar, la posizione e la velocità di Hermes sono state misurate con un'incertezza entro 300 metri e 50 mm/s , molto più accuratamente che con i telescopi ottici. Includere quelle misurazioni in una nuova soluzione in orbita ci ha permesso di prevedere con precisione il movimento di Hermes per molti secoli , dal 1561 al 2103.
Durante quei 542 anni, ha fatto e farà 23 avvicinamenti ravvicinati alla Terra, 29 a Venere, 7 a Marte e 7 a un grande asteroide Vesta. L'approccio più vicino di Hermes nei cieli della Terra è stato nel 1942, mentre la Seconda Guerra Mondiale fu combattuta sotto, quando passò circa 1,8 volte più lontano della Luna. Tuttavia, nessuno lo notò al momento.
Alla fine, le forze gravitazionali di tutti questi incontri con i pianeti sfocano la nostra conoscenza di dove sarà Hermes, richiedendo più misurazioni in futuro per fare previsioni più lunghe e specifiche. Sebbene tecnicamente classificato come un "asteroide potenzialmente pericoloso", ciò significa solo che ha un'orbita tale che, per centinaia di migliaia o milioni di anni, Hermes potrebbe potenzialmente avvicinarsi molto alla Terra. Tuttavia, non vi è alcun rischio ora.


Parametri Orbitali:
L'orbita di Hermes è la più caotica fra tutti gli asteroidi Near-Earth, a causa dei sopracitati incontri ravvicinati con pianeti e grandi asteroidi.
Orbita attorno al Sole con un semiasse-maggiore di 1,655 UA , con una distanza che varia da 0,6213 UA del perielio fino a 2,6879 UA dell'afelio, una volta ogni 2 anni e 2 mesi (778 giorni).
La sua orbita ha un'eccentricità di 0,6245 e un'inclinazione di 6,066° rispetto all'eclittica .
Afelio2.6879096 UA
Perielio0.6213485 UA
semiasse-maggiore
1.6546291 UA
Eccentricità0,6244787
Periodo orbitale
2,13 anni
(777,41 giorni)
Anomalia media
258.720188 °
Moto medio
0° 27m  46.08s/giorno
Inclinazione6,066585 °
Longitudine del nodo ascendente
34,1355999 °
Argomento del perielio
92,8328051 °
Grafico dell'orbita - JPL ).

Osservazioni 
radar:
Subito dopo la riscoperta sono state approntate osservazioni radar, ad Arecibo il 17, 19 e 20 ottobre, mentre a Goldstone il 4, 8, 9, 11, 12 novembre.
Uno spettro Doppler dell'eco radar ottenuto il 17 ottobre mostra due componenti chiaramente separate.
(vedi grafico a lato).

Il set di immagini radar di seguito mostra il movimento relativo dei componenti nel corso di circa un'ora il 19 ottobre. Il movimento è in senso antiorario. In ciascun pannello, il componente a frequenze Doppler positive (a destra), si sposta verso l'osservatore, mentre il componente a frequenze Doppler negative (a sinistra), si allontana dall'osservatore. L'illuminazione radar è dall'alto. 

La risoluzione della portata è di 75 m.


Le misurazioni dell'intervallo e delle posizioni Doppler del primario e del secondario ci consentono di risolvere l'orbita del sistema binario. La distanza è di circa 1,2 km, ovvero circa 4 volte il raggio dei componenti primario e secondario, molto più piccola del suo raggio di Hill di 35 km. 

Il periodo orbitale è di 13,9 ore, che corrisponde esattamente al periodo di rotazione di entrambi i componenti, vale a dire che il sistema è completamente distribuito in modo ordinato a un cosiddetto stato doppiamente sincrono (come il sistema Plutone-Caronte).



Dati fisici:

Ha una magnitudine assoluta (H) di +17,5 mag , e presenta un albedo di 0,25 ± 0,12.
L'ampliamento Doppler di Hermes primario e secondario in base ai dati CW ottenuti il ​​18 ottobre 2003, il 4 novembre, l'8 novembre e l'11 novembre a Goldstone. (vedi grafico sotto).
Le larghezze dell'eco sono state misurate a un livello di potenza equivalente a tre deviazioni standard del rumore, sono state assegnate barre di errore corrispondenti a la risoluzione in frequenza e sono stati convertiti in una lunghezza d'onda comune di 12,6 cm. 
Le linee continue rappresentano l'atteso ampliamento Doppler di corpi con diametri di 630m e 540m se i loro assi di rotazione sono perpendicolari alla nostra soluzione sul piano orbitale. 
Il processo di determinazione dell'orbita non incorpora alcun vincolo legato all'ampliamento Doppler dei singoli corpi. Il buon accordo suggerisce che la soluzione orbitale sia accurata, che il primario e il secondario non siano sensibilmente allungati e che le loro obliquità siano state portate a zero dalle reciproche forze mareali.
Si desume una densità del sistema di circa 1,6 kg/dm3.


Tre osservazioni sulla curva di luce rotazionale di Hermes sono state ottenute da osservazioni fotometriche nell'ottobre 2003. L'analisi della curva luminosa ha dato un periodo di rotazione ben definito tra 13.892 e 13.894 ore con una variazione di luminosità compresa tra 0,06 e 0,08 magnitudini. 




