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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

LA FASCIA PRINCIPALE DEGLI ASTEROIDI - Cap. 1° - Gli Asteroidi Maggiori. by Andreotti Roberto.

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Aggiornato il 27/05/2021

Fascia degli asteroidi


                                                                                                                                     
Immagine della fascia principale e degli asteroidi troiani

(951) Gaspra
Gli asteroidi sono piccoli corpi del sistema solare composti principalmente di rocce di silicati, metalli e condriti carbonacee.
La fascia principale degli asteroidi occupa la regione tra le orbite di Marte e Giove, tra 2,3 e 3,3 UA dal Sole.

Si ritiene che siano residui rimasti dal processo di formazione del sistema solare, la cui fusione è fallita a causa dell'interferenza gravitazionale di Giove.

Il raggio di un asteroide di questa fascia può andare da centinaia di chilometri fino a pochi centimetri. Tutti gli asteroidi, salvo il più grande, Cerere (vedi sotto), sono classificati come corpi minori del sistema solare.

Curve di luce:
Gli Asteroidi vengono studiati principalmente con analisi spettrali e con l'analisi delle curve di luce, a questo link trovate alcuni esempi di asteroidi studiati con questo sistema:
http://www.curvediluce.altervista.org/asteroidi2/
In questo album Facebook trovate i grafici di ben 116 curve di luce:
CURVE DI LUCE

La fascia degli asteroidi contiene centinaia di migliaia, forse milioni, di oggetti sopra il chilometro di diametro.
Tra i maggiori (+250 km) Cerere, Pallade, Vesta, Ettore, Igea, Davida, Interamnia, Europa, Giunone, Silvia, Eufrosine, Eunomia, questi citati a parte, poi ci sono anche (+200 km):
Psiche, Cibele, Bamberga, Patientia, Ercolina, Camilla, Dori, Eugenia, Amphitrite, Ermione, Diotima, Egeria, Aurora, Tisbe.
Nonostante questo, la massa totale di tutti gli asteroidi della fascia principale difficilmente arriverebbe a più di un millesimo della massa della Terra.

La fascia principale, contrariamente a quello che potrebbe sembrare, è scarsamente popolata: sonde spaziali passano continuamente attraverso di essa senza incorrere in incidenti di alcun tipo.

Meteoroidi, Meteore, Meteoriti:
Gli asteroidi con diametri compresi tra 10 e 10−4 m, sono chiamati meteoroidi e quando impattano con l'atmosfera di un pianeta vengono definiti meteore, i detriti poi che arrivano integri al suolo sono detti meteoriti.


Schiaparelli:
Il primo a fare uno studio accurato, comprendendo che le ''stelle cadenti'' venivano dallo spazio, e non erano fenomeni atmosferici, fu l'astronomo Italiano Giovanni Virgilio Schiaparelli , difatti la vera natura delle meteore era ancora dibattuta durante il XIX secolo, ed erano concepite ancora come un fenomeno atmosferico da molti scienziati (ad esempio Alexander von Humboldt, Adolphe Qoetelet, Julius Schmidt), Schiaparelli dimostrò invece la loro relazione con il passaggio delle Comete, e qui potete scaricare il testo completo, in PDF, di 1867-Schiaparelli-teoria-astronomica-stelle-cadenti, digitalizzato da Google da un esemplare conservato alla Columbia University.
(in foto a lato Giovanni Schiaparelli).
Tra i suoi risultati astronomici, va ricordata anche la scoperta dell'asteroide 69 Hesperia, il 29 aprile 1861, l'osservazione di Marte e la dimostrazione dell'associazione degli sciami meteorici delle Perseidi e delle Leonidi con le comete. Schiaparelli verificò, per esempio, che l'orbita dello sciame meteorico delle Leonidi coincideva con quella della cometa Tempel-Tuttle. Queste osservazioni condussero l'astronomo a formulare l'ipotesi, molto successivamente rivelatasi esatta, che gli sciami meteorici potessero essere residui cometari.

( Nel diagramma i vari colori delle meteore a seconda della loro composizione ).

Elenco:
Qui invece, trovate l'elenco di tutti gli sciami meteorici che investono la Terra:
LISTA DEGLI SCIAMI METEORICI

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Il pianeta nano 
CERERE


                                                                                              

Cerere (2,767 UA) è il più grande e massiccio corpo della fascia principale degli asteroidi ed è stato classificato nel 2006 come pianeta nano , contiene circa un terzo della massa dell'intera fascia.

Dati orbitali:
Orbita ad una distanza media di 2,767 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,0755 (minore di Mercurio, Marte e Plutone) ed un periodo di rivoluzione di (1681,214 giorni / 4,604 anni).
La sua inclinazione orbitale rispetto all'eclittica è pari a 10,586° .
Riceve dal sole mediamente 177,4 W/m2

( grafico dell'orbita ).
Studio sull'orbita di Cerere (EN) : http://freehostspace.firstcloudit.com/steveholmes/ceres.htm

Dati fisici:
Possiede un diametro di poco meno di 1000 km (939,4), grande abbastanza perché la propria gravità gli dia una forma sferoidale.
Ha una densità di 2,162 kg/dm3, una massa di 0,000159 Mt, una gravità di 0,284 m/s2, una velocità di fuga di 0,56 km/s.
Inoltre ha una magnitudine assoluta di +3,36 con un albedo di 0,09.
Ruota su se stesso in sole 9h 4min 28sec.
Cerere non possiede satelliti.
Ha un'inclinazione assiale di soli 4°, abbastanza piccola affinché le regioni polari di Cerere possano avere dei crateri perennemente in ombra dove si ipotizza che possano agire come trappole fredde e accumulare ghiaccio d'acqua nel tempo, simile alla situazione sulla Luna e su Mercurio.
Circa il 0,14% delle molecole d'acqua rilasciate dalla superficie si pensa che vadano a finire in queste ''trappole''.

( Cerere, zone polari ).

Scoperta:
Cerere, quando è stato scoperto nel XIX secolo, da Giuseppe Piazzi a Palermo, è stato considerato un pianeta, ma è stato riclassificato come asteroide nel 1850, dopo che ulteriori osservazioni rivelarono la presenza di altri numerosi corpi simili.
È stato nuovamente riclassificato, nel 2006 dall'IAU, come pianeta nano.

Piazzi scoprì un oggetto brillante che si muoveva contro lo sfondo delle stelle.
La prima osservazione lo portò a ipotizzare che si trattasse di una stella fissa, non riportata dai cataloghi.

Nei giorni successivi però, notò che il corpo celeste non si trovava più nella posizione iniziale, e sospettò che si trattasse di una stella di tipo diverso, come riportò nei suoi appunti.
Le seguenti osservazioni lo convinsero che il nuovo astro fosse dotato di moto proprio.

Superficie:
La superficie di Cerere è relativamente calda, la temperatura massima è stata stimata da misurazioni a 235 K (circa − 38°c) , ed il ghiaccio d'acqua è instabile a queste temperatura, quindi il materiale rilasciato dalla sublimazione del ghiaccio superficiale potrebbe spiegare la sua superficie scura rispetto a quella delle lune ghiacciate del sistema solare esterno.
Gli studi del telescopio spaziale Hubble, rivelano che grafite, zolfo e anidride solforosa sono presenti sulla superficie. Il primo è evidentemente il risultato della meteorologia spaziale sulle superfici più vecchie di Cerere, mentre questi ultimi due sono volatili nelle condizioni in cui si trova il pianeta nano, e ci si aspetterebbe che sfuggano rapidamente o si stabiliscano in trappole fredde, e comunque la loro presenza è evidentemente associata con le aree che presentano una recente attività geologica di tipo criovulcanico.

(rosso=zone brillanti IR ; verde=aree con alto albedo ; blu=zone brillanti UV ) (Settembre 2015) .

L’origine dei fillosilicati di Cerere:
di Maura Sandri - MediaINAF - intergralmente ripubblicato ).
La mineralogia superficiale del pianeta nano Cerere è ricca di ammonio (NH4+) contenente fillosilicati, ossia silicati caratterizzati da una struttura a strati a simmetria tetraedrica, in cui ogni tetraedro tende a legarsi con altri tre tramite ponti a ossigeno.

La presenza diffusa di fillosilicati ammoniati è strettamente legata alla storia dell’evoluzione del pianeta nano. 
Tuttavia, l’origine e i meccanismi di formazione dei fillosilicati ammoniati sulla superficie di Cerere non è ancora ben compresa.

I minerali ammoniati sulla superficie di Cerere potrebbero aver avuto origine dalla reazione dei minerali argillosi con l’ammoniaca (NH3), presente sotto forma di ghiaccio o materia organica contenente ammoniaca. 
Questi processi potrebbero essere stati innescati da alterazioni termiche o da agenti atmosferici spaziali, attraverso l’esposizione della superficie di Cerere al vento solare e ai raggi cosmici galattici su scale temporali geologiche.


Recentemente, è stato proposto che la formazione di sali di ammonio sulla superficie delle comete avvenga tramite reazioni acido-base indotte da processi termici dei ghiacci. 
Sebbene le composizioni superficiali delle comete e quella di Cerere siano diverse, un trattamento termico presumibilmente simile potrebbe aver avviato, durante l’evoluzione di Cerere, reazioni di trasferimento di protoni, insieme a reazioni di addizione nucleofila tra ammoniaca e argille fillosilicate. 
Curiosamente, l’erosione spaziale potrebbe anche facilitare l’unione di ammoniaca con minerali per formare ioni ammonio. 
Tuttavia, la mancanza di esperimenti di laboratorio fondamentali a bassa temperatura sulla trasformazione di minerali rivestiti di ammoniaca in silicati ammoniati, in condizioni realistiche del Sistema solare, lascia aperta la questione della sorgente delle firme spettroscopiche dei minerali ammoniati sulla superficie di Cerere.

In uno studio recentemente pubblicato su Nature Communication, che vede coinvolti anche Marco Ferrari, Maria Cristina De Sanctis e Simone De Angelis dell’Istituto di astrofisica e planetologia spaziali dell’Inaf di Roma, vengono riportati i risultati di esperimenti di laboratorio che simulano gli ambienti fisici e chimici di Cerere, con l’obiettivo di comprendere meglio la sorgente dei minerali ammoniati sulla superficie del pianeta nano.

Gli scienziati hanno osservato che a bassa temperatura (54 K) potrebbero innescarsi reazioni di scambio protonico tra fillosilicati e ammoniaca, portando alla genesi di minerali ammoniati. 
Lo studio ha rivelato la stabilità termica (300 K) e alle radiazioni dei fillosilicati ammoniati su una scala temporale di almeno circa 500 milioni di anni.

Queste indagini sperimentali confermano la possibilità che Cerere si sia formato in un luogo in cui il ghiaccio di ammoniaca sulla superficie sarebbe stato stabile. 
Tuttavia, non si può escludere la possibilità che il luogo di origine di Cerere si avvicini alla sua posizione attuale, e che abbia accumulato materiale ricco di ammoniaca in seguito.


Ahuna mons:
È stato ipotizzato che il monte ''Ahuna Mons'' si sia formato come una cupola criovulcanica, ed è il criovulcano più vicino al sole finora scoperto.
E' approssimativamente opposto al più grande bacino Kerwan, 280 chilometri di diametro. L'energia sismica nata dall'impatto può essere stata focalizzata sul lato opposto di Cerere, fratturando gli strati esterni della zona e facilitando il movimento di magma criovulcanico ad alta viscosità (costituito da ghiaccio d'acqua fangoso ammorbidito dal suo contenuto di sali), che è stato poi estruso sulla superficie.
Il cratere contiguo suggerisce che la formazione della montagna sia continuata nelle ultime centinaia di milioni di anni, rendendola una caratteristica geologica relativamente giovane.

( Grazie alle foto scattate dalle telecamere a bordo della sonda, i ricercatori che lavorano nel campo della geodesia planetaria hanno anche potuto mappare Cerere da diverse altitudini creando modelli digitali del terreno in corrispondenza dell’accumulo ).

