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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

FASCIA DEGLI ASTEROIDI cap 4° ''Esplorati, Curiosi o Particolari''. by Andreotti & Donati - INSA.

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Aggiornato il 23/07/2020

ASTEROIDI ESPLORATI,
CURIOSI O PARTICOLARI

In questo capitolo andiamo a riportare le schede degli asteroidi esplorati oltre a Cerere e Vesta trattati nel capitolo 1 o i Near-Earth (Itokawa, Toutatis, Ryugu e Bennu), trattati nel capitolo 2.
Andremo poi a trattare quegli asteroidi particolari che meritano menzioni speciali....
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Alcune citazioni particolari, dal sito del GAMP (Gruppo Astrofili Montagna Pistoiese):
Dall' Osservatorio di Pian dei Termini - San Marcello Pistoiese.

(7481) San Marcello 3122 Florence , (15817) Lucianotesi , 130 Elektra , 6478 Gault , 
(108205) Baccipaolo , (7132) Casulli 2019 LF6 , 2014 JO25 , 2017 AF5 , (2242) Balaton ,
1994 AW1 , 2004 BL86 (99942) Apofi , ecc.
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ESPLORATI

Il primo ad essere raggiunto dalla Galileo, 
Gaspra e poi Ida:

(951) Gaspra


951 Gaspra è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 12,2 km.

(Foto della Galileo).

Scoperta e nome:
Scoperto nel 1916 dall'astronomo russo GN Neujmin .
Il suo nome è dedicato ad una località balneare situata nel sud della penisola russa di Crimea, dove visse per parecchi anni lo scrittore russo Lev Tolstoj.
E' stato il primo asteroide ad essere raggiunto da una sonda (Galileo) e ad essere quindi fotografato da vicino, la Galileo successivamente ha anche visitato 243 Ida.


Dati fisici:
Le sue dimensioni sono di 18,2 km × 10,5 km × 8,9 km , con un albedo geometrico di 0,246 ± 0,032 , ed una magnitudine assoluta (H) di +11,46 mag .
Il suo periodo di rotazione corrisponde a 7,042 h.
L'asse di rotazione di Gaspra è stato determinato per puntare nella direzione di RA 0h 40m, declinazione 27 ± 2°. Ciò equivale alle coordinate dell'eclittica (β, λ) = (21°, 20°) e fornisce un'inclinazione assiale di 72°.
Il sorvolo di Galileo era troppo distante perché un corpo di piccole dimensioni di Gaspra potesse influenzare notevolmente la traiettoria di Galileo, quindi non fu ottenuta alcuna informazione diretta sulla massa che ad oggi è stimata tra 2-3 × 10E16 kg .

Composizione:
Il 29 ottobre 1991 la navicella spaziale Galileo incontrò l'asteroide 951 Gaspra con una telecamera CCD telescopica e uno spettrometro a mappatura nel vicino infrarosso che forniva le prime immagini otticamente risolte di qualsiasi asteroide. I dati di questi due sensori sono stati combinati per rilevare la firma spettrale dei minerali contenenti ferro su questo asteroide di tipo S.
Un minimo di due unità spettrali sono state identificate su 951 Gaspra, entrambe contenenti un'abbondanza relativa più elevata di olivina rispetto a quelle trovate nelle condriti ordinarie .
Questi dati indicano che questo asteroide S è un oggetto che ha subito processi di differenziazione ignei. A 2.7 micron, la caratteristica spettrale è stata rilevata sulla superficie di 951 Gaspra e potrebbe essere dovuta alla presenza di OH strutturale.




Superficie:
Oltre a una moltitudine di piccoli crateri, Gaspra ha una mezza dozzina di grandi aree pianeggianti e concavità. Una di queste aree pianeggianti, Dunne Regio, è un'area di 5 km × 7 km che è piatta entro un raggio di 200 m.
Non è chiaro se questi siano il risultato di impatti o se si tratti invece di sfaccettature formate quando Gaspra fu spaccata dal suo asteroide progenitore.
La superficie di Gaspra è priva di crateri inequivocabili di dimensioni paragonabili al suo raggio, come quelli visti ad esempio su 253 Mathilde . Una probabile ragione è che la collisione che ha prodotto la famiglia di Flora e Gaspra è stata relativamente recente su una scala astronomica, quindi Gaspra non ha ancora avuto l'opportunità di acquisire molti grandi crateri da allora.
L'analisi dei tassi di craterizzazione suggerisce che l'età della superficie è compresa tra circa 20 e 300 milioni di anni. Fu suggerito nel 2007 che i crateri freschi e ripidi su Gaspra fossero formati dall'evento di formazione della famiglia collisionale di Baptistina che accadde nelle sue vicinanze.
Le sfaccettature piatte e le concavità danno a Gaspra un aspetto molto spigoloso.
Scanalature da circa 100 m  a 300 m  di larghezza, e fino a 2,5 km di lunghezza e decine di metri di profondità sono visibili sulla superficie di Gaspra, che può essere correlata alla sua formazione insieme al resto di la famiglia Flora con una collisione di asteroidi.
La loro presenza suggerisce anche che si tratta di un singolo corpo coerente, piuttosto che un mucchio di macerie.
Le scanalature sono state probabilmente create da impatti che hanno frantumato la roccia sottostante.
La superficie di Gaspra è stata calcolata a circa 525 km2 , che, per confronto, ha circa le dimensioni dell'isola di Guam , ovvero metà della superficie terrestre della città di Hong Kong.

Parametri orbitali:
Con i suoi parametri orbitali, è considerato un membro della famiglia di Flora.
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,2094488 UA e da un'eccentricità di 0,1740047, inclinata di 4,10252° rispetto all'eclittica, con un periodo di rivoluzione di 3,29 anni.

Diagramma dell'orbita - JPL ).
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(243) Ida



243 Ida è un asteroide della fascia principale, appartenente alla famiglia di Koronis.
E' stato il primo asteroide di cui abbiamo avuto conferma di un satellite in orbita di nome Dattilo con un diametro di circa 1,4 km.

Scoperta e nome:
Ida fu scoperto il 29 settembre 1884 da un astronomo austriaco, Johann Palisa all'Osservatorio di Vienna. Era il 45° asteroide che scopriva.
Il nome Ida fu dato all'asteroide da Moriz von Kuffner, un produttore di birra e astronomo amatoriale viennese fautore dell'omonimo osservatorio. Nella mitologia greca, Ida era una ninfa di Creta che allevò il dio Zeus.

Sorvolo della Galileo:
La traiettoria di Galileo nel suo percorso verso Giove lo portò nella fascia asteroidale due volte. Durante il secondo passaggio, eseguì un flyby su Ida il 28 agosto 1993 ad una velocità di 12,4 km/s rispetto all'asteroide. Le immagini di bordo ripresero Ida da una distanza di 240.350 km fino alla distanza minima di 2.390 km. Ida è stato il secondo asteroide, dopo Gaspra, ad essere ripreso da un veicolo spaziale. Circa il 95% della superficie di Ida rientrò nelle riprese della sonda durante il flyby.


Dattilo , il satellite:
Dattilo fu scoperto da Ann Harch nelle immagini arrivate dalla sonda Galileo. Il suo nome, Dattilo, deriva dai Dattili, creature che secondo la mitologia greca abitavano il Monte Ida. Avendo un diametro di soli 1,4 km, Dattilo è circa un ventunesimo della grandezza di Ida.

Dattilo il satellite di Ida ).

La sua orbita intorno a Ida non può essere determinata con molta accuratezza. Comunque, le restrizioni delle possibili orbite permettono un'approssimativa determinazione della densità di Ida, che ha rivelato che Ida è povera di minerali metallici. Dattilo e Ida hanno, perciò, caratteristiche simili, portando a pensare che abbiano avuto un'origine comune.
Dattilo è "a forma di uovo", ma "rimarchevolmente sferico" e misura 1,6 x 1,4 x 1,2 km e il suo asse più lungo è orientato verso Ida, e ruota quindi sincronamente. La superficie di Dattilo, come quella di Ida, esibisce craterizzazione satura. La superficie è segnata da più di una dozzina di crateri con un diametro più grande di 80 m, ad indicare che la piccola luna ha sofferto di molte collisioni durante la sua storia. Almeno sei crateri formano una catena lineare, suggerendo che siano stati causati da detriti formatisi localmente, possibilmente espulsi da Ida. I crateri di Dattilo potrebbero contenere delle sommità centrali, diversamente da Ida. Questo particolare, insieme alla forma sferoidale di Dattilo, implicano che la luna, nonostante la sua piccola grandezza, sia controllata gravitazionalmente. Come Ida, la sua temperatura media è di circa 200 K (-73 °C).

( In grafica gli spettri di Dattilo ed Ida ).

Dattilo condivide molte caratteristiche con Ida. Ad esempio, i loro albedo e spettri di riflessione sono molto simili. Le piccole differenze indicano che il processo di erosione spaziale su Dattilo è meno attivo. Le sue piccole dimensioni renderebbero impossibile la formazione di regolite in quantità significative.

( Ipotesi sull'orbita di Dattilo ).

L'orbita di Dattilo attorno Ida non è conosciuta con precisione. Galileo era sul piano orbitale di Dattilo quando scattò la maggior parte delle sue immagini e ciò rese difficile determinare la sua orbita in modo esatto. L'orbita di Dattilo ha direzione prograda ed è inclinata di 8° rispetto all'equatore di Ida. Basandosi su simulazioni al computer, il periapside di Dattilo, dovrebbe trovarsi ad una distanza da Ida maggiore di 65 km per rimanere su un'orbita stabile. Le diverse soluzioni orbitali generate dalle simulazioni trovano un limite nella necessità di avere un'orbita passante per i punti nei quali era presente quando fu osservato da Galileo alle 16:52:05 UT del 28 agosto 1993, a circa 90 km di distanza da Ida ad una longitudine di 85°.
Il 26 aprile 1994, il Telescopio Spaziale Hubble osservò Ida per otto ore, ma non fu in grado di individuare Dattilo. L'individuazione sarebbe stata possibile se la luna si fosse trovata ad una distanza maggiore di 700 km da Ida.
Supponendo che la sua orbita attorno a Ida sia circolare, Dattilo ha un periodo orbitale di 20 ore. La sua velocità orbitale è approssimativamente di 10 m/s, "più o meno la velocità di una corsa veloce o di una palla da baseball lanciata lentamente".

Dati fisici di Ida:
Ha una forma irregolare e allungata ed è apparentemente composto da due larghi oggetti tenuti insieme in una forma allungata con dimensioni di 53,6 × 24,0 × 15,2 km.
La massa di Ida è compresa tra i 3,65 e i 4,99 × 10E19 kg. Il suo campo gravitazionale produce un'accelerazione di circa 0,3-1,1 cm/s² sulla sua superficie. Questo campo è così debole che un astronauta posizionato sulla sua superficie potrebbe saltare da una delle estremità di Ida all'altra, e un oggetto che si muove a più di 20 m/s sfuggirebbe all'asteroide.
Mentre il suo periodo di rotazione corrisponde a 4,63 h.
L'asse di rotazione di Ida ha un periodo di precessione di 77 mila anni, a causa della gravità del Sole che agisce sulla forma non sferica dell'asteroide.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni59,8 × 25,4 × 18,6 km
Raggio medio
15.7 km 
Massa4,2 ± 0,6 × 10 16  kg 
Densità media
2,6 ± 0,5 g / cm 
Gravità superficiale 
equatoriale
0,3–1,1 cm / s 
Periodo di rotazione
4,63 ore
(0,193 giorni) 
Ascensione retta del polo nord
168,76 ° 
Declinazione del polo nord
−2,88 ° 
Albedo geometrico
0,2383 
Temperatura200 K (−73 ° C) 
Tipo spettrale
Magnitudine assoluta  (H)
+9,94 

Superficie:
La sua superficie è abbastanza craterizzata e presenta una vasta varietà di crateri differenti per età e grandezza, e vicino ai crateri, sono evidenti altri particolari, come solchi, creste e sporgenze. Ida è coperta da uno spesso strato di regolite, liberatasi dai detriti, che oscurano la roccia solida sottostante.
La superficie di Ida è ricoperta da uno strato di roccia polverizzata, chiamata regolite, per uno spessore di 50–100 m. Questo materiale fu prodotto da impatti e distribuito sulla superficie di Ida dai processi geologici. Le osservazioni di Galileo forniscono prove di recenti movimenti di regolite lungo i pendii. La regolite presente su Ida è composta di silicati quali olivina e pirossene. I suoi cambiamenti nel corso del tempo sono dovuti ad un processo chiamato erosione spaziale. A causa di questo processo, la regolite meno recente appare più rossa rispetto al materiale apparso sulla superficie recentemente.
I frammenti di detriti più grandi e i massi sono chiamati ejecta block, e parecchi di questi sono stati osservati sulla superficie, e parzialmente immersi nella regolite di Ida, sono stati identificati 20 grandi ejecta block di larghezza compresa tra i 40 e i 150 m.
Lo spettro di riflessione di Ida fu misurato il 16 settembre 1980 dagli astronomi David James Tholen e Edward F. Tedesco come parte del programma ECAS. Il suo spettro risultò essere uguale a quello degli asteroidi di tipo S.