Composizione e superficie:

L'analisi spettrale indica che Hermes è un asteroide di tipo S, classificazione riportata per la prima volta da Andy Rivkin e Richard Binzel, nella circolare IAUC 8225 .
È stato caratterizzato come sottotipo Sq usando lo strumento SpeX presso la NASA Infrared Telescope Facility .

Analisi spettrale ).

Correlazioni:
Nel 2002 è stato osservato un asteroide, 2002 SY50 , che ha una sorprendente somiglianza con Hermes in termini di dimensioni e parametri orbitali, ed è possibile che i due oggetti siano dinamicamente correlati.
Un incontro planetario ravvicinato avrebbe potuto interrompere in modo ordinato un grande oggetto, lasciando Hermes e 2002 SY50 su orbite simili.

LINK:
http://hosting.astro.cornell.edu/~jlm/NEAs/Hermes/
http://www.castfvg.it/sistsola/asteroid/1937ub_01.htm
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(52768) 1998 OR2

1998 OR2 , è un asteroide su un'orbita eccentrica, classificato come oggetto vicino alla Terra (Near-Earth) e asteroide potenzialmente pericoloso (PHA) del gruppo Amor.


Nessun rischio !!!
Il 29 aprile 2020 alle 09:56 UTC, l'asteroide passerà in piena sicurezza a 0,042 UA (6,3 milioni di  km ; 16 volte la distanza della Luna) dalla Terra.
Con osservazioni recenti come quella di aprile 2020 e attualmente con un arco di osservazione di 32 anni, la distanza di avvicinamento del 2020 è nota con una precisione di circa ± 7 km.
Quindi siamo sicuri al 100% che non vi è alcun rischio di possibili e fantasiosi scontri.
Attualmente ha una distanza di intersezione orbitale minima (MOID) dalla Terra di 0,0154 UA (2.300.000 km), che si traduce in 6.0 distanze lunari (LD).
Il 16 aprile 2079, questo asteroide farà un incontro vicino alla Terra a una distanza di sicurezza di 0,0118 UA (4,59 LD) e passerà la Luna a 0,0092 UA (3,6 LD).
L'orbita dell'asteroide è potenzialmente pericolosa solo su una scala temporale di centinaia, se non migliaia, di anni.
LINK : elenco PHA 

( Fonte Neodys - Nella tabella vengono indicate le date del massimo avvicinamento dell’asteroide alla Terra espressi in Unità Astronomica ).


 ( SOPRA e SOTTO i grafici del passaggio ravvicinato del 29 aprile 2020 ).


Scoperta:
È stato scoperto il 24 luglio 1998 dagli astronomi del programma NEAT presso l'Osservatorio di Haleakala , nelle Hawaii. Esistono immagini di pre-scoperta, pubblicato dal Digital Survey del Siding Spring Observatory nel giugno 1986 e successive del 1987 e del 1996 che estendono di circa 12 anni il periodo osservativo, in modo di calcolarne l'orbita con maggiore accuratezza.

Parametri orbitali:
1998 OR2 fa parte del gruppo dinamico di asteroidi Amor , e pertanto non attraversa attualmente l'orbita terrestre. L'approccio più vicino dell'asteroide al Sole è appena fuori dalla distanza più lontana dalla Terra dal Sole (Il perielio dell'asteroide è maggiore dell'afelio della Terra).
Orbita attorno al Sole ad una distanza tra le 1,0 e le 3,7 UA una volta ogni 3 anni e 8 mesi (1.344 giorni, con un semiasse-maggiore di 2,38 UA). La sua orbita ha un'alta eccentricità di 0,57 e un'inclinazione di circa 6° rispetto all'eclittica . Con il suo afelio sufficientemente grande , questo asteroide è anche classificato come incrociatore di Marte , attraversando l'orbita del Pianeta Rosso a 1,66 UA.

Afelio3,7509 UA
Perielio1,0179 UA
(appena fuori dall'orbita terrestre )
semiasse-maggiore
2,3844 UA
Eccentricità0,57308
Periodo orbitale
3,68 anni
(1.344 giorni)
Anomalia media
12,101 °
Moto medio
0° 16m  6,6s /giorno
Inclinazione5,8658 °
Longitudine del nodo ascendente
27,015 °
Argomento del perielio
174,56 °


Dati fisici:
Con una magnitudine assoluta di circa +15,8, è uno degli asteroidi potenzialmente pericolosi più luminosi e presumibilmente più noti.
Il CALL assume una albedo standard per asteroidi pietrosi di 0,20 e calcola un diametro medio di 2,15 km, con un range che va da 1,2 a 3,7 km.

Nel 2009, le curve di luce rotazionale di 1998 OR2 sono state ottenute da osservazioni fotometriche da parte di astronomi a Salvador, in Brasile, e durante l'osservazione fotometrica degli asteroidi vicino alla Terra di Lowell Observatory (NEAPS).

(a lato la curva di luce).

L'analisi della curva della luce ha fornito un periodo di rotazione di 4.108 ore con un'ampiezza di luminosità di 0,14 di magnitudini, confermato dalle osservazioni RADAR di aprile 2020.