Una struttura, quella di Ahuna Mons, la cui formazione, avvenuta in un recente passato geologico, è rimasta un mistero fino a poco tempo fa. Un mistero che adesso uno studio che ha coinvolto un team internazionale di scienziati, facenti capo al centro aerospaziale tedesco (Dlr), sembra aver risolto grazie alle misure gravimetriche ottenute dalla sonda Dawn e alle indagini sulla geometria del pianeta nano.
Il risultato? Una bolla composta da una miscela di acqua salata, fango e roccia – creatasi all’interno del pianeta nano, a livello del mantello – avrebbe spinto verso l’alto la crosta ricca di ghiaccio causandone a un certo punto la rottura, permettendo così la fuoriuscita sulla fredda superficie cereriana, con la conseguente solidificazione e formazione dell’enorme vulcano di fango.
L’interno di Cerere non è, infatti, omogeneo. Piuttosto, per usare il termine utilizzato dal geologi, è ‘differenziato’. Vale a dire che, dopo la formazione del corpo celeste, la materia che lo costituiva si sarebbe separata e avrebbe sedimentato in maniera diversa: quella con una percentuale maggiore di elementi pesanti, come il magnesio e il ferro, sarebbe precipitata al centro del corpo celeste; quella più leggera, invece, come le rocce con un elevato contenuto di silicati d’alluminio e acqua, sarebbe risalita verso la superficie.
In questo scenario, le bolle responsabili della formazione di Ahuna Mons si sarebbero create a causa del calore che viene ancora oggi generato – a distanza di 4 miliardi e mezzo di anni dalla sua formazione – dal decadimento di elementi radioattivi. Bolle che, come anticipato sopra, in conseguenza del loro peso specifico inferiore rispetto alla materia circostante, si sarebbero alzate e avrebbero spinto contro la crosta dal basso. La avrebbero deformata e, una volta penetrata, sarebbero fuoriuscite in superficie, solidificando a formare la maestosa struttura. Una sorta di ‘iceberg’ prodotto dall’eruzione della mistura poi congelata in superficie, a temperature di – 100 °C, in virtù di una attività chiamata criovulcanesimo – un termine che si riferisce a quei fenomeni vulcanici che avvengono su corpi ghiacciati del nostro sistema solare – che però non è quella classica, dominata dall’eruzione di soluzioni acquose, ma una inusuale attività perché caratterizzata dalla eruzione di acqua salata, fango e roccia, appunto.

Interpretando i dati gravimetrici ottenuti dalla sonda Down durante i suoi 3 anni in orbita attorno al pianeta nano, la seconda destinazione della missione iniziata nel 2007, i ricercatori hanno trovato un’anomalia gravitazionale proprio in corrispondenza dell’area dove si trova il monte:
- una maggiore attrazione gravitazionale percepita dalla sonda quando si trovava ad orbitare in corrispondenza. Una variazione che accelerava la velocità del veicolo spaziale, abbassandone leggermente l’orbita.
Esaminando più accuratamente questa anomalia, e con un ulteriore modellizzazione, è stato rivelato che doveva essere un rigonfiamento nel mantello di Cerere, e a conclusione è stata ovvia: la miscela di sostanze fluide e rocce è arrivata in superficie e si è accumulata in Ahuna Mons.

( Mosaico di immagini con la ripresa da sopra dell'Ahuna Mons ).

Il cratere Occator:
Occator è un cratere di impatto che contiene il più brillante dei vari punti luminosi osservati dalla navicella Dawn. È stato conosciuto come  "regione A " nelle immagini prese dall'Osservatorio Keck sul Mauna Kea. Il cratere è stato chiamato Occator, il Dio romano dell'erpice e un aiutante di Cerere. Il 9 dicembre 2015, gli scienziati hanno riferito che i punti luminosi su Cerere, compresi quelli nel cratere Occator, possono essere collegati a un tipo di sale, in particolare una forma di salamoia contenente solfato di magnesio esaidrato (MgSO4-6H2O), e le macchie inoltre possono essere associate con delle argille ricche di ammoniaca, successivamente, il 29 giugno 2016, gli scienziati hanno riferito che il punto brillante era composto per lo più da carbonato di sodio (Na2CO3), il che implica che l'attività idrotermale è stata probabilmente coinvolta nella creazione dei punti luminosi.
La cupola luminosa nel centro del cratere è chiamata Cerealia facula, ed il gruppo dei punti luminosi più sottili all'est è chiamato Vinalia faculae.

Una superficie scura:
In questa immagine ripresa poco prima della fine della missione Dawn, si può vedere il picco centrale del cratere Urvara, alto circa 2000m, nel terreno circostante è stato rilevato molto carbonio ed appare molto scuro.
Riprese come queste fanno comprendere che la superficie di Cerere abbia una concentrazione di carbonio molto alta, sotto forma di varie molecole organiche.
Questa sorprendente abbondanza può spiegare perché Cerere abbia un albedo così basso, apparendo decisamente scuro.
Questa scoperta è stata fatta da un gruppo di ricercatori internazionali del Southwest Research Institute (SwRI) a Boulder in Colorado, a cui hanno partecipato anche alcuni ricercatori italiani, grazie anche ai dati raccolti dallo spettrometro italiano VIR della sonda.
Dawn ha scoperto che Cerere ha una mineralogia superficiale unica tra i corpi del Sistema Solare interno, e che potrebbe avere fino al 20% della sua massa in carbonio - dice Simone Marchi dello SwRI  - Dobbiamo chiederci che potenzialità ha avuto questo mondo nello sviluppo di chimica prebiotica e se questi processi abbiano influenzato la composizione di pianeti più grandi, come la Terra. Cerere, grazie alle scoperte di Dawn, si è guadagnato un ruolo fondamentale nello studio dell’origine, l’evoluzione e la distribuzione delle specie organiche nel Sistema Solare interno''.
I dati della sonda, hanno scoperto la presenza di acqua e di altre sostanze volatili, come l’ammonio ed un’alta concentrazione di carbonio, suggerendo che questo corpo celeste si sia formato in un ambiente freddo, forse oltre l’orbita di Giove.
Perturbazioni gravitazionali potrebbero poi aver fatto avvicinare Cerere al Sole, fino a fargli raggiungere la sua posizione attuale all'interno della Fascia principale degli asteroidi.
Il nuovo studio rileva che il 50-60% in volume della crosta superiore di Cerere può avere una composizione simile a meteoriti primitive, di tipo condrite carbonacee''. - sottolinea Maria Cristina De Sanctis, responsabile scientifica di VIR - “La composizione mineralogica di Cerere è compatibile con un evento di scala globale di alterazione acquosa di rocce, rocce, che potrebbe fornire condizioni favorevoli alla chimica organica. Specifici composti organici sono stati rilevati vicino al cratere da impatto Ernutet, fornendo supporto alla presenza diffusa di sostanze organiche nel sottosuolo superficiale di Cerere” .

Spettro e composizione superficiale:
Lo spettro di emissione di Cerere è piuttosto piatto nel visibile e nel vicino infrarosso, Tuttavia presenta alcune linee di assorbimento che hanno permesso di individuare alcuni componenti presenti sulla sua superficie.
Una delle bande di assorbimento più significative si colloca in prossimità dei ( 3 μm ) , e dovrebbe corrispondere a vari materiali idrati, come le argille ricche di ferro (cronstedtite), mentre le altre serie delle bande, prossime a ( 3,3 µm ) e a ( 3,8-3,9 µm ) , indicherebbero la presenza di carbonati come dolomite e siderite con un'abbondanza del 4-6%. Una chiara identificazione di vapore acqueo è giunta da osservazioni nel lontano infrarosso che hanno individuato linee di assorbimento in prossimità di 538 µm. Tutti questi dati potrebbero essere indicativi della presenza di una significativa quantità d'acqua all'interno dell'asteroide.
( Mappa spettrale della superficie di Cerere i colori si riferiscono alle varie lunghezze d'onda indicate nel cerchietto in alto a sinistra, in rosso le aree che presentano composti più volatili associati ad una recente attività geologica di tipo criovulcanico ).

Struttura interna:
La forma di Cerere è coerente con un corpo differenziato, un nucleo roccioso sovrapposto ad un mantello ghiacciato, questo mantello si ipotizza con uno spessore di 100 km (23% – 28% della massa di Cerere ed il 50% in volume) , contiene fino a 200 milioni chilometri cubici di acqua, che sarebbe maggiore della quantità di acqua dolce sulla Terra. Questo risultato è sostenuto dalle osservazioni fatte dal telescopio Keck nel 2002 e dai modelli di evoluzione.
Inoltre, alcune caratteristiche relative alla storia della superficie, quale la relativa distanza dal sole, che ha apportato un basso irraggiamento della radiazione luminosa, ha permesso ad alcuni componenti volatili, con un punto di congelamento ragionevolmente basso, di essere incorporati durante la relativa formazione, è stato poi ipotizzato che uno strato residuo di acqua liquida possa essere sopravvissuto fino ad oggi, sotto uno strato di ghiaccio nel mantello.
Misure del campo di gravità e della forma confermano che Cerere è un corpo in equilibrio idrostatico con differenziazione parziale e compensazione isostatica, con un momento di inerzia medio di 0,37 (che è simile a quello di Callisto a ~ 0,36).
Le densità del nucleo e dello strato esterno sono stimate per essere 2.46 – 2.90 e 1.68 – 1.95 kg/dm3, con quest'ultimo di circa 70 – 190 km di spessore. Si ipotizza solo una disidratazione parziale del nucleo.
L'alta densità dello strato esterno, rispetto al ghiaccio d'acqua, riflette il suo arricchimento in silicati e sali.
Cerere è il più piccolo oggetto confermato di essere in equilibrio idrostatico.
I modelli hanno suggerito che Cerere potrebbe avere un piccolo nucleo metallico nato dalla differenziazione parziale della sua frazione rocciosa.


Campo gravitazionale:

Mappa e nomenclature:

Zone ad alta luminosità: (Bright spot)

Atmosfera:
Cerere non possiede una vera e propria atmosfera ma ci sono indicazioni che abbia una tenue atmosfera con tracce di vapore acqueo emesso dal ghiaccio d'acqua sulla superficie e da fenomeni di criovulcanismo, questo gas si disperde poi nello spazio, ed una piccola parte rimane di nuovo intrappolata nei crateri sempre in ombra delle zone polari.
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NOMENCLATURE delle
caratteristiche di CERERE


Elenco dei nomi dei maggiori crateri ed altre caratteristiche di Cerere:
I crateri che troviamo su Cerere, in termini di profondità e di diametro, sono molto simili a ciò che vediamo su Dione e Teti, due satelliti ghiacciati di Saturno che hanno circa le stesse dimensioni e densità di Cerere.
Le caratteristiche sono coerenti con una crosta ricca di ghiaccio.
Alcuni di questi crateri e altre formazioni presenti sulla superficie hanno ottenuto nomi ufficiali, ispirati a divinità provenienti da un’ampia varietà di culture e legate all’agricoltura.

L’Unione Astronomica Internazionale ha recentemente approvato una serie di nomi per le strutture presenti su Cerere.

ELENCO COMPLETO :
LINK : https://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=CERES 

Crateri:
Tra questi ad esempio c’è Occator, il cratere misterioso che ospita le macchie brillanti, con un diametro di circa 90 km e una profondità di circa 4 km. Nella mitologia romana, Occator è il nome di un aiutante di Cerere che si occupava dell’aratura.

( OCCATOR )

Un cratere più piccolo, in cui è presente materiale luminoso e precedentemente chiamato “Spot 1″, è ora identificato con il nome di Haulani, coma la dea delle piante della mitologia hawaiana. Haulani ha un diametro di circa 30 chilometri e i dati di temperatura ottenuti dallo spettrometro ad immagini VIR (Visual and InfraRed Spectrometer) dell’INAF-IAPS a bordo di Dawn mostrano che questo cratere sembra avere una temperatura inferiore rispetto al terreno che lo circonda.