( Un blocco semi-sepolto nella regolite ).

Composizione:
Ida è classificato come un asteroide di tipo S basandosi sulla somiglianza del suo spettro di riflessione con quello di asteroidi simili. Gli asteroidi di questo tipo condividono la propria composizione con quella delle meteoriti ferro-rocciose o della condrite. La composizione interna non è stata analizzata direttamente, ma si suppone essere simile ai materiali contenuti nelle condriti in base alle osservazioni delle variazioni di colore della superficie e alla sua densità apparente di 2,27-3,10 g/cm³. Le condriti contengono quantità variabili di silicati, quali olivina e pirossene, ferro e feldspato. L'olivina e il pirossene sono stati rilevati su Ida da Galileo. Il contenuto di minerale sembra essere omogeneo in tutta la sua estensione. Galileo ha rilevato anche variazioni minime sulla superficie e la rotazione dell'asteroide indica una densità uniforme. Supponendo che la sua composizione sia simile a quella delle condriti, la cui densità va dai 3,48 ai 3,64 g/cm³, Ida avrebbe una porosità dall'11 al 42%.
L'interno di Ida contiene, probabilmente, quantità di roccia da impatto o da frattura, chiamata megaregolite. Lo strato di megaregolite di Ida si estende da centinaia di metri a pochi chilometri al di sotto della superficie. Alcune rocce nell'interno di Ida potrebbero essersi spaccate al di sotto dei larghi crateri Mammoth, Lascaux e Undara.


Forma:
Ida è un asteroide fortemente allungato, con una superficie irregolare, che ricorda la forma di un cornetto. La lunghezza di Ida è 2,35 volte la sua profondità, e una specie di "strozzatura centrale" divide l'asteroide in due parti geologicamente diverse. Questa forma compressa è coerente con l'ipotesi che Ida si sia costituito a partire da due grandi componenti massicce separate, e che dei detriti abbiano riempito lo spazio tra di loro. Questi detriti tuttavia, non furono rilevati nelle immagini ad alta risoluzione scattate da Galileo. Sebbene su Ida ci siano alcuni ripidi pendii con un'inclinazione superiore ai 50º, la pendenza generalmente non supera i 35º.
La forma irregolare di Ida è responsabile dell'elevata irregolarità del campo gravitazionale dell'asteroide. L'accelerazione in superficie è più bassa alle estremità dell'asteroide a causa della loro elevata velocità di rotazione. È anche bassa vicino alla "strozzatura centrale" perché la massa dell'asteroide è concentrata nelle due metà, ovvero, lontano dalla "strozzatura" stessa.
Ida viene classificato come un asteroide di tipo S basandosi su misurazioni spettroscopiche da terra. La composizione degli asteroidi di tipo S era incerta prima dei flyby di Galileo; in seguito a questa missione si è supposto che essi sono composti da due minerali che sono stati rilevati nelle meteoriti che cadono sulla Terra: condrite ordinaria e meteorite ferro-rocciosa. La stabilità a lungo termine dell'orbita di Dattilo induce a pensare che la densità di Ida sia inferiore a 3,2 g/cm³. Tutto ciò esclude una composizione ferro-rocciosa; se Ida fosse fatta di materiali ricchi di ferro e nichel con una densità di 5 g/cm³, dovrebbe contenere più del 40% di spazio vuoto.
Le immagini di Galileo portarono anche a scoprire che su Ida ha luogo l'erosione spaziale, un processo che col passare del tempo causa una colorazione più rossa nelle regioni più vecchie.
Lo stesso processo avviene anche su Dattilo che mostra però meno cambiamenti.
Quest'azione sulla superficie di Ida ha rivelato un altro dettaglio sulla sua composizione: lo spettro di riflessione delle parti appena esposte dall'erosione della superficie assomiglia alle ordinarie condriti, ma le regioni più vecchie hanno uno spettro simile a quello degli asteroidi di tipo S.
Entrambe le scoperte, gli effetti del tempo meteorologico spaziale e la bassa densità, portarono ad una nuova comprensione riguardo al rapporto esistente fra gli asteroidi di tipo S e le condriti ordinarie. Gli asteroidi di tipo S sono il tipo di asteroide più numeroso nella parte interna della fascia degli asteroidi. Le condriti ordinarie sono, allo stesso modo, il tipo più comune di meteorite trovata sulla Terra. Lo spettro di riflessione misurato dalle osservazioni remote degli asteroidi di tipo S, comunque, non corrisponde a quello delle condriti ordinarie. Il flyby di 'Galileo' su Ida ha permesso di formulare l'ipotesi che alcuni asteroidi di tipo S, in particolare quelli della famiglia di Koronis, potrebbero essere la fonte di questi meteoriti.


Struttura:
Molte importanti strutture caratterizzano la superficie di Ida. L'asteroide sembra essere diviso in due metà, comunemente indicate come regione 1 e regione 2, collegate da una "strozzatura". Questo tratto potrebbe essere stato riempito dai detriti, oppure potrebbe essere il risultato dell'espulsione di materiale dall'asteroide in seguito a vari impatti.
- La regione 1 di Ida contiene due grandi strutture. Una è una prominente dorsale lunga 40 km chiamata Townsend Dorsum che si estende per 150 gradi attorno alla superficie. La seconda struttura è la Vienna Regio, una grande depressione della superficie di Ida.
- La regione 2 presenta molti insiemi di solchi, la maggior parte dei quali sono larghi 100 metri o meno e hanno una lunghezza che arriva fino a 4 km; sono localizzati in prossimità dei crateri Mammoth, Lascaux e Kartchner pur senza essere connessi con questi. Alcuni solchi sono stati messi in relazione con impatti astronomici, come ad esempio un gruppo situato di fronte a Vienna Regio.


Crateri:
Ida è uno dei corpi più densamente craterizzati nel Sistema Solare, e gli impatti hanno costituito il processo primario nello scolpire la sua superficie. La craterizzazione ha raggiunto il punto di saturazione, ovvero nuovi impatti cancellano l'evidenza dei più vecchi, lasciando il numero totale dei crateri approssimativamente invariato. La superficie è coperta da crateri di tutte le dimensioni e di tutti gli stadi di degradazione, e che variano in età dai più recenti a quelli risalenti a Ida stessa. I cratere più antichi in assoluto dovrebbero essersi formati durante la fase di rottura dei corpi appartenenti alla Famiglia di Koronis. Il cratere più largo, Lascaux, misura quasi 12 km di diametro.
La regione 2 contiene quasi tutti i crateri più larghi di 6 km in diametro, mentre la regione 1 non ne ha per niente. Alcuni crateri sono disposti in catene.
I più grandi crateri hanno preso il nome da grotte e da tunnel di lava della Terra. Il cratere Azzurra, per esempio, prende il nome dalla grotta sommersa dell'isola di Capri conosciuta come Grotta Azzurra. Azzurra sembra essere il risultato del più recente impatto avvenuto su Ida. Gli ejecta block che sono derivati da questa collisione sono distribuiti in maniera discontinua sulla superficie di Ida e sono responsabili delle variazioni a larga scala di colore e di albedo della superficie.

Un'eccezione alla morfologia dei crateri è il recente Fingal, un cratere asimmetrico che, su un lato, ha un netto limite tra il fondo e le pareti. Un altro cratere significante è Afon, che segna il meridiano primo di Ida.
I crateri hanno una struttura semplice: sono a forma di scodella senza una base piatta e senza sommità centrali. Essi sono distribuiti uniformemente su Ida, ad eccezione di una zona a nord del cratere Choukoutien che è più piana e meno craterizzata. Gli ejecta scavati da impatti sono depositati in maniera differente rispetto ai pianeti a causa della rapida rotazione, della bassa gravità e della forma irregolare. Gli ejecta blanket si posizionano asimmetricamente attorno ai loro crateri, ad eccezione di quelli scagliati con una velocità abbastanza alta da sfuggire dall'asteroide, che in questo caso vanno permanentemente perduti.

Parametri orbitali:
Come gli altri asteroidi che fanno parte della fascia principale, l'orbita di Ida si trova tra quelle di Marte e Giove (2,8625298 UA) , ha una bassa eccentricità (0,0423704), e la sua orbita è inclinata di 1,13290° rispetto all'eclittica.
Il suo periodo di rivoluzione è pari a 4,84 anni.

Caratteristiche orbitali 
Epoca 31 luglio 2016 ( JD 2457600.5)
Afelio2.979 UA (4.457 x 10 11 m)
Perielio2.743 UA (4.103 x 10 11 m)
semiasse-maggiore
2.861 UA (4.280 x 10 11 m)
Eccentricità0,0411
Periodo orbitale
1.767,644 giorni
(4,83955 anni)
Velocità orbitale media
0,2036 ° / giorno
Anomalia media
38,707 °
Inclinazione1.132 °
Longitudine del nodo ascendente
324,016 °
Argomento del perielio
110,961 °

Diagramma dell'orbita - JPL ).
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Dalla sonda Rosetta, Lutetia e Steins:

(21) Lutetia


21 Lutetia è un asteroide di taglia media della fascia principale, di circa 100 chilometri di diametro. La sua classe spettrale è di tipo M ed è l'unico asteroide di questo tipo visitato da vicino da una sonda spaziale (Rosetta).

Scoperta:
Lutetia fu scoperto il 15 novembre 1852 da Hermann Mayer Salomon Goldschmidt dal suo appartamento a Parigi, sopra il Café Procope, il nome Lutetia deriva infatti da quello latino della capitale francese e venne scelto da François Arago, direttore dell'osservatorio della città. Lutetia è il primo asteroide individuato da un astronomo dilettante.

Forma:
Uno studio del 2003 aveva dimostrato che Lutetia è uno sferoide con diverse irregolarità nella forma; questo è stato poi confermato dalle immagini ricevute dalla sonda Rosetta.
Ha anche mostrato che il polo di Lutetia è orientato verso le coordinate dell'eclittica (β, λ) = (3°, 40°) oppure (β, λ) = (3°, 220°) con una incertezza di 10°.
Questo vuol dire che l'asteroide ha una inclinazione assiale rispettivamente di 85° oppure 89°, e che l'asse di rotazione è quasi parallelo all'eclittica, cioè simile a quello del pianeta Urano.