Tipo e forma:
Secondo le osservazioni del telescopio IRTF della NASA durante il programma ExploreNEOs Warm Spitzer, 1998 OR2 è un asteroide di tipo L piuttosto raro .
Le osservazioni radar Delay-Doppler dell'Osservatorio di Arecibo nell'aprile 2020 hanno mostrato che 1998 OR2, ha una grande concavità simile a un cratere.
Queste osservazioni radar hanno anche risolto diverse altre caratteristiche topografiche sulla superficie dell'asteroide, come colline e creste.

Sequenza di immagini radar ).

Osservazione:
Il 29 aprile 2020, quando raggiungerà la minima distanza alla Terra, avrà una luminosità di +10.9 magnitudini e quindi sarà visibile anche con piccoli telescopi, anche se non sarà facile osservarlo in quanto si troverà molto basso sull’orizzonte dalle 19:00 alle 23:00 UT.
(dal post di Paolo Bacci - UAI - GAMP ).
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BINARI - DOPPI - MULTIPLI

(153591) 2001 SN263

Osservazione:
2001 SN263 è stato scoperto il 20 settembre 2001 e il 12 febbraio del 2008 le osservazioni radar effettuate con il radiotelescopio da 305 metri di diametro Di Arecibo (Puertorico) hanno rivelato che l'asteroide non è un oggetto unico, ma è costituito da un corpo di maggiori dimensioni e da altri due più piccoli che gli orbitano attorno. 

(A LATO : Una "foto" di famiglia molto accurata). 

Adesso, grazie alle analisi delle immagini radar e di una lunga serie di osservazioni telescopiche, è stato possibile caratterizzare con precisione i tre oggetti e mettere in evidenza le proprietà e la  dinamica del sistema con una ricchezza di particolari senza precedenti. 
In pratica, si sono ottenute delle vere e proprie "immagini" dei tre piccolissimi corpi planetari e sono stati ricavati con precisione i loro parametri orbitali e fisici. 
Un mucchio di sassi spaziale. 

Parametri orbitali:
Orbita attorno al Sole a una distanza di 1,0363 - 2,9368  UA , una volta ogni 2 anni e 10 mesi (1.023 giorni). La sua orbita ha un'eccentricità di 0,4783 e un'inclinazione di 6,6853° rispetto all'eclittica . 

Grafico dell'orbita - JPL ).

Modelli e dati:

Alfa:
Il componente principale del sistema, denominato  Alfa, ha un diametro di circa 2,8 km e una densità di poco superiore a quella dell'acqua. 
Presumibilmente la sua struttura è "porosa" con al suo interno delle cavità ed è fratturato: molto probabilmente si tratta di un oggetto che in gergo viene chiamato rubble-pile (mucchio di sassi), un corpo composto da diversi blocchi di roccia tenuti insieme dalla reciproca forza di gravità. 
La forma di Alpha, che compie una rotazione attorno al proprio asse in circa 3 ore e 25 minuti, assomiglia un pò a quella di una trottola e non è un caso: la regione equatoriale è più spessa perché è da lì che probabilmente si è staccato il materiale che è andato a formare i due minuscoli satelliti. 

Modello di ALFA ).

Curva di luce:
Superficie:
2001 SN263 presenta lo spettro visibile più blu mai osservato per piccoli corpi nel sistema solare, anche più bluastro dei NEA 3200 Fetonte e 101955 Bennu. 
Gli spettri suggeriscono che la composizione della superficie è organica e ricca di magnetite, simile a quella delle condriti carboniche CI riscaldate. 
Anche i fillosilicati possono essere abbondanti. 
Troviamo poi, suggerimenti di una superficie a grana grossa e con una grande varietà di composizione all'interno del sistema triplo.  

Spettro di 2001 SN263, confrontato con quello di un chip rivestito di CI Y-82162 insolito (in giallo, campione RELAB MB-CMP-019-CB), meteorite Ivuna riscaldato (in verde, campione RELAB MP-TXH-018- E), solo nerofumo (in nero, campione RELAB SC-EAC-024), montmorillonite miscelata con nerofumo (in marrone, campione RELAB XM-CMP-014). ).


Satelliti:
Le due lune sincrone del pianeta minore misurano circa 770 metri (BETA) e 430 metri (GAMMA) e hanno un periodo orbitale di 16,46 h (GAMMA) e 150 h (BETA), rispettivamente.

Gamma:
Il più piccolo e interno, Gamma, orbita attorno al corpo maggiore in poco meno di 16 ore e mezzo ad una distanza di circa 4 km. La cosa interessante è che la sua densità risulta essere molto più elevata di Alpha e quindi si tratta di un corpo compatto, cioè monolitico, in pratica un grosso masso staccatosi dalla superficie di Alfa

Modello di GAMMA ).

Beta:
Il secondo satellite, Beta, si trova a quasi 17 km dal corpo principale e descrive un'orbita in 6 giorni. Questo satellite ha la stessa densità del primario e deve avere una struttura composita, in pratica un riaggregato di macerie.

Modello di BETA ).

Orbite dei satelliti:
Nel grafico, l'orbita dei satelliti in scala ).

Gravità:
La forza di gravità di Alpha è talmente bassa che, con un balzo, un ipotetico astronauta che visitasse il sistema potrebbe alzarsi dalla sua superficie e spostarsi da un satellite all'altro.  
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(185851) 
2000 DP107


E' un asteroide potenzialmente pericoloso, (185851) 2000 DP107 è stato il primo asteroide binario di cui abbiamo avuto immagini da Terra.