( HAULANI )

( DANTU )

Il cratere Dantu, che prende il nome della divinità ghanese associata alla coltivazione del mais, ha una dimensione di circa 120 chilometri ed è profondo circa 5 chilometri.
Il cratere di nome Ezinu, come la dea sumera del grano, ha più o meno le stesse dimensioni.

( EZINU )

( KERWAN )

Entrambi sono grandi meno della metà di Kerwan, che prende il nome dallo spirito Hopi che presiede la germinazione del mais, e Yalode, un cratere dedicato alla dea africana del Dahomey, adorata dalle donne durante i riti di raccolta. «I crateri da impatto Dantu e Ezinu sono estremamente profondi, mentre i bacini di Kerwan e Yalode mostrano profondità molto minori, il che indica un aumento della mobilità del ghiaccio con le dimensioni e l’età del cratere».

( YALODE )

Poco più a sud di Occator c’è Urvara, un cratere che prende il nome dalla divinità indiana e iraniana delle piante e dei campi. Urvara, con circa 160 km di larghezza e 6 km di profondità, ospita un imponente picco centrale di 3 km di altezza.

( URVARA )

Ahuna mons
Il monte fu scoperto analizzando le immagini fornite dalla missione Dawn, in orbita attorno a Cerere dal 2015. Si stima che la sua altezza media rispetto al terreno circostante sia di circa 4 km e che quella massima, che si registra sul lato più ripido, sia attorno ai 5 km. La circonferenza della base misura circa 20 km.
Il nome del monte è stato scelto per ricordare una tradizionale festività post-raccolto dei Sumi Naga, un gruppo tribale del Nagaland (India).


Hanami planum:
Il nome dell'Altopiano Hanami deriva anche dalla visione giapponese dei fiori di ciliegio.
L'altopiano Hanami è un enorme altopiano che si estende attraverso l'equatore da 46,5 gradi di latitudine nord, 263 gradi di longitudine est, a 14,5 gradi di latitudine sud, 204 gradi di longitudine est.


Niman rupes:
La Niman Rupes è una struttura geologica della superficie di Cerere.
Il nome deriva dal rituale Hopi (SW USA) che termina la stagione della katsina (esseri spirituali), cioè celebra il ritorno dei katsina nella loro casa spirituale a luglio e la loro parte nella fioritura della vita vegetale.

Nabanna fossa:
Prende il nome dalla festa del raccolto del "nuovo riso" nella regione del Bengala (Bangladesh e Bengala Occidentale in India).

Nar Sulcus:
Prende il nome dalla festa azera della raccolta del melograno. Tenuto in ottobre - novembre nella città di Goychay, centro della coltivazione di melograni in Azerbaigian.

Facule:
CEREALIA - Il grande festival nell'antica Roma per celebrare la dea del grano Cerere (8 giorni da metà a fine aprile).
PASOLA - Festival della stagione della semina del riso nell'isola di Sumba (Lesser Sunda Islands, E. Indonesia). (Febbraio marzo).
VINALIA - Festa del vino romano, celebrata due volte l'anno: il 23 aprile quando il nuovo vino veniva degustato e il 19 agosto quando il nuovo vino veniva aperto a tutti.
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SCHEDA RIASSUNTIVA DI CERERE:
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Ridistribuzione dei volatili, guidata dal calore da impatto nel cratere Occator su Cerere, come processo planetario comparativo


P. Schenk , J. Scully , D. Buczkowski , H. Sizemore , B. Schmidt , C. Pieters , A. Neesemann , D. O'Brien , S. Marchi , D. Williams , A. Nathues , M. De Sanctis , F. Tosi , CT Russell , J. Castillo-Rogez e C. Raymond.



Presentazione:

I processi idrotermali negli ambienti da impatto su corpi ricchi di acqua come Marte e la Terra sono rilevanti per le origini della vita. La mappatura del pianeta nano (1) Cerere ha identificato depositi simili all'interno del cratere Occator. 
Qui di seguito mostriamo, utilizzando la topografia e l'imaging stereo ad alta risoluzione di Dawn, che la composizione unica di Cerere ha provocato in un mantello formato da buona parte di acqua solidificata e una zona dove un impatto ha creato un ambiente simile al fango ricco di sale che si scioglie in pozzi endogeni sparsi, difatti, depressioni e tumuli luminosi in superficie sono indicativi di degassamento di sostanze volatili e attività in stile periglaciale durante la solidificazione. 
Queste caratteristiche sono distinte e meno estese rispetto a Marte, indicando che le fusioni nel cratere di Occator possono essere meno ricche di gas o le sostanze volatili parzialmente inibite al raggiungere la superficie.

Introduzione:

I fluidi idrotermali e i depositi nei crateri complessi terrestri sono importanti come potenziali habitat per i termofili sulla prima Terra, e la scoperta di Dawn di depositi idrotermali sul pavimento del cratere Occator e nella fossa centrale di 92 km di larghezza ed in altre posizioni limitate altrove sul pianeta nano, rappresentano un nuovo importante corpo planetario su cui esaminare questi processi. 
L'imaging globale a scale di pixel di ~ 35 m ha rivelato che Occator, è unico tra i crateri maggiori di 50 km su Cerere in quanto le morfologie della formazione originale sono relativamente intatte rispetto ai crateri degradati più vecchiUn ampio deposito sul pavimento lobato planare (LFD) in Occator nella zona sudorientale copre circa il 40% delle unità di pavimentazione , altrimenti collinose e increspate 
Le morfologie LFD a queste scale e la modellazione del riscaldamento da impatto suggerivano la formazione come depositi derivati dall'impatto che ricordano quelli osservati in grandi crateri sulla Luna (ad esempio, Tycho, Jackson) e sulla Terra (ad esempio, Manicougan) o come deflussi vulcanici post-impatto da bacini idrici profondi sotterranei, con importanti implicazioni per la struttura termica e geochimica interna di Cerere. Allo stesso modo, depositi ricchi di sale luminoso (inclusi carbonati di sodio) nella regione centrale della fossa a Cerealia Facula e all'interno dell'LFD a Vinalia Faculae indicavano che fluidi ricchi di sale e carbonati erano esposti sulla superficie in un processo che coinvolgeva fluidi idrotermali derivati dall'impatto o con radici profonde, o entrambi. Tuttavia, i meccanismi fisici mediante i quali, uno qualsiasi di questi materiali sono stati depositati non sono stati risolti a queste scale. 
Gli obiettivi chiave delle osservazioni ad alta risoluzione attraverso Occator (Fig. 1) nella sua seconda missione estesa (XM2) dovevano accertare i meccanismi di posizionamento dei depositi sul pavimento e il ruolo dei volatili nella loro formazione.
Fig.1: Porzione di mosaico Dawn XM2 del pavimento sud-orientale di Occator.
Figura 1
La codifica a colori mostra il rilievo topografico, inclusi i depositi di pavimento lobato planare (LFD) sulla maggior parte della scena che si trova a un'altitudine più elevata all'interno della zona del terrazzo in basso. I quadrati mostrano le posizioni delle Figg. 4 e 5 . Le lettere indicano le posizioni di diverse caratteristiche principali descritte nel testo: (t) blocchi di terrazze parzialmente sepolti da LFD, (s) scarpate rivolte verso l'interno alte 100-200 m, (m) tumuli irregolari, (r) depressioni anulari poco profonde, (rt ) regioni strutturate a corda di LFD, (p) cluster di fossa, (d) campo di manopole scure. La barra della scala orizzontale è 1000 m; la barra della scala di colori verticale mostra 2 km di rilievo. 
La mappa nel riquadro di Occator (b) mostra la posizione della figura.
Qui, testiamo utilizzando dati stereo XM2 e DEM se la migrazione dell'acqua e il congelamento hanno portato a un sollevamento localizzato del ghiaccio e al sollevamento della superficie, se si è verificato il rilascio volatile dovuto alla cristallizzazione delle fusioni e se il deposito di carbonato si è verificato per versamento localizzato di salamoia, a fontana e piazzamento balistico, e / o deposizione in ambienti lacustri transitori o mediante un altro meccanismo. Confrontiamo anche l'impatto preservato e i depositi legati all'idrotermia in Occator formati negli strati esterni salati e ghiacciati (e quindi più umidi) di Cerere, con quelli sulla crosta lunare basaltica e anortosica prevalentemente anidra, la crosta basaltica arricchita di ghiaccio di Marte, e con i depositi idrotermali più erosi nella crosta silicica della Terra arricchita con acqua. Le osservazioni combinate di Dawn indicano una composizione crostale mista per il pianeta nano Cerere. La crosta a bassa densità e ad alta resistenza desunta dalla morfologia del cratere e dal rilassamento topografico è stata interpretata come una miscela di ghiaccio (fino a 40% vol.), Sali idrati e silicati (<20% vol.) E idrati di clatratoI vincoli disponibili indicano che la crosta marziana è prevalentemente basaltica anidra con ~ 5-15% in peso di acqua nella regolite superficiale e una piccola percentuale di acqua sotto forma di minerali idratati e ghiaccio d'acqua fino ad almeno 10 km di profondità, sebbene le concentrazioni potrebbero essere molto più elevate a livello locale. Nonostante il mantello di polvere e la recente formazione di canaloni su pendii ripidi anche in giovani crateri, le trame originali possono essere distinte sui recenti crateri di Marte ben conservati (fig. 2 e 3), il più grande e il più analogo a Occator essendo largo 60 km e il cratere Mojave Sulla Terra, è necessaria una mappatura dettagliata del campo per caratterizzare la deposizione idrotermale a causa dell'erosione pervasiva di crateri complessi più grandi, ma fornisce vincoli critici all'attività idrotermale del sottosuolo


Se Europa Clipper o la missione ESA Ganimede confermano che gli strati esterni di Callisto sono una miscela parzialmente differenziata di ghiaccio e silicati idrati, allora questo corpo potrebbe anche essere un analogo compositivo di Cerere. 
vedi sopra ).
Sfortunatamente, la risoluzione dell'immagine di morfologie crateriche ben conservate su Callisto non è migliore di ~ 125 m / pixel, ma le osservazioni a Occator potrebbero essere rilevanti quando vengono restituiti nuovi dati Callisto.
Fig. 2: Texture del pavimento in Occator e grandi crateri lunari e marziani.
figura 2
Cerere a - c : a depositi di manto di fusione di impatto, formando scarpate sulle creste e sui fianchi delle unità di terrazzo, con frecce che puntano al gap topografico e striature di flusso discendente da destra a sinistra e unità formanti scarpata sul blocco di terrazzo; b depressione ovale con pavimento luminoso, p, e tumulo conico luminoso (freccia bianca) nel pavimento di Occator sudorientale di possibile origine simile a un pingo. I tumuli in basso a destra sono coperti da un'unità resistente (frecce nere). Questo sito è mostrato in maggior dettaglio nella Fig.  4a ; c - unità di flusso increspate lobate all'interno del deposito del pavimento lobato principale, con fossa allungata, p, che passa a fessura allungata, frecce che puntano a depositi poco luminosi e freccia nera all'unità che forma scarpata sul blocco terrazzo. Luna e Marte d - f : d varietà di morfologie del pavimento tipiche dei depositi di riempimento del pavimento lunare: liscia, s; collinare, h; e materiali strutturati r increspati intervallati da tumuli nodosi nel cratere Jackson sulla Luna ( D  = 71 km); e Piani, s; snocciolate, p; e fratturato, f, materiali del pavimento nel cratere Tooting meridionale su Marte ( D  = 28 km); f Materiale del pavimento liscio con tumuli angolari nel cratere marziano Cratere Pangboche ( D = 10 km). Il flusso lobato increspato, f, simili a quelli di Occator c sono arroccati su un blocco di terrazze elevate. Le immagini di Cerere sono state acquisite a scale di pixel di 3,5–8 metri, le immagini di Luna e Marte a ~ 1–5 m. Il nord è in alto in tutte le vedute di Cerere; Le viste Luna / Marte sono state ruotate con il Nord verso il basso per presentare tutte le viste con il Sole a destra dello spettatore.
Fig. 3: Pozzi e depressioni non da impatto sul pavimento di Occator e crateri marziani.
Figura 3
Cerere a - c : una fossa scura di forma irregolare allungata, p, alla base del tumulo del pavimento nel cratere sud occidentale. La freccia indica un tumulo del pavimento crestato di una possibile origine simile a un pingo, sebbene le fosse potrebbero anche essere crateri da impatto successivi; b depressioni sinuose associate a depressioni irregolari senza impatto, p, in LFD in Occator sudorientale, con scarpate basse (frecce), che indicano fronti di flusso locali all'interno della LFD; c fosse di forma irregolare, p e fessure sinuose all'interno dei materiali LFD a nord della fossa centrale di Occator. Marte d - f : d fratturato, f, e materiali del pavimento bucati, p, in un cratere marziano senza nome largo 51 km (10 ° N 94 ° E); emateriali del pavimento lisci, se punteggiati, p, nel cratere Tooting settentrionale su Marte; f bucato e fratturato, f, materiale del pavimento nel cratere Mojave ( D  = 60 km) su Marte. Le immagini di Cerere sono state acquisite a scale di pixel di 3,5–8 metri, le immagini di Luna e Marte a ~ 1–5 m. Il nord è in alto in tutte le vedute di Cerere; Le viste Luna / Marte sono state ruotate con il Nord verso il basso per presentare tutte le viste con il Sole a destra dello spettatore.