Superficie:
La composizione di Lutetia ha lasciato perplessi gli astronomi per qualche tempo, e sono state avviate diverse indagini in vista del volo ravvicinato di Rosetta del 2010. Nonostante sia stato classificato come asteroide di tipo M, molti dei quali sono di tipo metallico, Lutetia è uno di quei membri anomali del gruppo che non mostrano molte tracce di metalli sulla loro superficie. Tuttavia, ci sono varie indicazioni di una superficie povera di metalli: uno spettro piatto, a bassa frequenza simile a quello della condrite carbonacea e degli asteroidi di classe C, con un tenue albedo radar diverso da quello intenso degli asteroidi metallici.
Lutetia ha un'età di circa 3,6 miliardi di anni e potrebbe essere un planetesimo. Ha una elevata densità (pari a 3,4 g/cm³) e la superficie ha una composizione uniforme, che non appare essere stata modellata dall'acqua. È ricoperto di uno strato di polvere molto fine ed omogeneo, simile alla regolite. Potrebbe avere una crosta primordiale, formata da materiali assimilabili a meteoriti primitive, come condriti carbonacee ed enstatitiche. Le temperature medie oscillano tra 63 e 245 K.
Rosetta ha ripreso immagini dell’asteroide per circa due ore durante il passaggio, rivelando la presenza sulla sua superficie di numerosi crateri da impatto e centinaia di solchi o canali. I crateri da impatto sono osservabili su tutti i corpi del Sistema Solare che abbiano una superficie solida, prova tangibile di un’intensa storia di collisioni tra essi. Osservare solchi o canali è invece meno frequente, ad oggi ne sono stati osservati solamente sul suolo di Phobos, il maggiore e il più interno dei due satelliti naturali del pianeta Marte, e sugli asteroidi Eros e Vesta e sempre grazie alle osservazioni effettuate da veicoli spaziali.
C’è ancora molta discussione sul modo in cui questi canali si siano formati, ma sembra che la loro presenza sia correlata agli impatti. Le onde d’urto provocate dall’impatto viaggiano infatti “attraverso” l’interno di un corpo piccolo e poroso, fratturandone la superficie e dando così origine ai solchi.
Dice in proposito Sebastien Besse, ricercatore presso il Centro Tecnico dell’ESA (ESTEC) e primo autore dello studio pubblicato su Planetary and Space Science : «nel caso di Lutetia, se partiamo dall’osservazione della disposizione concentrica dei solchi intorno ai crateri da impatto presenti, possiamo identificare 200 di queste formazioni appartenenti a distinte “famiglie” legate a tre differenti crateri da impatto»


Uno dei sistemi di solchi è associato al cratere denominato Massilia, mentre un altro sistema è associato al gruppo di crateri del Polo Nord dell’asteroide, che ricomprende un certo numero di crateri sovrapposti. In entrambi i casi ci troviamo nell’emisfero nord di Lutetia.
Un altro raggruppamento di solchi indicherebbe invece la presenza di un cratere posizionato nell’emisfero sud dell’asteroide, in un punto che non è stato osservato nemmeno durante il passaggio di Rosetta. La sua presenza sottintesa, implicita, gli è valso il nome di “Suspicio”. I solchi correlati a Suspicio ricoprono una vasta area dell’asteroide suggerendo che il cratere di estenda su un’area vasta varie decine di chilometri. Per fare una comparazione con i crateri visibili, quello denominato Massilia – il maggiore ad oggi conosciuto su Lutetia ha – ha un diametro di circa 55 chilometri, mentre il più grande di quelli appartenenti al cluster polare è ampio circa 34 chilometri.
«Questi tre impatti principali hanno senz’altro deformato in modo importante l’aspetto di Lutetia», aggiunge Sebastien, e continua «questo studio porta nuove conoscenze sulla “catastrofica” storia di questi piccoli corpi».
Osservando quanti piccoli crateri in successione ci siano nel solco dei canali di Lutetia gli scienziati hanno stabilito l’età dei tre principali impatti. Si pensa che Massilia sia il più antico dei tre, che il cluster polare sia quello più giovane e che Suspicio si sia formato in un periodo intermedio.
Grazie alle osservazione effettuate da terra con l’Infrared Telescope Facility della NASA e a quelle fatte con ai telescopi Herschel dell’ESA e Spitzer, sempre della NASA, gli scienziati hanno potuto effettuare anche altre misurazioni su Lutetia. I modelli elaborati prima del flyby di Rosetta avevano già previsto la presenza di una vasta depressione nell’emisfero sud dell’asteroide. I dati raccolti grazie all’Infrared Telescope Facility suggeriscono invece che la composizione dell’asteroide vari dall’emisfero nord a quello sud.
Sebastien ed i coautori dello studio hanno ipotizzato che un grosso impatto, che potrebbe essere quello che ha dato origine al cratere Suspicio, abbia scavato via abbastanza materiale di differente composizione da poter spiegare la differenza che è stata osservata.

Composizione e struttura:
Nuove osservazioni mostrano che l’asteroide Lutetia è un frammento superstite del materiale originario che ha formato la Terra, Venere e Mercurio.

(A lato lo spettro nel visibile).

Combinando i dati della sonda Rosetta dell’ESA, dell’NTT (New Technology Telescope) dell’ESO e di alcuni telescopi della NASA gli astronomi hanno trovato che le proprietà dell’asteroide sono molto simili a quelle di un tipo di meteoriti molto raro sulla Terra, che si pensa si sia formato nelle zone più interne del sistema solare. Lutetia deve essersi quindi spostata verso l’esterno, in qualche momento della sua vita, fino alla sua posizione attuale nella fascia principale degli asteroidi situata tra Marte e Giove.


Un’equipe di astronomi di università francesi e americane ha studiato in dettaglio il peculiare asteroide Lutetia a varie lunghezze d’onda per stabilirne la composizione. Dati della camera OSIRIS del satellite Rosetta dell’ESA (il satellite Rosetta, in viaggio verso la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, ha sorvolato Lutetia il 10 luglio del 2010) e dell’NTT (New Technology Telescope) dell’ESO all’Osservatorio di La Silla in Cile, cosi come quelli dei telescopi della NASA: IRTF (Infrared Telescope Facility) alle Hawaii e Spitzer in orbita, sono stati combinati tra loro per creare lo spettro più completo mai realizzato per un asteroide.
Questo spettro di Lutetia è stato poi confrontato con quello di varie meteoriti trovate sulla Terra e ampiamente studiate in laboratorio. Solo un tipo di meteoriti, le enstatiti, ha mostrato proprietà simili a quelle di Lutetia in tutte le bande di colore.
Le enstatiti sono condriti particolari formate da materiale che risale alle prime fasi del Sistema Solare. Si pensa che si siano formate nelle vicinanze del Sole quando era giovane e che abbiano rappresentato uno dei principali costituenti della formazione dei pianeti rocciosi (le enstatiti (o condriti E) sono una classe unica di meteoriti che rappresenta solo il 2% di tutti i meteoriti recuperati. La chimica e la formazione mineralogica delle enstatiti è consistente con una zona di formazione relativamente vicina al Sole. Questo viene confermato da misure di isotopi (misura effettuata per ossigeno, azoto, rutenio, cromo e titanio): le condriti E sono l’unico gruppo di condriti che ha la stessa composizione isotopica del sistema Terra-Luna. Ciò suggerisce che la Terra si sia formata da materiale simile alle enstatiti e che le condriti E si siano formate alla stessa distanza dal Sole della Terra. Inoltre, è stato mostrato recentemente che la formazione a partire da enstatiti potrebbe spiegare la strana composizione chimica di Mercurio, prima inesplicabile. Questo implicherebbe che Mercurio, come la Terra, si sia formato per la maggior parte da materiale ricco di enstatiti.) in particolare di Terra, Venere e Mercurio (anche se si sono formati da materiale simile, il perché i tre pianeti interni siano così diversi l’uno dall’altro rimane un mistero). Sembra dunque che Lutetia non abbia avuto origine nella fascia degli asteroidi, dove si trova ora, ma molto più vicino al Sole.
“Ma come ha potuto Lutetia sottrarsi alle zone interne del Sistema Solare e raggiungere la fascia principale degli asteroidi?” si chiede Pierre Vernazza (ESO), primo autore dell’articolo scientifico.
Gli astronomi stimano che meno del 2% dei corpi che si trovavano nella regione in cui si è formata la Terra siano ora nella fascia principale degli asteroidi. Molti dei corpi del Sistema Solare interno sono scomparsi dopo pochi milioni di anni, finendo incorporati nei giovani pianeti che si stavano formando. Alcuni dei più grandi, con diametro di circa 100 chilometri o più, sono stati espulsi verso orbite più sicure, lontane dal Sole.
Lutetia, con un diametro di circa 100 chilometri, potrebbe essere stata lanciata verso l’esterno passando vicino a uno dei pianeti rocciosi, alterando di conseguenza radicalmente la sua orbita. L’incontro con un Giove ancora giovane, durante la sua migrazione verso la posizione attuale, spiegherebbe il drastico cambiamento dell’orbita di Lutetia.
“Pensiamo che Lutetia debba aver subito una spinta di questo tipo: è finita come un intruso nella fascia principale degli asteroidi ed è stata conservata lì per quattro miliardi di anni”, continua Pierre Vernazza.
Studi precedenti dei colori e delle proprietà della superficie hanno mostrato che Lutezia è un abitante molto strano e misterioso della fascia degli asteroidi. Alcune survey hanno mostrato che gli asteroidi di questo tipo sono molto rari e rappresentano meno dell’1% della popolazione di asteroidi nella cintura principale. I nuovi risultati spiegano perchè Lutetia è diversa: è un raro relitto del materiale originario che ha formato i pianeti rocciosi.
“Lutetia sembra essere il più grande tra i pochi resti di questo materiale nella fascia degli asteroidi. Per questo motivo gli asteroidi come Lutetia rappresentano obiettivi ideali per future missioni che riportino dei campioni sulla Terra. Potremo allora studare in dettaglio l’origine dei pianeti rocciosi, tra cui quello su cui viviamo”, conclude Pierre Vernazza.

Curva di luce:
Dal grafico si ricava il periodo di rotazione che risulta essere di 8,172 h ).

Dati fisici:
Le dimensioni di Lutetia sono di (121± 1) × (101 ± 1) × (75 ± 13) km, con un diametro medio di 97,138 km, la sua massa è di 1.700 ± 0.017×1018 kg e la densità risulta essere 3.4 ± 0.3 kg/dm3, il suo albedo superficiale è di 0,19.

Parametri orbitali:
Orbita (vedi sopra) mediamente a 2,435 UA con un perielio di 2.036 UA ed un afelio di 2.834 UA, ed un'eccentricità di 0,164, con un periodo di rivoluzione di 3,80 anni (1387.902 giorni), la sua inclinazione orbitale risulta essere di soli 3,064° sull'eclittica.

(Nelle foto le riprese dal fly-by della sonda Rosetta).


Diagramma dell'orbita - JPL ).

Cartografia:
 ( Nomenclature delle principali formazioni superficiali ).

Nomenclature delle varie regioni di Lutetia ).

Confronti:
Qui di seguito il confronto tra gli studi effettuati da Terra, e le immagini raccolte dalla sonda ROSETTA che ha effettuato un fly-by dell'asteroide Lutetia.

Avvicinamento della sonda ROSETTA, confrontate con il profilo predittivo dalle curve di luce ).

LINK:
Physical properties of the ESA Rosetta target asteroid (21) Lutetia
https://www.boulder.swri.edu/merline/press/drummond.lutetia.2010.as-published.pdf
MPC : http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=21
JPL : http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=21

Lutetia e sullo sfondo si può vedere Saturno ).
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(2867) Steins


2867 Šteins è un asteroide della Fascia principale, appartenente alla poco comune classe spettrale E,  sono asteroidi di piccole dimensioni che si trovano ad orbitare principalmente nella parte interna della fascia principale e che molto probabilmente hanno avuto origine dal mantello di asteroidi di grandi dimensioni, distrutti in tempi remoti.

Orbita:
Ha un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,3634195 UA e da un'eccentricità di 0,1458624, inclinata di 9,94544° rispetto all'eclittica, spazia da un perielio di 2,0185 UA fino all'afelio di 2.7081 UA, con un periodo di rivoluzione pari a 3,63 anni (1327 giorni).

Diagramma dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Le sue dimensioni sono 6.84 × 5.70 × 4.42 km, ed ha un albedo molto riflettente 0,40 , con un periodo di rotazione di 6,049 h.


Spettro:
Analisi spettrale effettuata da vari strumenti che mostra la differente riflettanza alle varie lunghezze d'onda, appare chiaro l'assorbimento intorno ai 500 nm ).

Superficie:
La sua superficie è caratterizzata da un grande cratere di 2,1 km di diametro (in alto in foto), e da una catena di sette crateri. Sono stati contati 23 crateri con un diametro superiore ai 200 m, testimonianza di una complessa storia di impatti.

Nomenclature delle principali formazioni superficiali ).

Immagine da lontano della sonda ROSETTA in avvicinamento ).
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Dalla NEAR Shoemaker, Matilde:

(253) Matilde



253 Mathilde è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 52,8 km. 

Scoperta e denominazione:
E' stato scoperto dall'astronomo austriaco Johann Palisa presso l'osservatorio di Vienna, il 12 novembre 1885.
Gli elementi orbitali iniziali dell'asteroide furono poi calcolati da V.A. Lebeuf, un altro astronomo austriaco che lavorava all'Osservatorio di Parigi . Il nome dell'asteroide fu suggerito da Lebeuf, che lo dedicò a Mathilde, moglie di Moritz Loewy, che era il vicedirettore dell'osservatorio di Parigi.