Scoperta:
L'asteroide fu scoperto il 29 febbraio 2000, dal programma di ricerca (LINEAR), vicino a Socorro, nel New Mexico.

Osservazioni:
Le osservazioni radar nel 2000 hanno dato immagini con 75 m di risoluzione che hanno rivelato la forma, con l'orbita, ed il meccanismo di formazione spin-up del binario. Successivamente l'asteroide ha fatto un flyby ancora più favorevole con la terra nel 2008, producendo immagini con 30 m di risoluzione.
Abbiamo usato questi dati per ottenere modelli di forma per i due componenti e per migliorare le stime dell'orbita reciproca, delle masse di componenti e periodi di spin.

Superfici:
I due componenti hanno una simile riflettività radar, suggerendo una composizione simile che coerente con la formazione tramite spin-up del secondario. 
Il secondario sembra esibire un più ampio rapporto di polarizzazione circolare rispetto al primario, suggerendo una superficie o sotto-superficie più ruvida a scale di lunghezza d'onda radar.
L'asteroide si caratterizza sia come carbonioso di tipo e sia come metallico di tipo M .

( SOPRA - Nel grafico è riportata l'analisi spettrale effettuata per una lunghezza d'onda da 4500 A°, a 8700 A° ).

Curva di luce:
Nei grafici si riportano le curve di luce che determinano il periodo di rotazione del primario ed il periodo di rivoluzione del secondario ).

Dati Primario:
Il primario ha un periodo di rotazione siderale di 2,7745 ± 0,0007 h ed è approssimativamente sferoidale con un diametro equivalente di 863 m ± 5%.
La sua forma a ''diamante'' è quella tipica per un corpo riaggregato di macerie in rapida rotazione.
Ha una massa di 4,656 ± 0,43 × 10E11 kg e una densità di 1,381 ± 0,244 kg/dm3.
Presenta una cresta equatoriale simile al primario di (66391) 1999 KW4, tuttavia la cresta equatoriale in questo caso non è regolare ed ha una concavità di ~ 300 m di diametro su un lato.


Gravità del primario:
( SOPRA - E' riportata l'accellerazione di gravità che varia da 0,007 a 0,159 mm/s2 ).
( SOTTO - E' riportata la variazione angolare rispetto alla verticale ).

Dati Secondario:
Il secondario ha un periodo di rotazione siderale di 1,77 ± 0,02 giorni commisurato al periodo orbitale, ed è leggermente allungato con dimensioni complessive di 377 × 314 × 268 m con il 6% di incertezza.
La sua massa è 0,178 ± 0,021 × 10E11 kg e la sua densità è 1047 ± 230 kg/m3.
l'orbita reciproca ha un semiasse maggiore di 2,659 ± 0,08 km, un'eccentricità di 0,019 ± 0,01 e un periodo sincrono con la rotazione di 1,7556 ± 0,0015 giorni.


Parametri orbitali:
Orbita con un semiasse maggiore di 1,3652 UA , spaziando da un perielio di 0,8511 UA , fino ad un afelio di 1,8794 UA , quindi presenta un'eccentricità orbitale di 0,3766 , con un inclinazione di 8,6718° rispetto all'eclittica.
Il suo periodo di rivoluzione corrisponde a 1,60 anni (583 giorni).

Dal grafico della sua orbita fornito dal JPL , si può notare che nei pressi del nodo ascendente la sua orbita interseca quella della Terra , portando ad incontri ravvicinati ).
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(66.391) 1999 KW4 


Questo asteroide è un oggetto molto inusualesia per la sua orbita sia per la sua struttura fisica.

(66391) 1999 KW4) è un asteroide Aten che attraversa l'orbita di Mercurio.
Fu scoperto dal LINEAR il 20 maggio 1999.
Dalle osservazioni fatte all’epoca ci si accorse che l’asteroide percorre un’orbita eliocentrica inusuale, con un’inclinazione di ben 38,9° sul piano dell’Eclittica .

Nell'animazione una ricostruzione dedotta dalle osservazioni radar ).

Parametri orbitali:
Di solito la grande maggioranza degli asteroidi hanno inclinazioni dell’ordine di pochi gradi sull’Eclittica. Se si considera il suo semiasse maggiore di 0,64 UA e la sua eccentricità pari a 0,69 si vede che uno dei nodi dell’orbita cade all’interno dell’orbita di mercurio, mentre l’altro coincide quasi esattamente con l’orbita terrestre. 
In effetti la MOID è di 0,013 UA, pari a circa 2 milioni di km.
Il periodo orbitale dell’asteroide è di quasi esattamente 6 mesi (187,97 giorni per la precisione), ossia Terra e 1999 KW4 sono quasi in risonanza 1:2.
Nel dettaglio:

Il semiasse maggiore dell'orbita è 0,6423117 UA e spazia da un perielio di 0,2001346 UA fino ad un afelio di poco oltre l'orbita terrestre pari a 1,0844888 UA con un'eccentricità di 0,6884151 ed una peculiare inclinazione dell'orbita di 38,88752° rispetto all'eclittica.