Risultati:

Le caratteristiche dei bordi e l'impatto avvolgente si fondono

Sebbene molte caratteristiche del bordo di Occator siano comuni ai crateri lunari, inclusi massi fratturati sul posto e affioramenti di unità coerenti, sporgenze di strati di roccia coerenti e affioramenti luminosi su scala di un metro di possibili carbonati vicino alla cresta del bordo sono distinti da Occator
Ristagni di materiali fangosi solidificati in depressioni chiuse ad altezze differenti all'interno terrazze e al piano unità (Fig. 1), una comune morfologia all'impatto con sciogliere e depositi sulla Luna e Marte, era anche ben documentata in Occator
Unità di mantellatura a bassorilievo e striature discendenti (Fig. 2a) si osservano ora segni indicativi di flusso negli spazi topografici, coerenti con il drappeggio, il flusso discendente e il ristagno locale dei depositi di fusione su gran parte del fondo del cratere, e confermano che questi sono depositi generati dall'impatto. Queste unità di mantellatura spesso formano scogliere alte fino a 10 m dove incontrano pendii ripidi, indicando che queste unità formavano uno strato superficiale coerente e resistente di spessore comparabile.
È probabile che i depositi di fusione generati dall'impatto su Cerere siano molto simili nella composizione alla composizione in massa dei suoi strati esterni : ghiaccio fuso mescolato con sali non fusi e fillosilicati, con frammenti e materiali sia fini che grossolani sospeso e sciolto in una soluzione acquosa e formando una fusione per impatto che è simile al fango per composizione e consistenza. Pertanto, l'impatto su Cerere è probabilmente molto più umido che sui pianeti terrestri. Questi impasti fangosi di salamoia-fangosa da impatto su Cerere saranno stati mobili mentre sono fusi e si comporteranno in modo molto simile ai depositi vulcanici (posti immediatamente in posizione), come recentemente dimostrato sperimentalmente in un contesto di Marte.
Le caratteristiche del flusso lobato sono larghe diversi chilometri e con rilievi da 10 fino a ~ 350 m (Fig.  2c) sono comuni anche in Occator
Le creste arcuate basse sono ora risolte sulla maggior parte di questi lobi di flusso, confermando il flusso laterale diffuso di materiale mobile sul fondo del cratere in particolare nei quadranti nord-est e nord-ovest. Si osservano alcuni lobi che si fondono in unità di flusso più ampie a quote inferiori o si sovrappongono con altri lobi, indicando eventi di flusso sovrapposti ad altri di deposizione quando queste unità più grandi sono state collocate. Questi tipi di lobi di flusso su larga scala più spessi sono significativamente più comuni in Occator che sui pianeti terrestri, dove i flussi di fusione da impatto hanno rilievi molto bassi e dimensioni più piccoleQuesta differenza di morfologia suggerisce che le fusioni da impatto simili al fango in Occator avrebbero potuto avere viscosità effettive di un ordine di grandezza superiore al basalto fuso o all'anortosite, a seconda delle composizioni e delle condizioni di posizionamento che sono attualmente scarsamente vincolate.
L'estesa distribuzione dei materiali di mantellamento e flusso attraverso Occator documentata nei dati della missione XM2 (Figure  2 e 3) è coerente con la rapida collocazione e mobilizzazione di grandi volumi di materiale fuso durante l'evento di impatto. L'interramento delle unità a terrazza nel settore sud-est e i margini di flusso lobato fino a ~ 400 m di spessore lungo il margine settentrionale dell'LFD indicano spessori di> 500 m e ~ 200 km3 di materiale fuso (un volume che non può essere spiegato da un presunto crollo nel picco centrale di Occator). 
Materiali da mantellatura osservati altrove sono molto più sottili, ~ 10 m o meno (Fig. 2). Nel settore sud-est (Fig. 1), cumuli sul pavimento e scarpate sinuose rivolte verso l'interno per 100-200 m sono spesso ricoperti da strati resistenti alla formazione della scogliera (Figg.  1 , 2b e 3) simili a quelli osservati nelle unità mantellate sulle terrazze, suggerendo un rapido raffreddamento e solidificazione dello strato esterno dei depositi mobili da impatto che si sono arenati su terreni alti durante o dopo la collocazione. 
Questo liquame da impatto simile al fango e alla salamoia rivestiva vaste aree, si accumulava in depressioni chiuse e scorreva verso il basso per formare flussi lobati simili a lava, ma ha anche formato rapidamente un guscio superiore congelato e le scogliere resistenti (Figg. 1 - 3), caratteristiche generalmente non osservate sui crateri lunari o marziani.
Il successivo movimento da sud a nord dell'interno ancora fuso del LFD sud-orientale verso il fondo craterico settentrionale per lo più non riempito e depresso potrebbe aver formato le caratteristiche del flusso lobato lungo il margine settentrionale del LFD (Fig. 2). Il ritiro a nord richiederebbe il cedimento del LFD sud-orientale e potrebbe spiegare le scogliere rivolte verso l'interno che parallele al bordo del cratere sud-est e le scarpate del terrazzo (dove le scarpate del terrazzo interrate nel sottosuolo ostacolerebbero il flusso laterale) e le unità resistenti che formano scogliere incagliate sulle cime di molti tumuli (originariamente sepolti sotto il deposito) (Figg. 2 e 3).

Tumuli endogeni

Una questione irrisolta dai dati di mappatura orbitale era se i tumuli sul pavimento di forma irregolare fossero detriti da impatto o fossero correlati alla deformazione locale verso l'alto della superficie a causa dell'intrusione nel sottosuolo e del congelamento del ghiaccio, un processo correlato alla formazione di pingo sulla Terra. I numerosi tumuli osservati nelle immagini stereo XM2 formano massicci conici simili a mesa larghi ≤1750 me alti ≤300 m e di varie forme sparsi per la LFD meridionale. Questi tumuli hanno albedo e strutture superficiali simili ai materiali del pavimento circostanti, indicando che hanno composizioni ed età comparabili. Fratture sommitali o sfiati del tipo osservato sui ping terrestri e relativi alle intrusioni d'acqua in stile periglaciale, al sollevamento e alla frattura non sono conservati sulla maggior parte di questi tumuli, sebbene alcuni tumuli presentino strutture sommitali criptiche (che potrebbero anche essere crateri da impatto post-formazione). La maggior parte dei tumuli del pavimento di colore neutro di forma irregolare assomigliano quindi ai tumuli del pavimento osservati su crateri freschi più grandi sulla Luna (dove il ghiaccio non si trova in quantità significative) e su Marte (Figure  2 e 3) e sono più probabilmente grandi detriti frammentari da impatto pile confinate con materiali LFD a bassa viscosità posizionati rapidamente.
Un sottoinsieme di piccoli tumuli arrotondati e conici <300 m sono sparsi su Occator (molto ~ 5% di tutti i cumuli) (Figg.  2 e 3) sono luminose rispetto ad altri materiali cratere e può avere un colore più giallastro rispetto a altri materiali luminosi sul pavimento. Questi cumuli potrebbero essere mucchi di detriti di piccolo impatto composti in parte da materiale ricco di carbonato, ma le loro forme coniche e la colorazione insolita indicano che sono i migliori e gli unici candidati per il sollevamento della superficie in stile periglaciale post-pavimentazione per intrusione o espansione di materiale ricco di carbonato dal basso. Alcuni di questi tumuli luminosi presentano anche vaiolature criptiche o interruzioni della superficie che potrebbero essere una frattura della sommità in stile pingo, ma è difficile distinguere queste piccole caratteristiche dagli effetti dell'erosione o dai piccoli crateri post-formazione.