Sorvolo della NEAR-Shoemaker:
Mathilde è stata visitata dalla navicella spaziale NEAR Shoemaker nel giugno 1997, sulla strada per l'asteroide 433 Eros . Durante il sorvolo, l'astronave ha fotografato solo un emisfero dell'asteroide, rivelando molti grandi crateri che avevano provocato depressioni in superficie. Fu il primo asteroide carbonaceo ad essere esplorato.
Il 27 giugno 1997, la navicella spaziale NEAR Shoemaker passò entro 1.212 km da Mathilde mentre si muoveva a una velocità di 9,93 km / s. Questo approccio ravvicinato ha permesso al veicolo spaziale di catturare oltre 500 immagini della superficie e ha fornito dati per determinare più accuratamente le dimensioni e la massa dell'asteroide (in base alla perturbazione gravitazionale del veicolo spaziale).


Dati fisici:
Le dimensioni di Matilde sono 66×48×46 km, con una massa di (1.033±0.044)×1017 kg, ed una densità di 1,3 kg/dm3, il suo albedo, molto basso, è 0.0436±0.004, ma la cosa più particolare è la sua rotazione molto lenta di ben 417,7 h (17,40 giorni).
La densità misurata dalla NEAR , 1,300 kg/dm³, è inferiore alla metà di quella di un condrite carbonaceo tipico; questo può indicare che l'asteroide è un mucchio di macerie.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni52,8 km 
(66 × 48 × 46 km )
Massa(1.033 ± 0.044) × 10 17 kg 
Densità media
1,3 kg / dm³ 
Gravità superficiale 
equatoriale
0,00989 m / s²
Velocità di fuga equatoriale
22,9 m / s
Periodo di rotazione
417,7  h (17,40 giorni ) 
17,406 ± 0,010 giorni
(17 d 9 h 45 min )
Albedo geometrico
0,0436 ± 0,004 
Temperatura≈ 174 K
Tipo spettrale
Cb 
Magnitudine assoluta  (H)
+10,3 

CURVA DI LUCE:

Superficie e composizione:
Mathilde è molto scura, con un albedo paragonabile all'asfalto fresco , e si pensa che condivida la stessa composizione dei meteoriti condrite carbonacei CI1 o CM2 , con una superficie dominata da minerali fillosilicati . 
L'asteroide ha un numero di crateri estremamente grandi , con i singoli crateri che prendono il nome da campi di carbone e bacini in tutto il mondo. 


Spettri di riflettanza di 253 Mathilde osservati in varie date. Lo spettro di Binzel et al. (1996) è riportato per confronto (cerchietti). Si può vedere che è simile ai nostri spettri, tenendo conto il rumore. Tutti gli spettri sono stati normalizzati in unità a 5500 A e sono stati sfalsati verticalmente per chiarezza ).


Craterizzazione:
I due crateri più grandi, Ishikari (29,3 km) e Karoo (33,4 km), sono larghi quanto il raggio medio dell'asteroide. 
Gli impatti sembrano aver espulso grandi volumi dall'asteroide, come suggerito dai bordi angolari dei crateri. Nessuna differenza di luminosità o colore era visibile nei crateri e non vi era alcun aspetto di stratificazione, quindi l'interno dell'asteroide deve essere molto omogeneo. 
Vi sono indicazioni di movimento del materiale lungo la direzione dei pendii.



La superficie di Mathilde è coperta di diversi crateri giganti, 4 di essi con diametri più grandi del raggio di Mathilde stessa, e dominano la forma dell'asteroide.
Quasi 300 crateri più piccoli sono stati identificati sulle porzioni di Mathilde studiate, su una superficie di circa 1155 kmq.
I crateri giganti sono una grande sorpresa, perchè si credeva che il raggio di un oggetto era all'incirca il limite per la dimensione di un cratere che potrebbe essere prodotto su di esso senza sostanzialmente sconvolgere il corpo stesso, almeno fino al punto di "reimpostazione" della topografia della superficie. Eppure c'è un cratere che è il 30% più grande del raggio di Mathilde e altri tre superano il
Raggio. I grandi crateri da soli rappresentano il 58% della superficie di Mathilde e superano la consueta definizione di saturazione geometrica.
Poiché solo uno di questi crateri può essere il risultato dell'ultimo grande impatto subito dall'asteroide, ed il fatto che gli altri più vecchi, ancora esistono con una forma abbastanza incontaminata nella loro morfologia, significa che questi impatti sono stati inaspettatamente inefficaci nel distruggere la topografia preesistente.


La composizione e la struttura interna di Mathilde possono contribuire all'insolita presenza di crateri giganti. La densità di massa di Mathilde è molto bassa, circa 1,3 kg/dm3.
Anche supponendo che Mathilde è fatto dei materiali meteoritici meno densi noti, come le condriti carbonacee, ci deve essere ulteriore porosità:
- Una possibilità è che Mathilde sia un mucchio di macerie riaggregatesi, con grandi vuoti interni.
- Un altra, è che Mathilde sia composta da un altro materiale ancora più poroso (su scala fine) e meno
denso delle condriti carbonacee, ma altrettanto scuro da giustificare la sua classe spettrale.
Qualunque sia la natura della porosità di Mathilde, deve essere in grado di smorzare la propagazione delle onde d'urto attraverso l'interno del corpo e può anche ridurre drasticamente velocità di espulsione, limitando così i danni causati all'esterno e sul bordo di un cratere. Questo tipo di crateri non è mai stato registrato su qualsiasi altro corpo del sistema solare, ma potrebbe essere tipico per asteroidi e comete primitive, di cui Mathilde è solo il primo corpo ad essere attentamente studiato.

LINK : CRATERING OF THE C-TYPE ASTEROID MATHILDE. Clark R. Chapman, William Merline, Peter Thomas, and the NEAR MSI-NIS Team, Southwest Research Inst.

Mappa:

Parametri orbitali:
L'orbita di Mathilde è abbastanza eccentrica , portandola dal bordo interno verso l'esterno della fascia principale. Tuttavia, l'orbita si trova interamente tra le orbite di Marte e Giove, quindi non attraversa le orbite planetarie.
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,6467583 UA, un perielio di 1,9467702 UA, ed un afelio di 3,35003411 UA, è caratterizzata quindi da un'eccentricità di 0,2661571 , e da un'inclinazione del piano orbitale di 6,73824° rispetto all'eclittica, il suo periodo di rivoluzione è di 4,31 anni (1574,3 giorni).


Caratteristiche orbitali 
Epoca 31 luglio 2016 ( JD 2457600.5)
Parametro di incertezza 0


Afelio3,35003411 UA
(501,157970 
Gm )
Perielio1,9467702 UA
(291,23268 Gm)
semiasse-maggiore
2,648402147 UA (396,1953219 Gm)
Eccentricità0.26492652
Periodo orbitale
4,31 anni (1574,3 giorni )
Velocità orbitale media
17.98 km / s 
Anomalia media
170.584348 °
Moto medio
0 ° 13 m  43.248 s / giorno
Inclinazione6.7427122 °
Longitudine del nodo ascendente
179,58,936 mila °
Argomento del perielio
157,39,642 mila °
Earth  MOID0.939032 UA
(140.4772 Gm)
Giove  MOID2.06073 UA
(308.281 Gm)
Giove3,331

Diagramma dell'orbita - JPL ).
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Dalla Stardust:

(5535) Annefrank


Annefrank è un asteroide della fascia principale.

Scoperta e nome:
L'asteroide è stato scoperto 23 marzo 1942, da astronomo tedesco Karl Reinmuth a Heidelberg Osservatorio in Germania sud-occidentale.
L'asteroide è dedicato ad Anna Frank, morta nel campo di concentramento di Bergen-Belsen, autrice del diario pubblicato postumo dal padre.

(a lato foto della Stardust).

Dati fisici:
5535 Annefrank è un asteroide del diametro medio di circa 4,8 km (6,6 × 5,0 × 3,4 km), poco scuro con albedo di 0,21 , e molto irregolare, tipico di tutti gli asteroidi di piccole dimensioni, con un periodo di rotazione di 15,156±0,0474 h.
L'asse più corto del corpo è approssimativamente allineato alla perpendicolare del suo piano orbitale .

Sorvolo:
Il 2 novembre 2002, la sonda spaziale Stardust ha sorvolato Annefrank a una distanza di 3079 km. Le sue immagini mostrano l'asteroide di 6,6 × 5,0 × 3,4 km, due volte più grande di quanto si pensasse in precedenza, e il suo corpo principale ha la forma di un prisma triangolare con diversi crateri da impatto visibili . Dalle fotografie, l'albedo di Annefrank è stato calcolato che varia tra 0,18 e 0,24.  L'analisi preliminare delle immagini di Stardust suggerisce che Annefrank può essere un binario a contatto , sebbene esistano altre possibili spiegazioni per la sua forma osservata.



Classificazione:
E' un membro della famiglia di Flora, ed appartiene alla classe spettrale S.

Parametri orbitali:
Orbita mediamente a 2,2124 UA dal Sole con un perielio di 2,0721 UA ed un afelio di 2,3527 UA, con un periodo di rivoluzione di 3,29 anni (1.202 giorni), la sua eccentricità è di 0,0634 e la sua inclinazione orbitale corrisponde a 4.2473° sull'Eclittica.

Anomalia media
23.021 °
Moto medio
0° 17m  58.2s / giorno
Inclinazione4,2473 °
Longitudine 
del nodo 
ascendente
120.64 °
Argomento del perielio
9,1351 °

Diagramma dell'orbita - JPL ).
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Dalla Deep Space 1:

(9969) Braille


9969 Braille , designazione provvisoria 1992 KD , è un asteroide eccentrico, di tipo raro e allungato proveniente dalle regioni più interne della cintura di asteroidi , classificato come Mars-crosser e rotatore lento.

( a lato, foto della Deep-Space 1 ).

Scoperta e nome:
Fu scoperto nel 1992, dagli astronomi dell'osservatorio di Palomar (Helin e Lawrence), e in seguito intitolato a Louis Braille , l'inventore del sistema di scrittura per non vedenti .

Sorvolo:
Le informazioni dettagliate sul Braille provengono principalmente dalla sonda Deep Space 1 , che è passata entro 26 km dall'asteroide il 29 luglio 1999 e da ampie osservazioni terrestri fatte insieme alla missione. Quando Deep Space 1 raggiunse Braille, il suo spettrometro ultravioletto era fuori uso, ma durante l'incontro restituì due immagini CCD di media risoluzione e tre spettri infrarossi . Tuttavia, sebbene la sonda arrivasse entro 26 km dal Braille, le immagini e gli spettri sono stati presi da una distanza approssimativa di 14.000 km, a causa di problemi con il sistema di tracciamento.

( Grafico della missione Deep-Space 1 - in VIOLA la traiettoria della sonda, Poi le varie orbite: in BLU la Terra, in CELESTE la cometa 19P/Borrelly, in VERDE (9969) Braille ).

Dati fisici:
Presenta dimensioni molto irregolari, come si nota in foto, di 2,1 x 1 x 1 km, con una massa di 7.8×1012 kg . ed una densità di 3,9 kg/dm3.
Ha un periodo di rotazione molto lungo ed insolito di circa 226 h.
Dai dati dei telescopi la luminosità dell'oggetto è risultata variare fino a 0,5 mag da notte a notte, con il periodo di rotazione sinodico più probabile pari a 226,4 ± 1,3 h (9,4 giorni) e una magnitudine media della curva della luce R (1, α = 24°) = 17.04 ± 0.10.
Durante il sorvolo del veicolo spaziale, sono state ottenute due immagini di fotogrammi da una distanza di circa 13.500 km e un angolo di fase di 82,4°, che impongono forti vincoli su dimensioni, forma e albedo dell'oggetto.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni1.600 ± 0,511 km 
1,64 km (derivato) 
2,1 km × 1 km × 1 km 
Massa7,8 × 10 12 kg
Densità media
3,9 g cm −3 
Periodo di rotazione
226 h
226,4 h 
Albedo geometrico
0,1289 ± 0,2441 
0,18 (assunto) 
Tipo spettrale
SMASS = 
Magnitudine assoluta  (H)
15.8 

Superficie:
Il suo albedo superficiale è elevato, ed appartiene alla classe spettrale Q, composto principalmente di olivine e pirosseni.