Grafico dell'orbita dal JPL ).

Simulazioni dinamiche delle dinamiche rotazionali e orbitali accoppiate dell'asteroide binario (66391) 1999 KW4 suggeriscono che è eccitato a causa di perturbazioni dal sole durante i passaggi del perielio. L'eccitazione dell'orbita reciproca stimola moti interni complessi, comprese le fluttuazioni periodiche nell'orbita e l'entità del momento angolare del componente primario, e le oscillazioni nelle dinamiche rotazionali e nella meccanica orbitale del componente più piccolo. 
La vicinanza del primario al suo limite di stabilità rotazionale suggerisce un'origine da spin-up, per il secondario.

( Grafico ruotato per mettere in evidenza l'elevata inclinazione orbitale ).

Dati fisici:
Alfa:
Le immagini radar ad alta risoluzione rivelano che l'asteroide vicino alla Terra (66391) 1999 KW4 è un sistema binario. Il diametro primario di ~ 1,5 km (Alpha) è un aggregato gravitazionale non consolidato con periodo di rotazione ~ 2,8 h, densità apparente ~ 2 g / cm ^ 3, porosità ~ 50% e una forma oblata dominata da una cresta equatoriale al potenziale dell'oggetto energia minima.
Nel dettaglio:
Le dimensioni per gli assi sono X=1,532km Y=1,495km Z=1,347km con un errore del 3%.
Ha una massa di 2,353 +/- 0,1 x 10E12 kg , con una densità di 1,97 +/- 0,24 kg/dm3.
Il suo periodo di rotazione è di 2,7645 +/- 0,0003 h.

Beta:
Il secondario (Beta) è allungato e probabilmente è più denso di Alpha. La sua orbita media su Alfa è circolare con raggio ~ 2,5 km e periodo ~ 17,4 ore, e la sua rotazione media è sincrona con l'asse lungo puntato verso Alfa.
Nel dettaglio:
Le dimensioni per gli assi sono X=0,571km Y=0,463km Z=0,349km con un errore del 6%, l'asse X punta verso Alfa, l'asse Y sul piano orbitale e l'asse Z passa dai poli perpendicolari al piano orbitale.
Ha una massa di 0,135 +/- 0.024 x 10E12 kg , con una densità di 2,81 (+0,82 / -0,63) kg/dm3.
Orbita:
Il suo periodo di rotazione è sincrono e corrisponde al periodo orbitale che è di 17,4223 +/- 0,036 h.
L'orbita di Beta è inclinata di 156,1° +/- 2° rispetto al piano equatoriale di Alfa ed è quindi retrograda con un semiasse di 2,548 +/- 0,015 km ed un'eccentricità che risulta  praticamente circolare di 0,0004 +/- 0,0019.

Viste dell'asse principale dei modelli Alpha (in alto) e Beta. Le regioni di colore giallo non sono state visualizzate nelle immagini di Arecibo con angoli di incidenza inferiori a 70 gradi. Dal momento che la loro modellazione si basa pesantemente o interamente su immagini Goldstone, che sono più deboli delle immagini di Arecibo, la precisione della nostra ricostruzione probabilmente è inferiore lì rispetto al resto del modello ).

( Immagine e ricostruzione artistica ).

Gravità:
Per Alfa la sua gravità superficiale pur essendo molto bassa varia molto dai poli (0,36 mm/s2) all'equatore dove è quasi zero per via della forza centrifuga data dalla rapida rotazione del primario, nelle zone della cresta equatoriale basta alzare un sasso per metterlo in orbita.
Le pendenze di Alfa hanno una media di 28º con un massimo di 70º, mentre la media di Beta è di 9º con un massimo di 18º.
Quindi mentre per Beta le variazioni sono da imputare alla forma irregolare, per Alfa ad incidere di più è la rapida rotazione, che ha dato la tipica forma a diamante come nei casi di Ryugu e Bennu, anch'essi un riaggregato di massi di varia dimensione.

(Nei grafici le variazioni di gravita rispetto alla perpendicolare verso il centro di massa).

( Nell'immagine il dettagli per ALFA ).

Collage delle immagini radar ottenute da Arecibo e Goldstone nel 2001 ).

Link:
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2017 YE5


2017 YE5 è la sigla provvisoria per un'asteroide binario sub-chilometrico, si tratta di un Near-Earth di tipo (Apollo).

Scoperta:
L'asteroide binario è stato scoperto nel dicembre 2017 dagli astronomi dilettanti Claudine Rinner  e Michel Ory con osservazioni fornite dal Marocco Oukaimeden Sky Survey Telescope dell'Università Cadi Ayyad (direttore dell'osservatorio, Benkhaldoun Zouhair), e il Mount Lemmon Survey . L'asteroide è stato osservato essere un asteroide binario di massa quasi uguale usando misurazioni radar bistatiche da Goldstone , dall'Osservatorio di Arecibo e dall'Osservatorio di Green Bank.

Passaggi ravvicinati:
L'asteroide è passato entro le 16 distanze lunari, circa 6 milioni chilometri dalla terra il 21 giugno 2018, che resterà l'approccio più vicino per i prossimi 170 anni.