Pozzi e depressioni endogeni

L'espirazione e il rilascio di sostanze volatili espulse dalla soluzione sul fondo del cratere e dai depositi di fusione quando il riscaldamento da impatto diminuiva era previsto a causa dell'elevato contenuto volatile degli strati esterni di Cerere e dei depositi di impatto derivati. Grandi depressioni arcuate che attraversano Occator sono ora risolte come depressioni a forma di V nettamente definite che tagliano trasversalmente tutte le caratteristiche e si pizzicano e si gonfiano da circa 0 a ~ 250–350 m di larghezza su distanze simili, formando profonde fosse ovali allungate in alcune aree. Le immagini di  Dawn XM2 risolvono i solchi stretti iniziali non modificati di ~ 10-20 m di larghezza collegando i segmenti di canale più larghi con bordi taglienti, dimostrando che le depressioni iniziano come fratture strette con poca dilatazione che vengono successivamente allargate da uno spreco di massa non uniforme. 
I grandi volumi di queste strutture indicano una significativa perdita di volume. In molti casi il fondo delle depressioni mostra una singola fila di pozzi molto piccoli <10 m di larghezza, compatibile con il drenaggio della regolite nei vuoti di frattura sottosuperficiali sotto modesta dilatazione, o con lo sfiato dei volatili dalle fratture più profonde.
Depressioni a forma di anello anormalmente basse fino a ~ 1 km di diametro (Fig. 1) comuni nella parte meridionale del cratere sono risolti fino a ~ 10 m dimensioni e sono (con poche eccezioni) non più di poche decine di metri di profondità. 
La formazione di crateri secondari sullo stesso Occator è stata dimostrata numericamente e documentata in conteggi crateri
Da ciò, sosteniamo che molte di queste depressioni anulari poco profonde sono crateri secondari che si sono formati rapidamente, cioè prima che i materiali LFD più spessi potessero cristallizzarsi completamente in formazioni solidificate, contaminando così le statistiche dei crateri. Le morfologie degli anelli superficiali di questi insoliti crateri sono anche coerenti con gli esperimenti di impatto sui fanghi viscosi di argilla-acqua.
L'età dedotta di Occator va da pochi a circa 20 milioni di anni. Tuttavia, tutte le unità del pavimento sono ampiamente scavati in piccole depressioni approssimativamente circolari <500 m (figg.  2 e 3 ) che potrebbe essere sia da impatto o rilascio volatili da una sacca liquida interna (che comporterebbe un'età inferiore e una molto più ampia attività endogena). La maggior parte di queste depressioni sono di forma ampiamente circolare, distribuite in modo ubiquitario e seguono ripide distribuzioni delle dimensioni della legge di potenza e si deduce che siano crateri generali post-impatto, sebbene ammettiamo che i pozzi esplosivi circolari potrebbero essere difficili da distinguere dai crateri da impatto regolari a queste scale .
I casi limitati di vaiolatura endogena definitiva di forma irregolare senza impatto sono ora risolti in Occator (Figg.  1 - 4 ). Questi assumono la forma di depressioni ovoidali a forma di rene <250 m di larghezza in posizioni ampiamente sparse sia sui depositi LFD che sul pavimento collinoso (Figure  3 - 5). Queste forme sia singolarmente o in gruppi (figg.  3 - 5), sono profondi o molto poco profondi e sono distinti dagli anelli circolari poco profondi e dai crateri di fondo descritti sopra in virtù delle loro forme non circolari, della vicinanza a depressioni sinuose sul LFD descritto di seguito o dell'associazione geologica con una rete di fratture simile a una ragnatela ( suggerendo un sollevamento localizzato o un'interruzione della superficie (p. es., Fig.  5 )). Altri esempi sono caratterizzati da macchie luminose o depositi sui loro piani (Fig.  4 ). 
Queste caratteristiche distintamente non circolari sono probabilmente formate dal rilascio volatile o dal deflusso tardivo nel raffreddamento del fondo del cratere e dai depositi del pavimento quando il calore residuo da impatto decade a seguito del principale evento di riscaldamento da impatto.
Fig.4: Elemento ovoidale e tumulo luminoso su depositi di pavimento lobato del cratere Occator.
Figura4
Mosaico XM2 a , b , DTM derivato stereo XM2 ( c ; mostrato come codifica a colori del mosaico; la scala dei colori mostra 250 m di rilievo) e profili topografici d , e lungo le linee mostrate nel pannello centrale. La caratteristica ovoidale è una struttura ovoidale larga 0,3 per 0,15 km adiacente alla scarpata sinuosa in LFD (16,9 ° N, 242,0 ° E) e una barra orizzontale nei profili. L'inserto a mostra una vista con contrasto migliorato di più punti luminosi all'interno della struttura ovoidale e di un tumulo luminoso adiacente con colore relativamente giallastro. La struttura ovoidale si trova su un rialzo molto basso e potrebbe essere stata sollevata. Tumuli conici e nodosi fiancheggiano la scarpata su entrambi i lati. a e b sono composizioni di colore generate assegnando rispettivamente 965, 749 e 555 immagini di filtri FC ai canali RGB.
Fig.5: Grappolo di fosse ovoidali sull'unità di pavimento irregolare del cratere Occator.
Figure5
Mosaico XM2 (in alto), DTM derivato stereo XM2 (al centro; mostrato come codifica a colori del mosaico; la scala dei colori mostra 250 m di rilievo) e il profilo topografico (in basso) lungo la linea mostrata nel pannello centrale. Mosaico e topografia di pozzi a grappolo in materiale del pavimento collinoso e increspato adiacente a LFD nell'Occatore sudorientale. Questi pozzi sono insolitamente profondi per le loro dimensioni e sono associati a depressioni sinuose interconnesse e quindi non a crateri secondari. Gli estremi di elevazione sono saturati in questa visualizzazione per evidenziare il rilievo delle fosse.
Prima della missione XM2 è stata anche considerata la formazione di canali di flusso da parte di fluidi ricchi d'acqua o fanghi sul fondo del cratere durante il degassamento di acqua liquida sulla superficie, ma le immagini attuali rivelano numerose depressioni sinuose di ≤100 m di larghezza e fino a 7 km di lunghezza (Fig.  3) che sono molto diverse in dimensione e morfologia da quelle che attraversano il fondo del cratere. 
Alcune delle depressioni sinuose devono essere fratture poiché la stereoscopia rivela che attraversano prominenti rilievi topografici con gradienti di pendenza diversi o tagliano unità adiacentiQueste sono probabilmente correlate alla contrazione o al sollevamento del deposito LFD e del fondo del cratere durante il raffreddamento e la solidificazione post-impattoAltre depressioni sinuose si trovano all'interno delle unità LFD planari (Fig.  3 ) e potrebbero essere associate al processo di posizionamento mediante contrazione del raffreddamento, frattura di uno strato esterno durante il flusso laterale o al flusso del fluido superficiale e all'erosione. 
In molti casi, queste depressioni sinuose hanno modelli di ramificazione spazialmente associate ad una o più di queste fosse endogene descritto sopra, e sono affiancati da bassi livelli di scarpata (Fig.  3), eventualmente implicando un rilascio di sostanze volatili dal sottosuolo e il deflusso di quantità minori di post-posizionamento che si sono sciolti attraverso sfiati e fessure superficiali.
I piccoli pozzi endogeni irregolari, le cupole, e le anguste depressioni sinuose, sono sparse ovunque all'interno Occator (Figg. 2 - 5) , ma sono rari in crateri lunari o marziani. 
Le fosse endogene sul pavimento di Occator sono distinte dalle fosse molto più grandi e abbondanti all'interno dei depositi di fusione dei crateri marziani e vestani ben conservati più grandi (Fig.  3 ). Le fosse marziane e vestane sono abbondanti e solitamente strettamente distanziate (Fig.  3 ), a formare pareti contigue in stile nido d'ape e sono attribuiti a bocchette esplosive dal rilascio di sostanze volatili
Sebbene alcuni siano crateri secondari erroneamente classificati, pozzi su larga scala sostanzialmente simili agli esempi marziani si verificano nei grandi crateri di Cerere, come Ikapati e Haulani, e forse altrove. La mancanza di vaiolatura di questo tipo in Occator e in molti altri grandi crateri suggerisce un'eterogeneità di composizione nella crosta cereana o differenze nelle condizioni di impatto come la velocità.
I pozzi endogeni e i cluster di fosse, le depressioni sinuose non tettoniche e forse le zone luminose all'interno della LFD ed i materiali da pavimentazione dei crateri adiacenti (Fig. 2 - 5) sono coerenti con il continuo rilascio di sostanze volatili da sotto il fondo del cratere. La cristallizzazione del liquame da impatto in Occator probabilmente coinvolgeva sedimenti che uscivano dalla sospensione oltre a sali e ghiaccio che uscivano dalla soluzione, creando fluidi e gas secondari che potevano essere estrusi sulle superfici LFD per formare alcune delle vaiolature locali e forse alcune delle depressioni sinuose e delle zone più luminose. Anche il raffreddamento e la cristallizzazione dei materiali riscaldati per impatto al di sotto del fondo del cratere possono aver condotto i volatili sulla superficie.
Nonostante la grande estensione, lo spessore e l'elevato contenuto volatile dedotto di questi depositi di riempimento della pavimentazione, né i tumuli endogeni né i pozzi sono morfologie dominanti sul pavimento di Occator. 
Questa differenza comparativa con i molto più grandi e densamente distanziati nei piani dei grandi crateri marziani (Fig.  3) suggerisce che la loro formazione può essere inibita in Occator e forse pure altrove su Cerere, generalmente rispetto a quelli su Marte
Queste differenze potrebbero essere correlate all'abbondanza di fillosilicati negli strati esterni di CerereIpotizziamo che l'ampia scogliera formata di strati  di 10 di metri di altezza su superfici superiori delle mantellature da impatto con un fluido fangoso su tutti i LFD e le terrazze di Occator (figg.  1 - 3) possono essere strati ricchi di argilla che si sono formati dopo il raffreddamento e la solidificazione delle fusioni da impatto e la superficie del cratere. Questi strati resistenti simili al fango possono aver avuto una permeabilità relativamente bassa e potrebbero aver inibito l'accesso dei volatili alla superficie rispetto a Marte, tranne dove localmente violati. 
Come unità di superficie esposte allo spazio, esse si sono probabilmente cristallizzate rapidamente durante il congelamento rapido delle superfici superiori della massa fusa pervasiva. L'espressione limitata delle caratteristiche di rilascio volatile attraverso il pavimento ricco di sostanze volatili di Occator potrebbe essere dovuta a :
(1) solo piccole quantità di sostanze volatili espulse dalla soluzione e sulla superficie durante la solidificazione dei depositi di fusione e il raffreddamento dell'interno, 
(2) le sostanze volatili rimanenti dove si sono accumulate all'interno dei depositi di fusione per impatto e / o (3) strati superficiali che impediscono loro di accedere alla superficie.