Gli spettri dell'asteroide 9969 Braille nella regione 1,25–2,6 μm restituiti dalla missione Deep Space 1 (DS1) mostrano una banda di assorbimento ∼10% centrata a 2 μm e un picco di riflettanza a 1,6 μm.
L'analisi di queste caratteristiche suggerisce che la composizione di Braille è approssimativamente in parti uguali di pirosseni e olivina . Il suo spettro tra 0,4 e 2,5 μm suggerisce che è strettamente correlato al tipo tassonomico di asteroidi Q.
Lo spettro corrisponde anche a quello dei condriti ordinari , il tipo più comune di meteorite terrestre. L' albedo geometrico di Braille è insolitamente alto (pv= 0,34), che è anche coerente con il suo posizionamento all'interno delle classi più rare di asteroidi pietrosi, fatto che ci suggerisce che abbia una superficie relativamente fresca, forse a causa di una ''recente'' collisione.

( Spettro confrontato con alcuni meteoriti ritrovati sulla Terra, si nota come corrisponda bene a quello di Olivenza di tipo Q ).

( Confronto con altri asteroidi ).

LINK :
''9969 Braille: Deep Space 1 infrared spectroscopy, geometric albedo, and classification''
''Groundbased investigation of asteroid 9969 Braille, target of the spacecraft mission Deep Space1'' 

Parametri orbitali:
Braille ha un'orbita insolitamente inclinata e appartiene alla classe piuttosto rara di asteroidi noti come Mars-Crosser.
Si ipotizza che l'influenza dei pianeti porterà l'orbita di Braille a diventare Geo-secante nell'arco di circa 4.000 anni.
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,3442998 UA e da un'eccentricità elevata di 0,4312408, inclinata di 28,89511° rispetto all'eclittica, va da un perielio di 1,3263 UA fino all'afelio di 3.3557 UA con un periodo di rivoluzione di 3,58 anni (1308 giorni).

Caratteristiche orbitali  
Epoca 4 settembre 2017 ( JD 2458000.5)
Parametro di incertezza 0


Afelio3,3557 UA
Perielio1,3263 UA
semiasse-maggiore
2,3410 UA
Eccentricità0,4334
Periodo orbitale
3,58 anni
(1.308 giorni)
Anomalia media
16.880 °
Inclinazione28,999 °
Longitudine del nodo ascendente
241.95 °
Argomento del perielio
356,11 °

Diagramma dell'orbita - JPL ).
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Da lontano dalla Cassini:

(2865) Masursky

2685 masursky , designazione provvisoria 1981 JN , è una asteroide della famiglia collisionale di Eunomia, delle regioni centrali della fascia degli asteroidi .

Scoperta ed osservazioni:
Fu scoperto il 3 maggio 1981 dall'astronomo americano Edward Bowell alla stazione di Anderson Mesa vicino a Flagstaff, in Arizona, e prende il nome dal geologo planetario americano Harold Masursky .

(A lato la prima foto della Cassini).

L'asteroide fu osservato per la prima volta come 1950 VO , al McDonald Observatory nel novembre 1950. L'arco di osservazione del corpo però inizia con la sua osservazione come 1973 QF al Cerro El Roble Observatory nell'agosto 1973, quasi 8 anni prima della sua scoperta ufficiale.

Il fly-by della Cassini:
Il 23 gennaio 2000, la sonda spaziale Cassini osservò da lontano l'asteroide di tipo S durante la sua corsa fino a Saturno.
Poco si sapeva di Masursky fino a quando la sonda spaziale, in rotta verso Giove e Saturno , lo sorvolò. Ma poiché Cassini passò l'asteroide a una distanza di 1,6 milioni di chilometri (circa 4 distanze lunari ), le immagini ottenute hanno una bassissima risoluzione e si nota solo la sua forma allungata.

Dati fisici:
La Cassini-Huygens ha stimato un diametro medio di circa 15-20 chilometri, basato su un diametro angolare di 0,81–1,08 secondi d'arco poche ore prima del suo avvicinamento massimo, molto probabilmente il valore è indicativo dell'asse più lungo.

(A lato elaborazione foto Cassini).

Secondo l'indagine condotta dalla missione NEOWISE della NASA , Masursky misura mediamente 10,744 chilometri di diametro e la sua superficie ha un'albedo di 0,114.
La sua magnitudine assoluta (H) è di +12,1 mag.
Attualmente nessuna curva di luce rotazionale di Masursky è stata ottenuta da osservazioni fotometriche . Il periodo di rotazione del corpo , l'asse di rotazione e la reale forma rimangono sconosciuti.

Parametri orbitali:
Orbita attorno al Sole ad una distanza di 2,3–2,9 UA una volta ogni 4 anni e 1 mese.
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,5674065 UA e da un'eccentricità di 0,1118718, inclinata di 12,13418° rispetto all'eclittica.

Afelio2,8522 UA
Perielio2,2874 UA
semiasse-maggiore
2,5698 UA
Eccentricità0,1099
Periodo orbitale
4,12 anni (1.505 giorni)
Anomalia media
54,965 °
Moto medio
0 ° 14 m  21,48 s / giorno
Inclinazione12,129 °
Longitudine del nodo ascendente
215,36 °
Argomento del perielio
288,47 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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Da lontano, dalla New Horizons:

(132524) APL

132524 APL , designazione provvisoria 2002 JF56 , è un piccolo asteroide non familiare, della fascia intermedia degli asteroidi .
Fu ripreso dalla sonda spaziale New Horizons durante il suo sorvolo nel giugno 2006, quando stava attraversando la cintura di asteroidi, diretta verso Giove, Plutone ed Arrokoth.

Scoperta e denominazione:
APL è stato scoperto il 9 maggio 2002 dagli astronomi del Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR) presso l' ETS del Lincoln Laboratory vicino a Socorro, New Mexico, Stati Uniti.
Alan Stern , investigatore principale di New Horizons , ha nominato l'asteroide in riferimento al laboratorio di fisica applicata dell'Università di John Hopkins (APL), che ha sviluppato le missioni New Horizons , NEAR Shoemaker e MESSENGER . La citazione ufficiale di denominazione è stata pubblicata dal Minor Planet Center il 6 gennaio 2007 ( MPC 58598 ).

Sorvolo:
La New Horizons ha sorvolato APL ad una distanza di circa 102 mila chilometri, il 13 giugno 2006. Al suo più vicino era circa 1/4 di distanza lunare dall'asteroide. Il flyby era casuale, e non tutti gli strumenti erano online in quel momento, erano ancora attivati ​​dopo il lancio del veicolo spaziale il 19 gennaio 2006. Questo è il motivo per cui la termocamera da ricognizione del veicolo spaziale e il telescopio a più alto ingrandimento non erano ancora online al momento del sorvolo.
APL è stato ripreso con il telescopio Ralph da 75 millimetri , ma non con l'imager da ricognizione LORRI perché non era ancora acceso.

Dati fisici:
Il gli astronomi dell'ESO al Cerro Paranal, hanno scoperto che APL è di tipo spettrale S comune e pietroso . Usando invece lo strumento Ralph, la New Horizons fu in seguito in grado di stimare un diametro di circa 2,5 chilometri.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +15,3.


Parametri orbitali:
Orbita attorno al Sole nella fascia centrale degli asteroidi a una distanza tra 1,9 e 3,3 UA una volta ogni 4 anni e 2 mesi (1.534 giorni con un semiasse-maggiore di 2.6 AU).
La sua orbita ha un'eccentricità di 0,27 e un'inclinazione di 4° rispetto all'eclittica .

Afelio3.3163 UA
Perielio1.8904 UA
2.6033 UA
Eccentricità0,2738
4,20 anni
(1.534 giorni)
320.13 °
0 ° 14 m  4,56 s / giorno
Inclinazione4,1585 °
51,698 °
261,87 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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CURIOSI O PARTICOLARI

(90) Antiope

90 Antiope è un asteroide doppio della zona esterna della fascia principale.
Dalla scoperta della natura binaria di Antiope, il nome "Antiope" si riferisce tecnicamente al leggermente più grande dei due componenti, con il componente più piccolo che porta la designazione provvisoria S/2000 (90) 1 . Tuttavia, il nome "Antiope" è anche usato per riferirsi al sistema binario nel suo insieme.


Scoperte e denominazione:
Antiope fu scoperto da Karl Theodor Robert Luther (con l'aiuto di una carta del cielo da lui stesso costruita) intorno alle 22:30 del 1º ottobre 1866 dall'Osservatorio di Düsseldorf (situato nel distretto urbano di Bilk) in Germania, di cui era direttore dal 1851.
Fu battezzato Antiope in onore di una delle due (non è chiaro quale, se l'Amazzone o se la madre di Anfione e Zethus), omonime figure della mitologia greca.
Il 10 agosto 2000, un team di astronomi composto da:
- W. J. Merline del Southwest Research Institute (SwRI)
- L. M. Close dell'Osservatorio Europeo Australe (ESO)
- J. C. Shelton del Osservatorio di Monte Wilson
- C. Dumas del Jet Propulsion Laboratory (JPL)
- F. Menard del Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT)
- C. R. Chapman e D. C. Slater dell'SwRI
grazie a osservazioni compiute tramite il Telescopio Keck II di Mauna Kea e utilizzando ottiche adattive, scoprirono che Antiope è un asteroide binario, composto da due corpi distinti, simili, e non a contatto; la scoperta venne annunciata il 3 ottobre 2000.


Dati fisici:
Sono due pianetini di forma e dimensioni simili, di tipo spettrale C, con una composizione carboniosa e una superficie molto scura con un albedo di 0,058 , ed indici colore :
B - V = 0,688 .
U - B = 0,317 .
Sono classificati come membri della famiglia di asteroidi di Temi.
Il sistema ha una magnitudine assoluta (H) di +8,27 mag.
Studi complementari sulla variazione della curva di luce compiuti tramite le ottiche adattive del Very Large Telescope dell'ESO indicano che le due componenti ruotano in modo sincrono, attorno al loro centro di massa in 16,5268 ± 0.0001 ore , mostrandosi quindi sempre la stessa faccia.

CURVE DI LUCE:


La caratteristica più notevole di Antiope è che consiste di due componenti di dimensioni quasi uguali Difatti la differenza di massa è inferiore al 2,5% , ed hanno diametri medi di circa 88 km e 84 km, entrambi i componenti sono tra i 500 asteroidi più grandi della fascia.
La loro massa e la loro densità si possono quindi facilmente derivare dalla terza legge di Keplero.
La bassa densità (1,3 ± 0,2 kg/dm3 ) dei suoi componenti suggerisce una porosità significativa (>30%), indicando che sono asteroidi a catasta di macerie, composti da detriti accumulati in seguito a una precedente collisione di asteroidi, probabilmente quello dell'evento distruttivo che ha formato la famiglia di (24) Temi.


Le osservazioni del telescopio VLT-UT4 equipaggiato con un sistema di ottica adattiva nel 2007 e l'analisi dei dati della curva della luce suggeriscono che uno dei componenti, il minore, sembra avere un cratere da impatto a forma di scodella di 68 km che potrebbe essere il risultato di una violenta collisione di proto-Antiope in due corpi equisitati. Si ritiene che l'impattatore abbia avuto un diametro superiore a 17 km. Il cratere non può essere risolto usando il telescopio WM Keck II , ma si nota però nei risultati delle occultazioni stellari (vedi sotto).

OCCULTAZIONI STELLARI:
Ci sono state 9 occultazioni stellari osservate dal 1988, molte delle quali sono occultazioni multi-corda.
Il migliore è l'evento del 19 luglio 2011 osservato da 57 stazioni sparse lungo la costa occidentale degli Stati Uniti dove 46 stazioni hanno registrato occultazioni positive, ed ha permesso di misurare la distanza tra le due componenti.


ANALISI SPETTRALI:



Nei 4 grafici qui SOPRA si confrontano le analisi spettrali di Antiope con (24) Temi, a conferma dell'appartenenza alla solita famiglia collisionale ).