Dati del sistema:
Ogni membro del sistema binario ha approssimativamente una massa equivalente ed hanno dimensioni di circa 0,9 chilometri di diametro, ed i due corpi ruotano attorno al loro comune baricentro con un periodo che si ritiene di 23,01 +/- 0,02 h.
La magnitudine assoluta (H) è di +19,3 mag.



Parametri orbitali:
L'orbita presenta un semiasse maggiore di 2,82 UA con un perielio di 0,8171 UA ed un afelio di 4,82 UA, e quindi con un'eccentricità elevata di 0,7102.
Il periodo orbitale è di 4,74 anni (1.730 giorni).

Afelio
4.82 UA
Perielio
0.8171 UA
semiasse-maggiore
2,82 UA
Eccentricità
0,7102
Periodo orbitale
4,74 anni (1730 giorni)
Anomalia media
349,0 °
Moto medio
0,2081 ° / giorno
Inclinazione del piano orbitale
6.21 °
Longitudine del nodo ascendente
103.96 °
Argomento del perielio
110.77 °

Diagramma dell'orbita - JPL ).
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(136617) 1994 CC

1994 CC, si tratta di un asteroide sub-chilometrico di circa 650m di diametro ed un albedo di 0,3821 per la parte principale detta alfa, con ben due satelliti detti Beta e Gamma.

Dati fisici:
La spettroscopia del telescopio Hale indica che il 1994 CC è un oggetto di classe Sq. Le immagini radar Delay-Doppler e la modellazione delle forme rivelano che il primario (Alfa), ha un diametro effettivo di 0,62 ± 0,06  km, basso allungamento polare, poche evidenti caratteristiche superficiali e una sporgenza equatoriale prominente , con emisferi inclinati che assomigliano molto a quelli visti sul primario dell'Asteroide binario (66391) 1999 KW4.
Alfa ruota su se stesso in 2,38860 ± 0,00009 h.
L'analisi delle orbite, fornisce una massa del primario di 2,6 × 10E11 kg , che, unito al diametro effettivo, produce una densità apparente di 2,1 ± 0,6  kg/dm3 .
Le immagini limitano i diametri dei satelliti interno ed esterno a 113 ± 30 m , e 80 ± 30 m, rispettivamente.
Il satellite interno (Beta) ha una rotazione coerente con il periodo di rivoluzione e quindi si ritiene sincrona.
Il satellite esterno (Gamma) ha un periodo orbitale di ∼9  giorni e un periodo di rotazione di 14  ±  7 h, stabilendo che la rotazione non è bloccata in rotazione sincrona.

Modello del Primario - Alfa ).

Analisi spettrale:


Parametri del sistema:
Beta e Gamma, orbitano rispettivamente a 1,7 km con eccentricità di 0,002 per Beta e 6,1 km con eccentricità di 0,192 per Gamma.
Beta ruota intorno ad Alfa con un periodo di 1,234 giorni mentre Gamma lo fa in 8,376 giorni.
Hanno inclinazioni orbitali notevoli, 95° per Beta e 79° per Gamma, rispetto al piano equatoriale del pianetino.

Grafico delle orbite dei due satelliti con le possibili variazioni dei parametri orbitali ).


Parametri orbitali:
L'asteroide è un geo-secante di classe Apollo, con un semiasse di 1.6378 UA, ha un perielio di 0,9551 UA, interno all'orbita terrestre ed un afelio di 2.3206 UA in piena fascia principale degli asteroidi, con un periodo di rivoluzione pari a 2,10 anni (766 giorni).
La sua eccentricità orbitale corrisponde a 0,4169 .

Afelio
2.3206 UA
Perielio
0.9551 UA
semiasse-maggiore
1.6378 UA
Eccentricità
0,4169
Periodo orbitale
2,10 anni (766 giorni)
Anomalia media
321.07 °
Moto medio
0 ° 28 m  12,72 s / giorno
Inclinazione
4.6806 °
Longitudine del nodo ascendente
268.55 °
Argomento del perielio
24.842 °

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Gli Asteroidi di classe Atira:

Asteroidi Atira , noto anche come oggetti interni-Terra ( IEO ), sono asteroidi le cui orbite sono interamente confinata all'interno della Terra, cioè la loro orbita ha un afelio (punto più lontano dal Sole) più piccolo del perielio terrestre (punto più vicino al Sole), che è 0,983 unità astronomiche (UA). Gli asteroidi Atira sono di gran lunga il più piccolo gruppo di oggetti vicini alla Terra , rispetto agli asteroidi Aten , Apollo e Amor .


Gli Atira non attraversano l'orbita terrestre e non sono minacce di eventi di impatto immediato , ma le loro orbite potrebbero essere perturbate verso l'esterno da un approccio ravvicinato a Mercurio o Venere e diventare asteroidi che attraversano la Terra in futuro. Sebbene la dinamica di molti di questi oggetti assomigli in qualche modo a quella indotta dal meccanismo Kozai-Lidov (oscillazioni accoppiate nell'eccentricità e nell'inclinazione), che ne contribuisce a migliorare la stabilità a lungo termine.

Elenco:
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(163693) Atira
     - 2003 CP20 -


Atira , è classificato come un oggetto vicino alla Terra, ed è un asteroide binario , un sistema di due asteroidi in orbita attorno al loro baricentro comune . 
Il componente principale con un diametro di circa 4,8 chilometri ha in orbita una luna del che misura circa 1 km. 