Depositi idrotermali di carbonato a Vinalia Faculae

Le circa 10 concentrazioni distinte o zone luminose di Vinalia faculae sul LFD orientale corrugato (Fig. 6) sono la manifestazione più evidente e lateralmente vasta di ridistribuzione volatili all'interno Occator , depositi sul pavimento, ovvero rideposizione idrotermale di sali e carbonati . Nonostante esposizioni nel sottosuolo ben documentate di fratture idrotermali e condotti su crateri terrestri erosi, questi depositi non hanno analoghi diretti di superficie sui pianeti terrestri, probabilmente a causa dei processi di degrado superficiale prevalenti su Marte e sulla Terra. I meccanismi di posizionamento superficiale dei carbonati sono correlati ai serbatoi e ai condotti sotterranei e forniscono un test chiave di come i sistemi idrotermali funzionano sui corpi extraterrestriLe ipotesi includono :
(1) infiltrazione di salamoia attraverso innumerevoli piccoli sfiati (su scala di un metro), (2) fontane energetiche con getti balistici, e / o (3) precipitazione e sedimentazione di depositi minerali in ambienti lacustri statici se transitori. 
Anche la durata del posizionamento è importante in quanto durate di cicra 10 milioni di  anni o più richiederebbero serbatoi profondi, ma periodi più brevi implicherebbero serbatoi poco profondi come lo stesso LFD, a causa dei tempi limitati su cui il calore residuo di impatto rimarrebbe.
Fig.6: Topografia e morfologia dei depositi carbonatici lucidi in Vinalia Faculae.
figure6
a DTM ad alta risoluzione di LFD settentrionali derivato dall'imaging stereo Dawn XM2. Prospetti mostrati in grigio (scuro = basso). b Stessi dati di elevazione mostrati con codice colore per l'elevazione (blu = basso, rosso = alto) combinati con il mosaico XM2 ad alta risoluzione della stessa area, in scala da −250 a +250 m. 
Le principali concentrazioni di depositi di carbonato o centri luminosi sono etichettati a - j .
In Vinalia faculae i depositi luminosi hanno rapporti topografici complessi (figg. 6 e 7) con le LFDs della zona orientale del pavimento di Occator in cui si sono formate. 
Questi LFD a nord, costituiti da forme allungate e strettamente distanziati , e creste triangolari di 50-125 m di ampiezza che formano depressioni chiuse irregolari tra loro (Fig. 1 e 6). I principali centri luminosi di Vinalia faculae (a-j in Fig. 6) si risolvono in nuclei centrali luminosi che si classificano verso l'esterno in un ameboide discreto progressivamente più piccolo o in chiazze simili a nastri di poche decine di metri di larghezza decrescente. Le chiazze più piccole spesso riempiono depressioni locali nel LFD ma attraversano anche le cime o i fianchi delle creste topografiche o seguono le valli verso l'alto (Figg. 6 - 8). Migliaia di punti luminosi circolari più piccoli di diametro <10 m sono dispersi sulle superfici di queste macchie più grandi e sullo stesso LFD.
Fig.7: Topografia delle principali chiazze luminose a Vinalia Faculae.
Figure7
a - c Mosaici digitali colorati delle principali macchie luminose, codificati a colori per l'elevazione (i blu sono bassi, i rossi sono alti; vedere la Fig.  6 per la scala dei colori). Le etichette interne si riferiscono ai centri luminosi dei depositi descritti nel testo. Centri luminosi etichettati a - c sono controllate da topografia locale; il centro f presenta un anello scuro, il centro g è il deposito più esteso e contiguo e il centro i segna la posizione della cupola costruttiva putativa a 20,36° N, 243,0° E (freccia). Vedere anche la Fig. 3 supplementare  per le viste stereo, inclusa la cupola i . d - Profili topografici (linee nere) e luminosità (linee rosse) su diversi centri luminosi all'interno di Vinalia Faculae. Il profilo d evidenzia la correlazione della topografia bassa con i depositi luminosi al centro c in un tipico centro luminoso occidentale. Il profilo e evidenzia l'anello scuro e la topografia bassa associata al centro di f . 
La barra orizzontale nel profilo c indica l'estensione laterale della depressione luminosa e in e indica l'estensione dell'anello scuro. La freccia nel profilo f indica la posizione della piccola cupola nel centro luminoso i .
Fig. 8: Strutture superficiali all'interno di depositi luminosi di Vinalia Faculae.
figura 8
Frecce luminosi in a indicano stretta nastriforme depositi riempimento depressioni locali o costolature di attraversamento all'interno Vinalia faculae centro luminoso c in Fig. 6b (vedi anche complementare Fig. 16 per le immagini stereo) e restringere trogolo sinuoso e box in b che erano attivi dopo luminosa i depositi sono stati collocati all'interno del centro luminoso g in Fig.  6b ). Le frecce scure evidenziano alcuni dei più grandi dei tanti piccoli crateri sulla superficie dei carbonati luminosi. Le aree sono ingrandite dalla Fig. 6b , senza codifica a colori.
I centri luminosi occidentali e meridionali più luminosi formano modelli lobati o ameboidi irradianti di circa 1 km di diametro che sono fortemente controllati dalla topografia locale (centri (a – d) nelle figure 6 e 7). Questi depositi si allineano ma non riempiono topograficamente diverse depressioni LFD tra le creste più grandi da 0,25 a ~ 1 km (centri (a – d) e (h) e (j) nelle Figure 6 e 7). La somiglianza in profondità con le depressioni adiacenti non rivestite indica spessori di deposito non superiori a pochi metri, coerenti con le stime basate su misurazioni di crateri con pavimento scuro
Nella Vinalia Faculae centrale, i due centri luminosi più grandi sono risolti come depositi contigui più ampi di 2-3 km di diametro (centro (e) nelle Figure 6 e 7), che coprono livelli topografici alti e bassi. 
Questi punti più grandi hanno anche un rilievo ondulato che indica il mantellamento della topografia LFD, classificandosi nei modelli ameboidi descritti sopra. Questo modello generale (Fig. 6) suggerisce che i centri luminosi periferici (a – e) e (h - j) erano meno vigorosi dei centri luminosi più grandi (f) e (g).
La diminuzione radiale verso l'esterno di questi depositi suggerisce che la deposizione attiva in ogni centro luminoso si sia contratta verso l'interno con il tempo, con i depositi più esterni che sbiadiscono in luminosità a causa dell'esposizione allo spazio. 
I numerosi punti circolari più piccoli di ~ 10 m indicano che le fasi successive della deposizione erano dominate da sorgenti puntiformi. Sebbene i nuclei dei centri luminosi occidentali e meridionali siano confinati in depressioni topografiche chiuse (centri (a – d) nelle figure 6 e 7), le macchie più piccole nelle periferie esterne dei principali centri luminosi si trovano su vari pendii o sommità delle creste. In alcuni casi, si verificano su un lato di una cresta ma non sull'altro. 
Le associazioni topografiche complesse e incoerenti, sono privi di un grande singolare sfiato o sorgente presso i centri più luminosi di Vinalia faculae (figg. 6 e 7) ed sono più coerenti con deposizione di carbonato tramite infiltrazioni in superficie e sversamento di salamoia da in innumerevoli bocche sottomarine all'interno dell'LFD, e ampiamente coerente con i casi di depositi idrotermali sulla Terra
Quei siti superficiali con bassi tassi di infiltrazione hanno formato piccoli punti luminosi isolati o nastri discendenti dove il flusso persisteva, quelli con velocità o volumi più elevati hanno portato a formazioni superficiali di carbonato più estese e coalizzate mentre il flusso di fluido e la deposizione si sono diffusi lateralmente. 
Le zone centrali potrebbero anche essere fomate da più bocche contigue se ci fossero più sfiati in queste regioni.
Le caratteristiche costruttive dovute all'attività idrotermale (es. Terrazze di travertino) mancano o non sono risolte. L'insolito anello scuro al centro della zona luminosa (f) (Fig. 6 e 7) è un candidato sfiato su scala più grande. 
L'anello scuro è associato con poche fosse di qualche decina di metri che fiancheggiano in profondità una zona a bassa luminosità, nessuna delle quali, tuttavia, sono distinte topograficamente o morfologicamente dalle molte creste simili e depressioni LFD (Fig. 6). La migliore e unica altra caratteristica candidata in Vinalia faculae è una piccola cupola di 25 m di altezza e altre 140 cupole lobate al centro di un livello di 340 m di depressione nel centro luminoso (i) (figg. 6 e 7), che suggerisce l'estrusione o l'accumulo di una piccola quantità di nuovo materiale in una fossa superficiale o di impatto; tutti gli altri sono stati distrutti.
Il degassamento di questi fluidi nel vuoto dello spazio ha probabilmente provocato una rapida precipitazione dei carbonati e dei sali sospesi e disciolti direttamente sulla superficie. Fontane e deposizioni balistiche di carbonati in punti individuali non sono esclusi dalle osservazioni della missione Dawn-XM2 ma c'è poca o nessuna evidenza osservativa che si sia verificato in modo esteso. 
La distribuzione di piccoli punti luminosi e i rivestimenti superficiali sui pavimenti di depressioni chiuse, i fianchi di alcune creste e le sommità di altre, e la formazione di depositi nastriformi a scala di un metro, non sono coerente con le sorgenti balistiche direzionali (es. Fontanelle) maggiori di pochi metri in scala. Sebbene la sedimentazione lacustre all'interno di depressioni chiuse sia suggerita anche dalla formazione di alcuni depositi sui pavimenti delle depressioni LFD inter-crinali (e in effetti piccoli ristagni locali di salamoie possono essersi verificati per periodi molto brevi prima dell'ebollizione), la formazione di macchie più piccole sulla sommità delle creste (Fig. 7) e sulla cresta più ampia che formano i centri luminosi orientali (Figg. 6 e 7) suggeriscono anche che un ambiente lacustre non era richiesto per la formazione di carbonati nella maggior parte dei casi.
Queste osservazioni suggeriscono anche che il sottosuolo al di sotto dei principali centri luminosi di Vinalia Faculae fosse più densamente fratturato e permeabile, consentendo ai fluidi un accesso più facile alla superficie che altrove in Occator. L'interazione tra gradienti idraulici sotterranei asimmetrici lateralmente nei regimi di flusso di salamoia radiale e l'aspra topografia locale accoppiata con fontane altamente localizzate e sporadiche può spiegare le distribuzioni asimmetriche dei pendii e le complesse relazioni topografiche dei carbonati in molte località.
L'età e la durata della deposizione dei carbonati a Vinalia Faculae sono difficili da conteggiare, ma la durata suggerita di 2 milioni di anni di postazione è probabilmente non supportata a causa delle grandi incertezze associate all'ottenimento di conteggi affidabili di piccoli crateri nelle superfici giovani, specialmente in aree così piccole in alti terreni di contrastoPiccole buche <60 m coprono densamente le superfici dei depositi luminosi (Fig. 8). Sebbene alcuni dei pozzi sulla superficie dei depositi di carbonato potrebbero essere pozzi endogeni legati al rilascio di sostanze volatili portatrici di carbonato sulla superficie, la stragrande maggioranza sono circolari e probabilmente di origine da impatto e simili nell'aspetto agli innumerevoli crateri sul LFD, con solo rari esempi che esibiscono forme non circolari. Supponendo che la maggior parte di queste depressioni circolari siano correlate all'impatto, le nostre densità di crateri nell'LFD indicano un'età di ritenzione del cratere compresa tra 4 e 8 milioni di anni, che può anche indicare un'età di formazione del cratere poiché questi sono probabilmente prodotti di fusione da impatto.La densità dei crateri per i centri di carbonati luminosi VF (c, g, h) e (Figg. 6 e 8) indicano ~ 4 milioni di anni. Entrambi i gruppi sono sostanzialmente coerenti con l'età segnalata, ma con incertezze formali di almeno 0,5 milioni di anni, le età stimate sui depositi di VF sono statisticamente indistinguibili da quelle osservate nei depositi di LFD vicini
Solo la densità dei crateri nel centro luminoso (i), dove la si trova la cupola costruttiva (fig. 6), erano significativamente inferiori, suggerendo un'età di ~ 2 ± 0,2 milioni di anni per questo specifico centro luminoso. 
Il significato anche di questa differenza è dubbio poiché i depositi di carbonato di spessore <10 m formati da infiltrazioni superficiali mantengono i crateri più grandi di ~ 10 m (il nostro limite di conteggio) e il grado di cancellazione del cratere può essere localmente variabile. Inoltre, più di questi crateri potrebbero essere endogeni di quanto si supponga. Pertanto, il conteggio dei crateri in questi depositi riflette probabilmente una combinazione di crateri formati prima, durante e dopo la deposizione di carbonati e suggerisce un periodo di formazione prolungato ma indeterminato per i carbonati a VF.
Le immagini XM2 chiariscono ulteriormente la complessa relazione tra le lunghe canalette arcuate del pavimento e i carbonati.
L'esposizione di depositi lucidi lungo alcune pareti di frattura confermano ulteriormente che i depositi di carbonato sono depositi superficiali di spessore non più di 3–5 m
Si può vedere che i depositi di carbonato si spostano verso il basso a causa della perdita di massa lungo alcune pareti di frattura sotto forma di nastri stretti
Nonostante ciò, non osserviamo alcuna prova che i carbonati siano stati estrusi dall'interno delle fratture e la maggior parte dei carbonati non sono associati ad alcuna struttura risolvibile (sebbene il fondo del cratere sia probabilmente densamente fratturato e questi probabilmente erano i principali condotti per i fluidi idrotermali all'interno di Occator).
Ben conservate, giovani e brevi, strette depressioni sinuose (figg. 2c, 3b e 8) tagliano i depositi di carbonato in alcuni punti. Sebbene alcuni carbonati potrebbero anche essere stati depositati su questi avvallamenti dopo che si sono formati, la loro nitidezza morfologica suggerisce che si siano formati dopo che la maggior parte dei depositi era a posto. La sequenza di formazione dedotta a Vinalia Faculae è :
(1) posizionamento di LFD, 
(2a) formazione di fratture arcuate strette in gran parte di Occator, inclusa l'area di Vinalia Faculae, 
(2b) formazione di carbonati per infiltrazione di salamoia (sia la frattura che la infiltrazione possono avere è stata prolungata per un periodo incerto e probabilmente è iniziata immediatamente dopo (1)), 
(3) l'allargamento delle fratture arcuate per formare le depressioni pizzicanti e rigonfie, 
(4) la formazione di depressioni sinuose minori in fase avanzata (Fig. 6 e 8).