Parametri del sistema doppio:
Poiché ogni componente è largo circa 86 ± 1 km, con i loro centri separati solo da circa 171 chilometri, lo spazio che separa le due metà è circa lo stesso del diametro di ciascun componente. Di conseguenza, i due corpi orbitano attorno al centro di massa comune che si trova nello spazio tra di loro. Il periodo orbitale è di circa 16,50 ore e l'eccentricità inferiore a 0,006.
Ogni diversi anni, si verifica un periodo di occultazioni reciproche quando l'asteroide viene visto dalla Terra.
L'asse dell'orbita reciproca delle due componenti punta verso coordinate eclittiche (β, λ) = (200°, 38°) con incertezza di 2 gradi. Risulta quindi inclinato di circa 63° rispetto al piano dell'orbita circumsolare del sistema.

Caratteristiche orbitali 
semiasse-maggiore
171 ± 1 km
Eccentricità<0.006
Periodo orbitale
0,687713 ± 0,00004 giorni (16,5051 ± 0,0001 h)
Velocità orbitale media
18,0 m / s
Satellite diBinario con 90 Antiope

Parametri dell'orbita eliocentrica:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,1500765 UA e da un'eccentricità di 0,1656524 , inclinata di 2,20709° rispetto all'eclittica.

Caratteristiche orbitali
Epoca 23 luglio 2010
JD 2455400.5)
Afelio545,94 Gm
3,6494 UA
Perielio398,02 Gm
2,6606 UA
semiasse-maggiore
471,19 Gm
3,1550 UA
Eccentricità0,1567 
Periodo orbitale
2046,9 giorni (5,60 anni )
Velocità orbitale media
16,66 km / s
Anomalia media
304.12 °
Inclinazione2,2195 °
Longitudine del nodo ascendente
70.21 °
Argomento del perielio
242,96 °

Grafico dell'orbita - JPL ).
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(93) Minerva

93 Minerva è un grande asteroide triplo della Fascia principale.

Scoperta e denominazione:
Minerva fu scoperto il 24 agosto 1867 da James Craig Watson al Detroit Observatory dell'università del Michigan (USA) ad Ann Arbor; fu battezzato così in onore di Minerva, dea della saggezza nella mitologia romana, l'equivalente della dea greca Atena.


Dati fisici:
Minerva ha una forma insolitamente quasi sferica, è stato possibile determinarne la dimensione analizzando con i Telescopi Keck l'occultazione stellare avvenuta nel 2010 e confrontando i dati del telescopio spaziale IRAS ottenuti nel 1983; è stato così stimato un diametro dell'asteroide intorno ai 156 km con un albedo di 0,056 ed una magnitudine assoluta (H) di +7,9 mag.
Anche il 22 novembre 1982 è stata osservata in Francia, Spagna e Stati Uniti un'occultazione stellare di Minerva.

La campagna per "pesare" l'asteroide e ricavarne la densità e altre caratteristiche è stata intrapresa da un team internazionale di astronomi planetari guidato da Franck Marchis, ricercatore presso il Carl Sagan Center dell'Istituto SETI.
Dalla forma, dimensione (156 km) e massa (3,7 × 10E18 kg) dell'asteroide, gli astronomi hanno calcolato che la sua densità era di 1,9 kg/dm3.
Minerva ha una densità significativamente più elevata rispetto ad altri asteroidi di tipo carbonaceo.
Possiede un periodo di rotazione di 5,983 h.

( Curva di luce ).

Satelliti:
Minerva ha inoltre due satelliti che orbitano a 650 km e 380 km di distanza, rispettivamente con periodi di 58 ore e 27 ore.
Entrambe si trovano sul piano equatoriale e hanno orbite quasi perfettamente circolari.
Le lune sono state denominate Aegis e Gorgoneion, due elementi dell'armatura di Minerva.
Sono state scoperte il 16 agosto 2009, alle 13:36 UT , usando il Keck Observatory con ottica adattiva che ha rivelato che l'asteroide 93 Minerva possiede 2 piccole lune, che hanno un diametro di 4 e 3 km.
Sotto, nel grafico è riportata l'analsi spettrale dei due satelliti.


Composizione:
Minerva appare come un asteroide di tipo primitivo, conosciuti come condriti carbonacee, ma con una densità più alta di altri asteroidi carbonacei che sono per lo più aggregati di detriti molto porosi.
Supponendo che abbia la stessa composizione dei meteoriti condrite carbonacei più densi raccolti sulla Terra, la sua macro-porosità, o percentuale di spazio vuoto, è di circa il 30 %.
L'analisi spettroscopica mostra che Minerva potrebbe essere un asteroide di tipo G, quindi probabilmente un "mini-Cerere".
Indici colore:
B - V = 0,685
U - B = 0,315

( Analisi spettrali ).

Ex famiglia:
Per lungo tempo si è ritenuto Minerva il prototipo di un'omonima famiglia di asteroidi, ma tale raggruppamento è oggi in disuso, poiché Minerva, avendo per coincidenza parametri orbitali simili, mancava di correlazione fisica con gli altri membri della famiglia. La maggior parte di questo gruppo di asteroidi va ora sotto la denominazione di famiglia Gefion, dal nome dell'asteroide dal numero di identificazione più basso appartenente alla famiglia, 1272 Gefion.

Parametri orbitali:
Orbita con un semiasse-maggiore di 2,7570 UA con un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 4,58 anni (1672,0 giorni), spaziando da un perielio di 2,3711 UA , fino ad un afelio di 3,1429 UA , ne risulta quindi un'eccentricità orbitale di 0,13998 ed un'inclinazione del piano orbitale di 8,56143° rispetto all'eclittica.
Il suo argomento del perielio è di 274,543° , mentre la longitudine del nodo ascendente corrisponde a 4,06265° , con un anomalia media di 262,022°.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

LINK : 
http://cosmicdiary.org/fmarchis/2011/10/07/the-secrets-of-asteroid-minerva-and-its-two-moons/
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8205/820/2/L35/pdf
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(288) Glauke

288 Glauke è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 29/32 km , ed è il più lento rotatore attualmente riconosciuto.

Scoperta e nome:
Scoperto nel 1890 da Karl Theodor Robert Luther presso l'osservatorio di Düsseldorf, ed è stata l'ultima sua scoperta.
Il corpo celeste prende il nome da Glauke , figlia del re corinzio Creonte e consorte di Giasone della mitologia greca .

Dati fisici:
Glauke ha un diametro medio di 32,21 chilometri (IRAS), con una magnitudine assoluta (H) di +9,99 ± 0,04 mag.
Mentre il sondaggio NEOWISE della NASA indica un diametro di 28,981 km.
Ha una superficie luminosa e ricca di silicati, ed appartiene alla classe spettrale S, con un'albedo di 0,24 ± 0,02.
Indici colore :
B - V = 0,845 .
U - B = 0,407 .
V - R = 0,48 .
Ruota attorno al proprio asse in circa 49 giorni (1170 h), con una secondo periodo di circa 740 h , e quindi attualmente ha il periodo di rotazione più basso dei corpi celesti noti nella fascia degli asteroidi, ed uno dei più bassi di tutto il sistema solare, altri corpi che paiono più lenti hanno importanti incertezze e richiedono ulteriori studi.

È probabile che Glauke oscilli mentre ruota, simile all'asteroide Toutatis .
Lorenzo Franco del Balzaretto Observatory (A81) di Roma, in uno studio ci fa notare che oltre al lentissimo periodo di rotazione, l'asteroide subisca anche un evidente precessione del suo asse principale .
LINK (PDF) : http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/2015MPBu...42....6P 

( Estratto dal PDF ).

( Un'altra curva di luce ).

Parametri orbitali:
Orbita intorno al sole in 4,5762 anni con un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,7558820 UA e da un'eccentricità di 0,2100392 , inclinata di 4,32913° rispetto all'eclittica.

semiasse maggiore2,756 UA
eccentricità0,210
Perielio
afelio
2,181 UA
3,333 UA
Inclinazione4.3 °
Longitudine del nodo ascendente120,6 °
Argomento del perielio83.3 °
Periodo orbitale siderale4 anni 211 giorni
Velocità orbitale media17,7 km / s

Grafico dell'orbita - JPL ).
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(216) Kleopatra
Con Alexhelios e Cleoselene

(216) Cleopatra è uno dei più grandi asteroidi della fascia principale degli asteroidi , con una particolare forma ad ''osso di cane'', è un binario a contatto, ma è pure un asteroide triplo.


Scoperta e denominazioni:
Kleopatra fu scoperta il 10 aprile 1880 dall'astronomo austriaco Johann Palisa all'Osservatorio di Pola, attualmente in Croazia , ma all'epoca nell'impero Austro-Ungarico.
Prende il nome da Cleopatra VII° , la famosa regina egiziana. Nel 2008 sono state scoperte due piccole lune del pianeta minore , che in seguito si chiamarono Alexhelios e Cleoselene , dal nome dei suoi figli Alexander Helios e Cleopatra Selene II°, avuti con Marco Antonio.


Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +7,30 mag.
La determinazione del diametro più accurata ( media geometrica ) è 121,55 km.
Ma Kleopatra ha una forma insolita; è un cosiddetto " binario a contatto " . Per quanto riguarda le dimensioni esatte, il valore più preciso è 219,04 × 93,64 × 83,76 km, quindi Kleopatra è lungo molto più del doppio della larghezza.
Finora la massa è stata calcolata sulla base della densità di 3,6 kg/dm3 e della scoperta delle due lune a 4,6 x 10E18 kg .
La scoperta originale con il telescopio ESO 3,6 m di La Silla aveva mostrato due corpi separati di dimensioni simili, come nel caso di (90) Antiope e S/2000 (90)1 .
Ma osservazioni radar presso l'Osservatorio di Arecibo a Puerto Rico hanno dimostrato, tuttavia, che Kleopatra è invece un corpo celeste irregolare con due componenti collegate, la cui forma allungata ricorda l'osso di un cane. Tuttavia, se Kleopatra girasse ancora più velocemente, i due componenti si separerebbero e formerebbero un vero doppio sistema.
Kleopatra ruota una volta attorno al proprio asse in 5 h 23 minuti e 7 secondi , con un asse inclinato di 69,42° rispetto al piano orbitale.
La temperatura media della superficie è di circa 166 K (-107° C).

CURVA DI LUCE:

INCLINAZIONE ASSE:

OCCULTAZIONE STELLARE:

FORMA E MODELLI:


Composizione e formazione:
A causa del forte riflesso delle onde radio, si è concluso che Kleopatra è un asteroide differenziato con un nucleo di ferro - nichel , uno strato di silicato e una crosta di silicato. La superficie esterna può essere composta da enstatite minerale , un materiale che comprende anche un gruppo di meteoriti di pietra ( condrite di enstatite ).
Kleopatra appartiene agli asteroidi di tipo M (secondo un'altra classificazione: Xe) con un albedo di 0,116 , con indici colore :
B - V = 0,713 .
U - B = 0,238 .
La densità è di 3,6 kg/dm3 ed è insolitamente bassa per un asteroide metallico; questo dovrebbe effettivamente essere tra 5 e 7 kg/dm3 . I calcoli dell'albedo radar e delle orbite delle lune mostrano che non è un corpo compatto, ma è probabilmente una pila di macerie , una raccolta di metalli, polvere e rocce intervallate da cavità. La porosità è stimata al 30-50%.
Secondo i calcoli, è probabile che l'asteroide si sia formato da una precedente collisione avvenuta prima che si formassero le lune, forse 100 milioni di anni fa. Di conseguenza, la maggiore velocità di rotazione avrebbe trascinato l'asteroide in lunghezza e staccato la prima luna Alexhelios.
Cleoselene ha rotto con Kleopatra molto più tardi, solo circa 10 milioni di anni fa.

Satelliti:

Alexhelios:
La prima luna Alexhelios, inizialmente nota come S/2008 (216)1 , ha un diametro di circa 8,9 ± 1,6 km e orbita attorno a Kleopatra a una distanza di 678 km in 2,32 giorni, il piano orbitale è inclinato di circa 51°.
Alexhelios è stato scoperto insieme a Cleoselene, nelle registrazioni del 19 settembre 2008 da Franck Marchis, Pascal Descamps, Jérôme Berthier e JP Emery usando l'ottica adattiva sul telescopio Keck II da 10 m sul Mauna Kea alle Hawaii.

Cleoselene:
Cleoselene, fu identificato lo stesso giorno, e inizialmente ricevette la designazione S/2008 (216)2 . Cleoselene orbita intorno a Kleopatra all'interno di quella di Alexhelios e misura circa 6,9 ​​± 1,6 km; ad una distanza di 454 km, in 1,24 giorni, il piano orbitale è inclinato di circa 49°.