Scoperta e nome:
Atira è stato scoperto l'11 febbraio 2003 dagli astronomi dell'ossevatorio Lincoln, presso il sito di Socorro, New Mexico, negli Stati Uniti.
Il pianeta minore prende il nome da Atira , una dea dei nativi americani Pawnee. 
È la moglie del dio creatore, Tirawa, dea della Terra e stella della sera.

Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +16,3 mag.
Con un diametro di 4,8 chilometri, Atira è uno dei più grandi oggetti Near-Earth. 
Le prime stime delle sue dimensioni andavano da 1 a 2 chilometri, ma quelle erano basate su un presunto albedo più alto di 0,20. 
Le sue dimensioni maggiori e l'albedo basso di 0,0231 , sono stati scoperti quando Atira è stata ripresa dai radar all'inizio del 2017. 
Il periodo di rotazione del primario risulta essere di 3,3980 h.
Queste immagini radar hanno anche rivelato che Atira è un asteroide binario.

Sistema binario:
Atira arrivò a 0,207 UA (31.000.000 km) dalla Terra nel gennaio 2017, più vicino rispetto a quando fu scoperto nel 2003. 
Ciò offrì l'opportunità di studiare l'asteroide tramite radar . 
Le immagini scattate all'Osservatorio di Arecibo il 20 gennaio 2017 hanno rivelato che Atira è un asteroide binario sincrono con una luna in orbita. 
Il primario (Alfa), con un diametro di 4,8 ± 0,5 km è probabilmente di forma allungata e molto irregolare. 
Il secondario (Beta), è bloccato in modo ordinato ed ha un diametro di 1,0 ± 0,3 km. 
Altre immagini scattate il 23 gennaio 2017 hanno mostrato che i due componenti stanno orbitando tra loro a una distanza di circa 6 km con un periodo orbitale di 15,5 ore.

Orbita:
Atira è un asteroide di tipo S e orbita attorno al Sole a una distanza di 0,5–1,0  UA una volta ogni 8 mesi (233 giorni). La sua orbita ha un'eccentricità di 0,32 e un'inclinazione di 26° rispetto all'eclittica. Con un perielio di 0,50 UA il corpo si classifica anche come un secante di Venere con il nodo ascendente molto vicino all'orbita venusiana.


Grafico dell'orbita - JPL ).
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Il primo di classe V-Atira:
Con l'orbita completamente interna a quella di Venere

2020 AV2
  -ZTF09k5-


2020 AV2 , noto anche con la sua designazione interna ZTF09k5 , è un asteroide planeto-secante, che orbita interamente all'interno dell'orbita di Venere e per questo definito di classe V-Atira.
Ad oggi è quindi il primo e unico membro noto della popolazione V-Atira di asteroidi di classe Atira all'interno dell'orbita di Venere.


Scoperta e classificazione:
2020 AV2 è stato scoperto dall'indagine Zwicky Transient Facility (ZTF) presso l'Osservatorio Palomar il 4 gennaio 2020, dagli astronomi Bryce Bolin, Frank Masci e Quanzhi Ye.
La scoperta faceva parte di una campagna per rilevare asteroidi terrestri interni (Atira) usando la fotocamera ZTF a largo campo sul telescopio Samuel Oschin di 1,22 metri all'Osservatorio di Palomar.
Le coordinate celesti di 2020 AV2 al momento della scoperta sono :
AR = 21h  24m  49.90s / DEC =  -06° 08' 41,8".


Dopo circa 15 ore dalla prima osservazione, l’osservatorio di Farra d’Isonzo (codice MPC 595) conferma, ovvero osserva l’oggetto per la prima volta dopo gli scopritori, inviando 4 misure di posizione.
Il giorno successivo Luca Buzzi dell’Osservatorio Schiaparelli di Varese (codice MPC 204) invia un messaggio sulla mailing list della Sezione Asteroidi UAI , segnalando che tale oggetto potrebbe essere un nuovo NEA Atira, consigliandone l’osservazione.
Il primo osservatorio a rispondere all’appello è quello di San Marcello Pistoiese (codice MPC 104) che con il team composto da Paolo Bacci, Martina Maestripieri, Marta Di Grazia e Mauro Facchini, ha effettuato 6 nuove misure di posizione confermando l’ipotesi che si trattasse di un oggetto molto peculiare. Infatti, risultava un afelio di soli 0.65 UA sintomo di un asteroide la cui orbita era completamente dentro quella di Venere.
In considerazione del fatto che l’oggetto era sufficientemente luminoso, le sere a seguire è stato osservato da molti altri osservatori italiani tra cui Enrico Prosperi dell’Osservatorio di Castelmartini (codice MPC 160), Luca Buzzi dallo Schiaparelli Observatory, Andrea Mantero (foto sotto) del Bernezzo Observatory (codice MPC C77), Giorgio Bay di M57 Observatory Saltrio (codice MPC K38) gli osservatori di Ceccano (codice MPC 470) e Sormano (codice MPC 587).