Ridistribuzione volatile guidata dall'impatto: confronti planetari

Somiglianze e differenze di morfologie e distribuzioni di impatto come scioglimento di depositi e rideposizione idrotermale minerale sulla Luna, Terra, Marte e Cerere (figg. 2 e 3) sono dovute a differenze di composizione e condizionidi dell'impatto. Ristagni d'impatto correlate a fango da LFDs nelle depressioni chiuse nell'area è simile a quella osservata nei crateri complessi lunari e marziane e si è stabilito che lo scioglimento da calore da impatto sono state ampiamente distribuite attraverso Occator (figg. 1 - 3). Le morfologie dei depositi da impatto incontaminati variano anche all'interno dei singoli crateri complessi lunari (ad esempio, Jackson, Ohm, Lowell, Rutherford e Tycho). Questi prendono la forma increspata e corrugata o liscia pianura, ciascuna delle quali trovano analoghi a Occator (figg. 1 - 3). 
Le piccole cupole più luminose sparse sul pavimento di Occator sono distinte da Cerere, tuttavia, e indicano l'attività idrotermale post-posizionamento o almeno l'esposizione di materiali ricchi di carbonato distinti mediante sollevamento localizzato, e la migliore prova per l'attività periglaciale post-impatto su il piano di Occator (Fig. 4).
Osserviamo diversi stili di deformazione correlata ai volatili sul pavimento di Occator. I lobi con flussi di > 100 m di spessore e larghezza di alcuni chilometri fluiscono ai margini di Occator (Fig. 2) non sono comuni nei crateri lunari o marziani, e sono probabilmente legati al fango unico come la composizione della fusione per impatto su Cerere che forma un materiale più viscoso o soffocato dai detriti. Gli spessi margini di questi flussi più grandi possono indicare reologie analoghe ai ghiacciai rocciosi ricchi di ghiaccio terrestre. Circa il 5-10% dei crateri marziani recenti, come Pangboche (Fig. 2f), Mostrano una morfologia lunare, comprese le increspature con flusso lobate analoghe a quelle in Occator (Fig. 2), ma è assente la vaiolatura sul pavimento e i depositi delle eiezioni stratificate indicative della presenza di volatili
Questi crateri marziani si trovano normalmente a quote più elevate dove si deduce che il contenuto di ghiaccio nel sottosuolo è inferiore e illustrano il ruolo potenziale della composizione nel modulare le morfologie dei crateri.
Le reti di fratture localmente dense osservate in crateri complessi sulla Luna e su Marte (Fig. 3) non trovano analoghi diretti in Occator. L'espansione del volume dovuta al congelamento dell'acqua su Cerere può mitigare la frattura da contrazione da raffreddamento osservata in alcuni crateri lunari. Alcune delle strette depressioni sinuose sono estranee al LFD di Occator e (figg. 2 e 3) sono probabilmente correlate a fratture a causa della regolazione gravitazionale del fondo del cratere, ma altri sono associati con piccoli pozzi e sottili strati di lava secondaria al flusso fangoso (Fig. 3b) e probabilmente rappresentano le modifiche della superficie a causa del rilascio volatile e della mobilizzazione dei fluidi associati ai grandi volumi di fusione da impatto e possono essere peculiari di Occator.
I fluidi idrotermali e i depositi nei crateri complessi terrestri sono concentrati come sistemi di cavità e vene all'interno e prossimalmente al sollevamento centrale (corrispondente ai depositi luminosi a Cerealia Facula), all'interno dei materiali del pavimento del cratere (compresi i fusi) e lungo le faglie che definiscono l'esterno blocchi terrazzaLa mineralizzazione dipende dalle litologie target e con profondità al di sotto della superficie, e precipitati a temperature più elevate si verificano in profondità sui corpi planetari, incluso probabilmente Cerere. 
I depositi di Vinalia faculae (figg. 6 e 7) sono troppo distanti ed è improbabile che siano correlati ai sistemi venosi di stile terrestre associati ai bordi distali (sepolti) del sollevamento centrale di Occator. Perché si verificano solo nella parte orientale (e possibilmente più spessa) del settore del vasto LFD, questo rimane poco chiaro, ma i dati XM2 rivelano che non sono direttamente derivate dalle vecchie fosse arcuate e strette (Fig. 6 e 7) e non v'è alcuna prova per il controllo strutturale per la maggior parte dei depositi. Piuttosto gli innumerevoli piccoli punti luminosi (che si fondono nei grandi centri luminosi (a-j)) e le complesse relazioni topografiche dei depositi LFD zigrinati (Fig. 7) indicano che i carbonati di Vinalia Faculae sono probabilmente formati da infiltrazioni di salamoia attraverso innumerevoli piccole prese d'aria, possibilmente da sotto lo stesso LFD.
In contrasto con i sistemi di impatto idrotermali ben mappati in corrispondenza di grandi crateri complessi sulla Terra, l'assenza di depositi di carbonato o caratteristiche endogene lungo le basi delle terrazze delle pareti del bordo o attraverso la maggior parte del fondo del cratere (eccetto Vinalia Faculae) confermano che la zona di attività idrotermale al di sotto di Occator era molto più ristretta centralmente, o che le sorgenti del muro del bordo erano state chiuse presto e tutti i depositi di carbonato brillante lì erano sbiaditi. 
La concentrazione della deposizione di carbonato più densa nella dozzina di centri luminosi più importanti a VF suggerisce che i volumi di salamoia potrebbero essere stati limitati o originati in profondità nella crosta, portando a centri di flusso focalizzati. 
Il ruolo potenziale dei serbatoi crostali idrotermali più profondi piuttosto che la mobilizzazione dei fluidi nei serbatoi di fusione da impatto sotterraneo in rapido raffreddamento dipende in gran parte dall'età di questi depositi. 
Sfortunatamente le incertezze attualmente associate alle determinazioni dell'età dal conteggio dei crateri sui depositi come descritto sopra sono sufficientemente grandi che la durata della formazione del carbonato rispetto ai terreni su cui si sono formati potrebbe essere entro i limiti del milione di anni imposti dal raffreddamento dei serbatoi di fusione per impatto o fino a pochi milioni di anniSe altre linee di prova siano sufficienti per richiedere un serbatoio profondo e duraturo richiede ulteriori studi.

Discussione:

Le differenze nella morfologia superficiale dei depositi da impatto su Cerere rispetto alla Luna e Marte mostrate qui devono essere correlate alla maggiore frazione di sali e ghiaccio d'acqua negli strati esterni di Cerere e alle diverse condizioni di impatto su Cerere (compreso ~ 40 K temperature più basse vicino alla superficie e 5-15 volte inferiore è la gravità superficiale, oltre ad un fattore ~ 2 velocità di impatto medie inferiori), che si traducono in velocità di riscaldamento inferiori per un proiettile di dimensioni date su Cerere rispetto a Marte o Terra . 
Questi livelli di riscaldamento da impatto inferiori precludono la fusione dei silicati su Cerere, con conseguente depositi fangosi che si comportano come flussi vulcanici e può portare a una distribuzione più concentrata al centro dei fluidi idrotermali e delle precipitazioni superficiali di sale / carbonati rispetto a quelle osservate su materiali e strutture derivati dall'impatto sulla Luna, Terra e MarteI pozzi e i gruppi di pozzi, la sottile lava di fango che scorre, e le depressioni sinuose osservati nell'ambito delle LFDs densi e altri materiali da pavimentazione in Occator sono entrambi meno comuni e sono diversi nell'espressione a quelle all'interno crateri lunari e Marziani (ad esempio, Figg. Irregolare 2 e 3). 
La presenza in Occator è di pozzi endogeni più piccoli e ampiamente sparsi, piuttosto che i numerosi pozzi più grandi e ravvicinati su Marte e Vesta (Figg. 1 - 3) è curioso considerando il contenuto volatile che è superiore sulla crosta Cerere (fino al 60% di ghiaccio e clatrati contro un ≤10% ghiaccio per Marte). 
La rapida formazione di una vasta scogliera (figg.  2 e 3) che si genera poiché gli strati superficiali possibilmente a bassa permeabilità durante la cristallizzazione iniziale dei depositi di fusione possono aver parzialmente inibito l'accesso di fluidi volatili alla superficie rispetto ai crateri marziani durante le fasi prolungate di raffreddamento e solidificazione. In alternativa, i componenti della crosta a bassa temperatura possono essere vaporizzati più facilmente o rilasciati in modo più esplosivo su Marte che su Cerere, oppure l'acqua potrebbe essere rimasta sequestrata più ampiamente su Cerere che su Marte (dove forse <3% in peso si deduce che si trova in minerali idrati tranne nelle aree polari). Se materiali condritici, inclusi i silicati idrati, sono abbondanti sulla superficie di Callisto, le velocità di impatto più elevate possono anche provocare la ridistribuzione del fluido idrotermale e la formazione di precipitati di sali paragonabili a Marte o Cerere all'interno di crateri di fossa centrale freschi più grandi anche su grandi satelliti ghiacciati.
In definitiva, mostriamo che i depositi legati all'impatto sul pavimento del giovanissimo cratere Occator su Cerere mostrano morfologie distintive indicative del rilascio volatile dovuto allo scioglimento e al ricongelamento del ghiaccio d'acqua durante e dopo l'impatto che lo ha formato. 
Queste caratteristiche includono fosse ovoidali e sigmoidali e grappoli di fosse, depressioni sinuose, tumuli bassi e luminosi. 
I depositi di carbonato a Vinalia Faculae si sono rivelati essere spessi solo pochi metri e controllati dalla topografia locale dei materiali del pavimento increspato su cui si sono formati. 
La complessa relazione di questi depositi con la topografia è coerente con l'effusione di salamoia idrotermale e la precipitazione di carbonati in innumerevoli piccole prese d'aria, che si coalizzano in diversi centri più grandi. Queste morfologie sono sostanzialmente diverse da quelle osservate nei grandi crateri marziani.

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Un Quasi-Satellite accidentale:

(76146) 2000 EU16

Il pianeta nano Cerere ha un Quasi-Satellite accidentale, cioè per caso e non per un reale influsso gravitazionale tra i due corpi.
2000 EU16, ha un periodo orbitale quasi identico a quello di Cerere, ma con eccentricità ed inclinazione differenti, quindi apparentemente sembra orbitargli intorno mentre entrambi i corpi ruotano intorno al Sole.
E' stato scoperto il 3 marzo 2000 dal LINEAR a Socorro.

( Diagrammi orbitali di Cerere a Sinistra e 2000 EU16 a destra - JPL ).

Parametri orbitali:
2000 EU16 possiede un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 1680,4485 giorni (4,60 anni), con un semiasse-maggiore dell'orbita di 2,7662 UA , la sua eccentricità è di 0,1669836 , mentre l'inclinazione del piano orbitale corrisponde a 8,84972° rispetto all'eclittica.
Grazie a questi fattori la posizione di questo asteroide nel cielo di Cerere disegna un'analemma a forma di goccia.


Dati fisici:
2000 EU16 ha una magnitudine assoluta (H) di +14,3 mag , dal sondaggio NEOWISE si è ricavato un diametro medio di 3,5 km , con un albedo superficiale di 0,252.
Restano sconosciuti il tipo spettrale ed il periodo di rotazione e anche la possibile forma.
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I Grandi Asteroidi, Maggiori di 250 km :

(4) VESTA

4 Vesta è un grande asteroide della Fascia principale, il secondo pianetino più massivo della fascia di asteroidi, con un diametro medio pari a circa 529,25 Km e una massa stimata pari al 12% di quella dell'intera fascia.
Si era ipotizzato che fosse possibile riconsiderarlo un pianeta nano, ma non è stato considerato tale, in quanto il corpo celeste non si trova in equilibrio idrostatico.

Scoperta:
Vesta fu scoperto dall'astronomo tedesco Heinrich Wilhelm Olbers il 29 marzo 1807, dal suo osservatorio privato situato al piano superiore della sua casa a Brema, in Germania. Olbers ne diede notizia in una lettera indirizzata all'astronomo Johann H. Schröter e datata al 31 marzo. L'astronomo francese Johann Karl Burckhardt ha suggerito che Le Monnier potesse aver già osservato Vesta, scambiandola però per una stella.

Olbers concesse al matematico Carl Friedrich Gauss, che aveva calcolato l'orbita del nuovo "pianeta" in sole 10 ore, il piacere di sceglierne il nome e fu così battezzato in onore della dea romana del focolare domestico, Vesta.

Dopo la scoperta di Vesta, nessun altro asteroide fu scoperto per 38 anni; il successivo fu 5 Astraea, individuato solo nel 1845. Durante questo tempo, i quattro asteroidi conosciuti furono considerati veri e propri pianeti e fu assegnato a ciascuno di loro un proprio simbolo planetario. In particolare, quello di Vesta richiama l'altare della dea sormontato dalla fiamma sacra alla divinità. 
In seguito, il simbolo sarà sostituito con un numero corrispondente all'ordine di scoperta racchiuso in un circoletto, ④, e poi con il numero tra parentesi tonde seguito dal nome, secondo l'uso odierno della designazione asteroidale.