Parametri orbitali:
Kleopatra orbita attorno al sole con un'orbita ellittica tra 313,11 milioni km (2,09 UA ) e 522,730 km (3,49 AU).
Il periodo orbitale di Kleopatra è di 4,67 anni.
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,7993445 UA e da un'eccentricità di 0,2491157 , inclinata di 13,11704° rispetto all'eclittica.

Afelio3,4951 UA
Perielio2,0931 UA
semiasse-maggiore
2,7941 UA
Eccentricità0,2509
Periodo orbitale
4,67 anni
(1.706 giorni)
Anomalia media
346,24 °
Moto medio
0 ° 12 m  39,6 s / giorno
Inclinazione13,113 °
Longitudine del nodo ascendente
215,36 °
Argomento del perielio
180,11 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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2019 NN3

2019 NN3 è un piccolo Near-Earth di classe Amor, ed è rotatore rapidissimo, che ci fa pensare che sia un monolite, una scaglia di roccia espulsa da un impatto distruttivo, l'ipotesi è supportata dal fatto che la forza ''centrifuga'' indotta dalla veloce rotazione è maggiore della sua gravità e qualsiasi oggetto non strettamente legato alla sua superficie sarebbe espulso nello spazio.

Dal North Brach Observatory:
2019 NN3 è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 34-76 metri. È stato osservato per la prima volta il 7 luglio da ATLAS-mlo, Mauna loa.
2019 NN3 ha fatto un passaggio piuttosto vicino alla Terra il 10 luglio 2019, ad una distanza di 0,0021 AU (322.000 km, 0,83 distanze lunari) dalla Terra. E' stato visibile con una magnitudine apparente di + 12, mentre si muoveva verso sud.


Questo è il più grande asteroide conosciuto che ha effettuato un sorvolo della Terra entro 1 distanza lunare nell'anno 2019.
La luminosità di 2019 NN3 può essere vista variare periodicamente, il che indica che si tratta di un oggetto di forma allungata e di un rotatore veloce.


Da Unione Astrofili Italiani:
La campagna osservativa tra gli altri risultati ottenuti ci riporta il rapidissimo periodo di rotazione del NEA 2019 NN3 che ruota in soli 2.25 minuti con l’ampiezza di una magnitudine, caratteristica questa che denota un aspetto allungato.



Dal JPL:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +24,788 +/- 0,39139 mag.
Presenta un'orbita con un semiasse-maggiore di 2,0231 UA, con un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 2,88 anni (1051,0866 giorni), con un'eccentricità orbitale di 0,49464 , ed un inclinazione di 9,5568° rispetto al piano dell'eclittica.
Spazia quindi da un perielio di 1,0187337 UA , nei pressi dell'orbita terrestre, fino ad un afelio di 3,02755 UA .
Longitudine del nodo ascendente = 107.8638486346821° +/- 5.9629e-06°
Argomento del Perielio = 181.3638321668611° +/- 2.7918e-05°
Anomalia media = 334.0233411190583 +/- 0.00017107°


( Orbita animata tratta dal sito del JPL ).
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In questo paragrafo riportiamo un elenco di vari asteroidi che hanno parametri orbitali particolari o curiose proprietà fisiche, ma anche situazioni strane legate al loro nome o alla loro scoperta, asteroidi perduti e ritrovati o corpi confusi tra loro.

Nelle seguenti tabelle i link non evidenziati riportano alle pagine di Wikipedia nelle varie lingue, mentre i link evidenziati in giallo riportano a nostre più complete pubblicazioni INSA, i numeri evidenziati in celeste indicano corpi trattati nei nostri capitoli, ma che non hanno ancora un post pubblicato.
La tabella sarà aggiornata con i nostri link ogni qualvolta ci saranno pubblicazioni al riguardo.
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TABELLA ASTEROIDI 
PARTICOLARI O CURIOSI


NumeroNomeDiametro
(km)
Data della scopertaNote
5Astrea119,18 dicembre
1845
Primo asteroide ad essere
individuato 38 anni dopo i
quattro originali.
31Eufrosine255,91º settembre
1854
Primo asteroide ad
essere individuato dal
Nord America.
45Eugenia214,627 giugno
1857
Primo asteroide ad essere
battezzato con il nome di una
persona realmente esistita,
l'Imperatrice Eugenia, moglie
di Napoleone III (anche se
permangono dubbi sull'origine
del nome di 12 Victoria).
61Danaë82,09 settembre
1860
Primo asteroide ad avere un
carattere non ASCII nel nome.
62Erato95,414 settembre
1860
Primo asteroide ad essere
scoperto grazie alla
collaborazione di due persone.
67Asia58,117 aprile
1861
Primo asteroide ad essere
individuato dall'Asia.
85Io154,819 settembre
1865
Asteroide con il nome più
corto, due caratteri più due
cifre numeriche (di seguito:
954 Li1714 Sy2705 Wu,
3271 Ul6498 Ko, e 22260 Ur)
87Silvia384×
264×232
16 maggio
1866
Primo sistema triplo di asteroidi
individuato. Le due lune orbitanti
attorno a Sylvia sono state
scoperte rispettivamente
il 18 febbraio 2001 e
il 10 agosto 2005
90Antiope110 + 1101º ottobre
1866
Asteroide doppio con le due
componenti uguali e vicine;
la sua natura binaria è stata
scoperta utilizzando ottiche
adattive.
92Undina126,47 luglio
1867
Originatosi 8 milioni di anni fa,
in seguito a una delle più
catastrofiche collisioni fra
asteroidi degli ultimi 100
milioni di anni.
139Juewa156,610 ottobre
1874
Primo asteroide scoperto in
Cina da James Craig Watson.
Il nome fu scelto dai funzionari
cinesi: 瑞華, o in pinyin
moderno, ruìhuá
216Cleopatra217×9410 aprile
1880
Asteroide metallico con una
forma a "osso di cane".
243Ida56×24×2129 settembre
1884
Primo asteroide binario
confermato. Foto a distanza
ravvicinata della sonda Galileo.
Ida1Dattilo1,417 febbraio
1994
Luna di Ida, primo satellite
di un asteroide confermato.
288Glauke3220 febbraio
1890
Periodo di rotazione
eccezionalmente lento, di
circa 1170 ore (48,75 giorni)
323Brucia3622 dicembre
1891
Primo asteroide individuato
per mezzo dell'astrofotografia
piuttosto che dall'osservazione
visiva.
333Badenia7822 agosto
1892
Primo asteroide a ricevere
una designazione provvisoria
(1892A)
433Eros13×13×3313 agosto
1898
Primo asteroide near-Earth
individuato e secondo NEA in
ordine di grandezza.
490Veritas1153 settembre
1902
Originatosi 8 milioni di anni fa,
in seguito a una delle più
catastrofiche collisioni fra
asteroidi degli ultimi
100 milioni di anni.
624Ettore370×19510 febbraio
1907
Il più grande asteroide
Troiano di Giove conosciuto.
719Albert2,43 ottobre
1911
Ultimo asteroide numerato
ad essere perso e
successivamente recuperato.
944Hidalgo52,45x61,431 ottobre
1920
Asteroide della fascia
principale con il più lungo
periodo orbitale.
Attualmente classificato
come ''inusuale''.
1125Cina30 ottobre
1957
Prima scoperta di un asteroide
accreditata a un'istituzione
invece che a una persona.
1566Icaro27 giugno
1949
Asteroide Apollo; il suo perielio
è più vicino al Sole di Mercurio.
1743Schmidt1724 settembre
1960
Primo asteroide ad essere
scoperto grazie alla
collaborazione di tre persone.
2060Chirone17018 ottobre
1977
Primo Centauro ad essere
scoperto e primo asteroide a
ricevere la designazione di
cometa.
3200Fetonte511 ottobre
1983
Primo asteroide scoperto dallo
spazio, fonte della corrente
meteorica annuale delle
Geminidi.
3753Cruithne510 ottobre
1986
Inconsueto asteroide associato
all'orbita terrestre.
4015Wilson-Harrington19 novembre
1949
Asteroide con il più lungo nome
(17 caratteri)
4090

31238
Říšehvězd,

Kroměříž
2 settembre
1986
21 febbraio
1998
Nome con il maggior numero di diacritici (quattro)
4179Toutatis4,5×2,4×1,94 gennaio
1989
Si è avvicinato molto alla Terra
il 29 settembre 2004 ed è
probabilmente un asteroide
binario a contatto.
4769Castalia1,8×0,89 agosto
1989
Primo asteroide ad essere
fotografato, anch'esso binario
a contatto.
5261Eureka20 giugno
1990
Primo Troiano di Marte
individuato
(punto Lagrangiano L5) .
11885Summanus25 settembre
1990
Prima scoperta automatica di
un oggetto near-Earth (NEO)
15760(15760)
 1992 QB1
30 agosto
1992
Nominato Albione è il
primo oggetto transnettuniano
scoperto dopo Plutone
15874(15874)
 1996 TL66
9 ottobre
1996
Primo oggetto del Disco
Diffuso e primo asteroide
ad essere scoperto grazie
alla collaborazione di
quattro persone.
290751950 DA1,123 febbraio
1950
Nel 2880 si avvicinerà molto
alla Terra: è l'asteroide che
attualmente ha la più alta
possibilità di collisione con la
Terra (16 marzo 2880).
90377Sedna99514 novembre
2003
Primo oggetto individuato oltre
la fascia di Kuiper
99942Apofi0,319 giugno
2004
Primo oggetto a raggiungere un
livello maggiore di uno sulla
Scala Torino (catalogato a livello
2, successivamente al livello 4;
ora è sceso a 1); meglio
conosciuto con la sua
designazione provvisoria
2004 MN4.
1997 XR2dicembre
1997
Primo asteroide a raggiungere
un livello maggiore di zero sulla
Scala Torino (classificato a 1).
1998 KY260.0302 giugno
1998
Avvicinatosi a meno di
800.000 km dalla Terra
2001 QR32223021 agosto
2001
Primo asteroide troiano di
Nettuno ad essere riconosciuto.
2002 AA290,19 gennaio
2002
Asteroide inconsueto legato
all'orbita terrestre.
2004 FH0,03018 marzo
2004
Scoperto prima che sfiorasse la
Terra, il 18 marzo 2004,
passando a meno di 43 000 km.
2004 JG60,5–110 maggio
2004
Il suo cortissimo periodo orbitale
di sei mesi è secondo solo a
Mercurio.
2005 HC430 aprile
2005
Il corpo celeste che passa più
vicino al sole.
2008 TC34 × 10−36 ottobre
2008
Per la prima volta i centri di
ricerca sono stati in grado di
individuare un corpo celeste
prossimo alla collisione con il
nostro pianeta, con un anticipo
sufficiente ad allertare le autorità
delle nazioni interessate
dall'impatto
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TABELLA CON ASTEROIDI
AD ELEVATA INCLINAZIONE
O RETROGRADI


NumeroNomeInclinazioneData della scopertaNote
54961973 NA67,999°4 luglio
1973
È un NEA che interseca anche
l'orbita di Marte.
20461Dioretsa160,400°8 giugno
1999
Questo pianetino incrocia le
orbite dei pianeti esterni ed è un
damocloide e uno scattered disk object (SDO); 2000 HE46
potrebbe essersi staccato da
Dioretsa.
65407(65407)
2002 RP120
119,112°4 settembre
2002
Un damocloide e un SDO che
incrocia le orbite dei
pianeti esterni.
1999 LE31151,867°12 giugno
1999
Un damocloide e un SDO che
interseca le orbite di
Giove e Saturno.
2000 DG8129,381°25 febbraio
2000
Un damocloide e un SDO.
Interseca le orbite di tutti i
pianeti esterni ad eccezione
di Nettuno.
2000 HE46158,459°29 aprile
2000
Incrocia le orbite dei pianeti
esterni ed è un damocloide e
un SDO. Potrebbe essere un
frammento di 20461 Dioretsa.
2001 AU4372,132°4 gennaio
2001
È un NEA che interseca anche
l'orbita di Marte.
2002 XU9377,904°4 dicembre
2002
Un damocloide e un SDO.
È anche radente all'esterno
dell'orbita di Urano.
2003 EH170,790°6 marzo
2003
Interseca l'orbita di Marte, è un
NEA e un asteroide radente
all'interno dell'orbita di Giove.
2004 LG70,725°9 giugno
2004
È un NEA che interseca anche
le orbite di Mercurio e Marte.
2004 NN8165,377°13 luglio
2004
Questo pianetino interseca le
orbite dei pianeti esterni e
potrebbe essere persino su di
un percorso diretto fuori dal
sistema solare
(eccentricità ~0,9875).
514107Kaʻepaokaʻawela163,000°26 novembre
2014
Asteroide co-orbitale con Giove
e in moto retrogrado. Potrebbe
essere di origine interstellare.
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TABELLA DEGLI ASTEROIDI
CLASSIFICATI ANCHE 
COME COMETE