Il rilevamento di tali oggetti è difficile a causa della loro vicinanza al Sole : gli asteroidi all'interno dell'orbita di Venere non raggiungono mai elongazioni solari maggiori di 47 gradi, il che significa che sono osservabili solo durante il crepuscolo, o poco prima dell'alba, poiché il Sole è sotto l'orizzonte della Terra .
Al momento della scoperta, 2020 AV2 era situato nella costellazione dell'Acquario , con una magnitudine apparente intorno alla +18.
La scoperta di 2020 AV2 è stata segnalata al Minor Planet Center (MPC) il 4 gennaio 2020 ed è stato successivamente elencato nella pagina di conferma del MPC (NEOCP). Sono state quindi condotte osservazioni di follow-up presso vari osservatori al fine di determinare l'orbita dell'asteroide in base al suo movimento orbitale.
La scoperta dell'asteroide è stata quindi formalmente annunciata dall'MPC l'8 gennaio 2020.
Nella circolare risultano esserci 19 osservatori sparsi in tutto il mondo dei quali ben 8 sono italiani.

LINK : https://www.projectpluto.com/neocp2/mpecs/ZTF09k5.htm 


Dati fisici:
2020 AV2 ha una magnitudine assoluta (H) di +16,266 +/- 0,764 mag , sebbene questa stima abbia una significativa incertezza. Il Minor Planet Center assume un'ampiezza assoluta di +16,5 come adattamento migliore. L' albedo del 2020 AV2 non è noto in quanto non è stato misurato, pertanto le stime sulle dimensioni sono incerte.
Il diametro di 2020 AV2 dovrebbe essere maggiore di 1 km .
Supponendo che l'albedo sia compreso tra 0,25 e 0,05, il suo diametro dovrebbe essere tra 1 e 3 km, rispettivamente.

Parametri orbitali:
2020 AV2 è l'unico asteroide noto per avere un'orbita interamente all'interno di quella di Venere. Con una distanza di afelio di circa 0,654 AU, ha il più piccolo afelio conosciuto di tutti gli asteroidi. In confronto, la distanza orbitale media di Venere dal Sole è di 0,723 UA, con una distanza del perielio di 0,718 UA.
2020 AV2 è formalmente classificato come un asteroide Atira dal Minor Planet Center a causa della sua orbita all'interno di quella della Terra . Tuttavia, a differenza degli asteroidi Atira precedentemente noti, l'orbita è contenuta in quella di Venere, quindi rientra nella categoria proposta di asteroidi V-Atira, una sottoclasse di asteroidi Atira con distanze afeliche inferiori alla distanza del perielio di Venere.
2020 AV2 è tecnicamente classificato come un oggetto Near-Earth sotto la classificazione Atira, sebbene la distanza minima di intersezione dell'orbita dell'asteroide dalla Terra sia solo 0,346 UA.
A causa del breve arco di osservazione di 2020 AV2 , la sua orbita è altamente incerta, con un parametro di incertezza di 9.
L'asteroide orbita attorno al Sole in circa 150 giorni (0,41 anni), con un semiasse-maggiore di circa 0,555 UA. L'orbita di 2020 AV2 è moderatamente eccentrica , poiché si avvicina a soli 0,46 UA dal Sole al perielio, proprio all'interno dell'afelio di Mercurio a 0,467 UA. L'orbita di 2020 AV2 è anche moderatamente inclinata rispetto all'eclittica di circa 15,9 gradi. La distanza minima di intersezione dell'orbita dell'asteroide da Mercurio e Venere è rispettivamente di circa 0,065 UA e 0,079 UA.

Afelio0,654 ± 0,001 AU
Perielio0,457 ± 0,002 AU
semiasse-maggiore
0,555 ± 0,001 AU
Eccentricità0,17716 ± 0,00244
Periodo orbitale
0,41 anni (150 giorni)
Anomalia media
237,288 ± 0,231 °
Moto medio
2° 22m  51.163/
giorno
Inclinazione15,877 ± 0,064 °
Longitudine del nodo ascendente
6,697 ± 0,026 °
Argomento del perielio
187.270 ± 0.221 °
Terra  MOID0.346353 AU

Grafico dell'orbita - JPL ).

Evoluzione orbitale:
La maggior parte degli asteroidi che transitano nella regione di V-Atira hanno probabilmente orbite instabili a breve termine a causa delle frequenti perturbazioni gravitazionali di Venere e Mercurio.
Si prevede che pochi asteroidi V-Atira abbiano orbite relativamente stabili e di lunga durata non disturbate da Venere e Mercurio.
Sulla base di uno studio del 2012 sulla distribuzione orbitale di oggetti vicini alla Terra, si prevede che le tipiche vite orbitali degli asteroidi che entrano nella regione di V-Atira siano di alcune centinaia di migliaia di anni. All'interno di questa regione, le orbite degli asteroidi sono soggette a risonanza di Kozai, in cui le loro orbite oscillano in distanza, orientamento ed eccentricità per diversi milioni di anni.
Di conseguenza, questi asteroidi possono diventare asteroidi di classe Atira e viceversa nel tempo. Mentre la risonanza di Kozai interrompe spesso le orbite degli asteroidi appena entrati, e di conseguenza anche le orbite di alcuni asteroidi V-Atira non disturbati possono diventare stabili.
Gli asteroidi Vatira dinamicamente instabili alla fine si scontreranno con Venere.

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A cura di Andreotti Roberto e Giovanni Donati.


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