NumeroNomeNome
cometario
Commento
2060Chirone95P/ChironScoperto nel 1977 come primo asteroide
Centauro, successivamente ha mostrato
un comportamento cometario
(inclusa una chioma)
4015Wilson-Harrington107P/Wilson-HarringtonNel 1992 ci si accorse che l'orbita dell'asteroide
1979VA corrispondeva con le posizioni della
cometa Wilson-Harrington (1949 III), persa di vista.
7968Elst-Pizarro133P/Elst-PizarroScoperto nel 1996 e identificato come cometa,
ha l'orbita di un asteroide 1979 OW7
60558Echeclus174P/EcheclusSecondo asteroide Centauro scoperto con
comportamento cometario
118401LINEAR176P/LINEAR
(LINEAR 52)
Asteroide della fascia principale con
comportamento cometario, scoperto nel 2005
3001632006 VW139288PAsteroide della fascia principale con
comportamento cometario.
3231732003 BM80282PAsteroide della fascia principale con
comportamento cometario.
4571752008 GO98326PAsteroide della fascia principale con
comportamento cometario.
.........P/2013 R3Catalina-
PANSTARSS
Asteroide della fascia principale frammentato
ed in auto-distruzione per effetto YORP
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TABELLE DEGLI ASTEROIDI
CON ELEVATO PERIODO
DI ROTAZIONE


#Designazione del
pianeta minore
Periodo di
 rotazione
(h)
Δ mag
(U)
Orbita o 
famiglia
Tipo D
(km)

(H)
1.(162058) 1997 AE 1218800.62  NEOS0.78217,9
2.846 Lipperta16410.302  TemiCBU52.4110.26
3.2440 Educatio15610,802  FloraS6.5113.1
4.912 Maritima13320,183- MBA
(esterno)
C82.14 9.30
5.9165 Raup13201.343- HungariaS4.6213.60
6.1235 Schorria12651.403  HungariaCX5.0413.10
7.50719 Elizabethgriffin12560.422  EunomiaS3.4014.65
8.(75482) 1999 XC 1731.234,20.692  VestaS2.9615.01
9.288 Glauke11700.903  MBA
(esterno)
S32.2410.00
10.(39546) 1992 DT 51.167,40,802  MBA 
(esterno)
C5.3415.09
11.496 Gryphia10721.253  FloraS15.4711.61
12.4524 Barklajdetolli10691.262  FloraS7.1412.90
13.2675 Tolkien10600.752+FloraS9.8512.20
14.(219774) 2001 YY 1451.007,70.862  MBA
(interno)
S1.5416.43
ALTRI :
Nome o
codice
Periodo di
rotazione 
Note

288 Glauke

1170 h - 48,75 giorniHa un diametro tra
29 e 32 km.

1220 Crocus

491,4 ± 0,1 h - 20,475 giorniOrbita a 3 UA ed
Ha un diametro di
circa 18 km.

253 Matilde

417,7 h - 17,404 giorniEsplorato dalla sonda
NEAR-Shoemaker
il 27 giugno 1997.
Di circa 52,8 km.

(369984) 1998 QR52

234 h - 9,75 giorniSi tratta di un Near-Earth
tipo Apollo.

3691 Bede

226,8 h - 9.45 giorniHa un diametro di
circa 4,3 km.

9969 Braille

226,4 h - 9,433 giorniEsplorato dalla sonda
Deep Space 1
ha una forma molto
irregolare di
2,1x1x1 km.

(38071) 1999 GU3

216 h - 9 giorniE' un piccolo oggetto di
360m di diametro, ed è
un Mars-Crosser.

(65407) 2002 RP120

200 h - 8,333 giorniSi tratta di un Damocloide
molto eccentrico e con
orbita retrograda
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TABELLA DEGLI ASTEROIDI
CON IL PIU' RAPIDO 
PERIODO DI ROTAZIONE


#CODICEPeriodo di rotazioneΔ mag
(U)
TipoClasse
spettro
D
(km)

(H)
(sec)(ore)
1.2014 RC160.0043890.10n / ANEOS0,01226.80
2.2015 SV 6180,00490.742  NEOS0.00927.70
3.2010 JL 88250.00682950.523  NEOS0,01326.80
4.2017 EK300,00830.302  NEOS0,04524.10
5.2010 WA310.00857990.223  NEOS0.00330.00
6.2017 UK8310.00863091.303  NEOS0,00728.20
7.2016 GE 1340.0094380,132  NEOS0.01426.60
8.2008 HJ430,011850,803- NEOS0,02125.80
9.2009 TM 8430,012-n / ANEOS0.00628.40
10.2015 SU460,01270.202- NEOS0,02525.40
11.2010 SK 13520,0144-n / ANEOS0.0127.40
12.2009 BF 2570,015930,803  NEOS0.0225.90
13.2016 GS 2660.01827250.061  NEOS0,07523.00
14.2010 TG 19700.01939351.103  NEOS0,04923.90
15.2008 WA 14700,0195-n / ANEOS0,07523.00
16.2007 KE 4770.0214080.383- NEOS0.02725.20
17.2000 DO 8780,02171.393  NEOS0.03724.54
18.2014 GQ 17780,02170,082- NEOS0.01127.10
19.2014 TV790,02190,322  NEOS0,03924.40
20.2000 WH 10800,022210.663- NEOS0,09422.50
21.2012 HG 2820,0227-n / ANEOS0,01227.00
22.2010 TD 54830.02293170.923  NEOS0.00528.90
23.2010 TS19830,023-n / ANEOS0,02225.70
24.2009 UD840.0232460.662+ NEOS0.01127.20
25.2014 WB 366860,02380.462+ NEOS0.03324.80
26.2015 RF 36900,0250.152  NEOS0,06223.40
27.2015 AK 45930,02580,242  NEOS0,01626.40
28.2010 XE 11960.02658460.503  NEOS0,07523.00
29.2000 UK 11960.0265990,282  NEOS0.02625.30
30.2016 RB 1960,026740,182+ NEOS0,00728.30
31.2015 CM960,02680.533- NEOS0.01826.10
32.2008 TC 3970.02694091.023  NEOF0.00430.90
Questo elenco contiene i pianeti minori a rotazione più rapida con un periodo inferiore a 100 secondi o 0,027 ore. I corpi con un periodo altamente incerto, con una qualità inferiore a 2, sono evidenziati in grigio scuro. I corpi rotanti più veloci sono tutti oggetti Near-Earth non numerati (NEO) con un diametro inferiore a 100 metri.
Tra i pianeti minori numerati con una soluzione inequivocabile del periodo vi sono (459872) 2014 EK24 , un NEO pietroso di 60 metri con un periodo di 352 secondi, nonché (335433) 2005 UW163 e (60716) 2000 GD65 , due asteroidi della cintura principale, con un diametro di 0,86 e 2,25 chilometri e un periodo di 1,29 e 1,95 ore, rispettivamente.
Oltre all'esempio riportato in questo post con relativa scheda : 2019 NN3 che ruota in 2,25 minuti.
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Pianeti minori che sono stati erroneamente battezzati e successivamente ribattezzati:


Nome del
pianetino
Descrizione
e note
330 AdalbertaUn oggetto scoperto il 18 marzo 1892 da Max Wolf con la designazione provvisoria "1892 X" è stato chiamato 330 Adalberta , ma è stato perso e non recuperato mai. Nel 1982 fu stabilito che le osservazioni che portavano alla designazione della X del 1892 erano stelle e l'oggetto non è mai esistito. Il nome e il numero 330 Adalberta furono poi riutilizzati per un altro asteroide scoperto da Max Wolf il 2 febbraio 1910, che aveva la designazione provvisoria A910 CB.
525 Adelaide e 1171 RusthaweliaL'oggetto A904 EB scoperto il 14 marzo 1904 da Max Wolf fu chiamato 525 Adelaide e fu successivamente perso. Successivamente, l'oggetto 1930 TA scoperto il 3 ottobre 1930 da Sylvain Arend fu chiamato 1171 Rusthawelia . In quei tempi pre-computer, fino al 1958 non fu realizzato che si trattava dello stesso oggetto. Il nome Rusthawelia è stato mantenuto (e scoperta attribuita ad Arend); il nome 525 Adelaide fu riutilizzato per l'oggetto 1908 EKa scoperto il 21 ottobre 1908 da Joel Hastings Metcalf .
715 Transvaalia e 933 SusiL'oggetto 1911 LX scoperto il 22 aprile 1911 da H.E. Wood fu chiamato 715 Transvaalia . Il 23 aprile 1920, fu scoperto l'oggetto 1920 GZ e chiamato 933 Susi . Nel 1928 si rese conto che si trattava dello stesso oggetto. Il nome Transvaalia fu mantenuto e il nome e il numero 933 Susi furono riutilizzati per l'oggetto 1927 CH scoperto il 10 febbraio 1927 da Karl Reinmuth .
864 Aase e 1078 MenthaL'oggetto A917 CB scoperto il 13 febbraio 1917 da Max Wolf fu chiamato 864 Aase e l'oggetto 1926 XB scoperto il 7 dicembre 1926 da Karl Reinmuth fu chiamato 1078 Mentha . Nel 1958 si scoprì che si trattava dello stesso oggetto. Nel 1974, questo fu risolto mantenendo il nome 1078 Mentha e riutilizzando il nome e il numero 864 Aase per l'oggetto 1921 KE , scoperto il 30 settembre 1921 da Karl Reinmuth .
1095 Tulipa e 1449 VirtanenL'oggetto 1928 DC scoperto il 24 febbraio 1928 da Karl Reinmuth fu chiamato 1095 Tulipa , e l'oggetto 1938 DO scoperto il 20 febbraio 1938 da Yrjö Väisälä fu chiamato 1449 Virtanen . Nel 1966 si scoprì che si trattava dello stesso oggetto. Il nome 1449 Virtanen fu mantenuto e il nome e il numero 1095 Tulipa fu riutilizzato per l'oggetto 1926 GS scoperto il 14 aprile 1926 da Karl Reinmuth .
1125 Cina e 3789 ZhongguoL'oggetto UF del 1928 scoperto il 25 ottobre 1928 da Zhang Yuzhe (YC Chang) fu chiamato 1125 Cina e fu successivamente perso. Più tardi, l'oggetto 1957 UN1 fu scoperto il 30 ottobre 1957 al Purple Mountain Observatory e inizialmente fu erroneamente ritenuto la riscoperta dell'oggetto 1928 UF. Il nome e il numero 1125 Cina furono poi riutilizzati per l'oggetto 1957 UN1 e 1928 UF rimase perduto. Nel 1986, l'oggetto 1986 QK1 fu scoperto e si rivelò la vera riscoperta di 1928 UF. Questo oggetto ha ricevuto il nuovo numero e nome 3789 Zhongguo . Nota Zhongguo è in cinese mandarino, la parola per "Cina", in traslitterazione pinyin .
Asteroide 1317 e 787 MoskvaL'oggetto UQ del 1914 scoperto il 20 aprile 1914 da G.N. Neujmin fu chiamato 787 Moskva (e conserva quel nome fino ad oggi). L'oggetto 1934 FD scoperto il 19 marzo 1934 da C. Jackson ricevette il numero di sequenza 1317. Nel 1938, G.N. Neujmin scoprì che l'asteroide 1317 e 787 Moskva erano lo stesso oggetto. La sequenza numero 1317 fu successivamente riutilizzata per l'oggetto 1935 RC scoperto il 1 settembre 1935 da Karl Reinmuth ; quell'oggetto è ora noto come 1317 Silvretta .
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A cura di Andreotti & Donati.


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