Dati orbitali:
Vesta orbita a 2,361 UA con un'eccentricità di 0,0886 in 3,63 anni, riceve dal sole 243,6 W/m2.
La sua inclinazione orbitale è di 7.14043° rispetto al piano dell'eclittica.

Parametri orbitali

Semiasse maggiore353,337 Gm 
(2,361 UA)
Perielio323,023 Gm (2,152 UA)
Afelio384,650 Gm (2,571 UA)
Periodo orbitale1325,84 giorni 
(3,63 anni)
Velocità orbitale19,384 km/s (media)
Inclinazione
sull'eclittica
7,14043°
Eccentricità0,0886
Longitudine del
nodo ascendente
103,909°
Argomento del perielio149,837°
Anomalia media307,801°

Dati fisici:
Ha le dimensioni di un ellissoide triassiale non in equilibrio idrostatico di 578x560x458 km, con una massa pari a 0,00004555 Mt (il 28,63% di Cerere) ed una densità di 3.456±0.035 kg/dm3.
Ne consegue una gravità di 0,25 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,36 km/s.
La rotazione di Vesta è relativamente veloce per un asteroide (5,342h) ed è prograda, con il Polo Nord che punta in direzione di : ascensione retta 20h 32min, declinazione + 48° (nella costellazione del cigno) con un'incertezza di circa 10°. Questo dà un'inclinazione assiale di 29°.
Temperatura superficiale min: 85 K (−188 °C) max: 270 K (−3 °C).
La magnitudine apparente varia da +5.1 a +8.48 , mentre la sua magnitudine assoluta (H) è di +3,20 , ed il suo albedo geometrico è di 0.423.

Osservazioni e studi:
La luminosità di Vesta suggerì in un primo momento che l'asteroide fosse il maggiore dei quattro allora conosciuti, tuttavia William Herschel non riuscì ad osservarne il disco ed il suo diametro venne stimato essere non superiore a 383 km. 
Tale valore non fu rivisto prima della seconda metà del secolo, quando miglioramenti furono ottenuti grazie alla diffusione del catalogo stellare Bonner Durchmusterung nel 1852 e con l'introduzione sia della scala logaritmica della magnitudine, sviluppata da Norman Pogson nel 1854, sia della fotometria nel 1861. Mancava tuttavia una stima dell'albedo di Vesta, come anche per quella degli altri asteroidi fino ad allora scoperti e le misure proposte ne risentivano fortemente.

Von Stampfer nel 1856 stimò il diametro di Vesta in 467 km; Stone nel 1867 in 367 km; Pickering nel 1879 in 513 ± 17 km; M.W. Harrington nel 1883 in 840 km; e Flammarion nel 1894 in 400 km. 
Il valore di riferimento per i primi cinquant'anni del Novecento fu comunque di 390 ± 46 km, stimato nel 1895 da Barnard utilizzando un micrometro filare e rivisto nel 1901 in 347 ± 70 km utilizzando la stessa tecnica.

Nei lavori pubblicati negli anni sessanta e settanta del novecento, furono proposte nuove stime per il diametro di Vesta basate prevalentemente su misure fotometriche, comprese tra i 390 ed i 602 km con un'incertezza di circa 50 km. La maggior parte di esse, tuttavia, fornivano valori compresi tra i 530 ed i 580 km. Nel 1979, utilizzando la tecnica dell'interferometria a macchie, il diametro di Vesta fu stimato in 550 ± 23 km, suggerendo al contempo che fosse superato da Pallade, che sarebbe stato pertanto il secondo asteroide per dimensioni.
Misure migliori delle dimensioni di Vesta furono ottenute grazie a occultazioni stellari. 
Di Vesta sono state osservate due occultazioni, nel 1989 (SAO 185928) e nel 1991 (SAO 93228). 
La seconda in particolare è stata osservata da numerosi osservatori negli Stati Uniti e nel Canada ed in tale circostanza la forma dell'asteroide risultò approssimabile da un'ellisse con semiasse maggiore di 275 km e semiasse minore di 231 km.Risultò, quindi, che Vesta fosse secondo solo a Cerere per dimensioni, superando Pallade, il cui diametro era stato determinato nel 1983 in un'occultazione particolarmente favorevole.
Vesta fu il primo asteroide di cui venne determinata la massa, nel 1966. L'asteroide si avvicina ogni 18 anni a (197) Arete, raggiungendo una distanza minima pari a 0,04 AU. 
Hans G. Hertz stimò la massa di Vesta in (1,20±0,08)×10E−10 M⊙ misurando le perturbazioni gravitazionali indotte da quest'ultimo sull'orbita di Arete.
Successivamente il valore fu più volte rivisto e nel 2001 si giunse a (1,31±0,02)×10E−10 M⊙, determinato utilizzando le perturbazioni di un altro asteroide, (17) Thetis.

Le sue dimensioni e la sua superficie insolitamente brillante fanno di Vesta l'asteroide in assoluto più luminoso e talvolta l'unico visibile a occhio nudo dalla Terra (oltre a 1 Cerere, in circostanze visive eccezionali). È anche quello più studiato, grazie alla disponibilità di campioni di roccia sotto forma di meteoriti HED.


Superficie:
Le informazioni sulla composizione, dallo spettrometro visibile e infrarosso (VIR), dal rivelatore di raggi gamma e neutroni (GRaND), e dalla framing camera (FC), indicano che la maggior parte della composizione superficiale di Vesta è coerente con la composizione dei meteoriti HED (Howardite, Eucrite, e diogenite).
La regione di Rheasilvia è più ricca in Diogenite, coerente con il materiale di scavo per effetto della formazione del cratere dalle profondità di Vesta.
La presenza di olivina all'interno della regione di Rheasilvia sarebbe coerente con lo scavo di materiale dal mantello. Tuttavia, l'olivina è stata rilevata solo nelle regioni localizzate dell'emisfero settentrionale, e non all'interno di Rheasilvia, quindi l'origine di questa olivina è attualmente incerta.

Si ipotizza che la crosta di Vesta sia composta da (in ordine crescente di profondità):
- Regolite litificata, fonte delle howarditi ed eucriti brecciate.
- Colate di lava basaltica, fonte delle eucriti non cumulate.
- Rocce plutoniche (pirosseno, pigeonite e plagioclasio), fonti delle eucriti cumulate.
- Rocce plutoniche a grani grossi ricche di ortopirosseno, fonti delle diogeniti.
In base alle dimensioni degli asteroidi di tipo V (che si pensa siano frammenti della crosta di Vesta espulsi in seguito a un enorme impatto) e alla profondità del cratere Rheasilvia, si suppone che la crosta sia spessa approssimativamente 10 chilometri.

( Aelia Crater - Immagine in falsi colori ).

Rheasilvia e Veneneia:
Le principali caratteristiche della sua superficie sono due crateri enormi, il vasto cratere di Rheasilvia (circa 500km), incentrato vicino al polo sud ed i 400 chilometri del cratere di Veneneia. Il Cratere Rheasilvia è più giovane e si trova sopra il cratere Veneneia.
La squadra di scienziati di Dawn, ha chiamato il cratere più recente con il nome di Rheasilvia la madre di Romolo e Remo , la sua larghezza è circa il 95% del diametro medio di Vesta, ed il cratere è profondo circa 19 chilometri. Un picco centrale si innalza di 23 km sopra la parte più bassa del fondo del cratere e la parte più alta misurata sul bordo del cratere è di 31 km sopra il punto più basso del cratere stesso. Si stima che l'impatto responsabile ha scavato circa l'1% del volume di Vesta, ed è probabile che la famiglia Vesta e asteroidi di tipo V siano i prodotti di questa enorme collisione.
Sarebbe anche il sito di origine delle meteoriti HED.
Tutti gli asteroidi di tipo V presi insieme rappresentano solo il 6% circa del volume espulso, con il resto presumibilmente disperso in piccoli frammenti, perturbati ed espulsi quando si sono avvicinati alla lacuna di Kirkwood 3:1, oppure perturbati dall'effetto Yarkovsky o dalla pressione di radiazione. Le analisi spettroscopiche delle immagini di Hubble hanno dimostrato che questo cratere è penetrato in profondità attraverso diversi strati distinti della crosta, e possibilmente nel mantello, come indicato dalle firme spettrali di olivina.


Fosse e Canyon:
La maggior parte della regione equatoriale di Vesta è scolpita da una serie di canyon concentrici.
La più grande si chiama fossa Divalia (10 – 20 km di larghezza, 465 km di lunghezza).
Una seconda serie, si trova più a nord, e la più grande delle fosse settentrionali è chiamata Saturnalia fossa (≈ 40 km di larghezza, > 370 km di lunghezza).
Queste fosse si ipotizza che siano Graben su grande scala derivate dagli effetti che hanno generato i crateri Rheasilvia e Veneneia, rispettivamente. Sono alcuni dei più lunghi abissi del sistema solare, quasi come Ithaca Chasma su Teti.

( Divalia Fossae )

L'Omino di neve:
I crateri a '' pupazzo di neve ", è un nome informale dato ad un gruppo di tre crateri adiacenti nell'emisfero nord di Vesta.

I loro nomi ufficiali dal più grande al più piccolo (da ovest a est) sono Marcia, Calpurnia, e Minucia. Marcia è il più giovane, poi Calpurnia e Minucia è il più antico.


Geologia:
MAPPA GEOLOGICA : ( Le regioni più antiche e molto craterizzate sono marroni - le zone modificate dagli impatti Veneneia e Rheasilvia sono viola (la formazione di Fossae Saturnalia, nel nord) e ciano chiaro (la formazione del Fossae Divalia, equatoriale), rispettivamente - l'interno del bacino di impatto di Rheasilvia (nel sud) è blu scuro e le zone vicine alle eiezioni di Rheasilvia (compreso una zona all'interno di Veneneia) sono viola-blu chiaro - le aree modificate dagli impatti più recenti o dallo spreco di massa sono rispettivamente giallo/arancio o verde ).

Agli albori del sistema solare, Vesta era abbastanza caldo da fondere al proprio interno. Questo ha permesso la differenziazione dell'asteroide. Si suppone che Vesta possieda una struttura scalare: un nucleo planetario metallico di ferro e nickel, un mantello roccioso sovrastante di olivina e una crosta superficiale di roccia basaltica.

Dall'apparizione delle inclusioni ricche di calcio e alluminio (la prima materia solida nel Sistema solare, formatasi circa 4570 milioni di anni fa), un'ipotetica linea temporale è la seguente:
- Accrescimento completato dopo circa 2-3 milioni di anni.
- Fusione completa o parzialmente completa dovuta al decadimento radioattivo dell'isotopo 26Al, portando alla separazione del nucleo metallico dopo circa 4-5 milioni di anni.
- Cristallizzazione progressiva di un mantello fuso convettivo. La convezione si arresta quando circa l'80% del materiale si è cristallizzato, dopo circa 6-7 milioni di anni.
- Estrusione del rimanente materiale fuso per formare la crosta. Lave basaltiche in progressiva eruzione, o possibile formazione di un oceano di magma di breve durata.
- Gli strati più profondi della crosta cristallizzano per formare rocce plutoniche, mentre i basalti più antichi sono trasformati grazie alla pressione dei nuovi strati superficiali.
- Lento raffreddamento interno.

Vesta risulta essere l'unico asteroide intatto la cui superficie abbia subito tali processi geologici, ed è quindi anche l'unico a subire una differenziazione planetaria. Tuttavia, la presenza di classi di meteoriti ferrose e acondritiche senza corpi progenitori identificati indica che originariamente potevano esserci diversi planetesimi differenziati con processi magmatici. Questi corpi si sarebbero frantumati per impatto in famiglie di asteroidi più piccole durante le fasi caotiche dei primi tempi. Si pensa che gli asteroidi ferrosi provengano dai nuclei di tali corpi, gli asteroidi rocciosi dai mantelli e dalle croste.

Cartografia:
Una disputa è sorta tra la NASA e IAU su quale sia il meridiano principale su Vesta, la IAU indica la Olbers Regio, individuata dalle prime immagini a bassa risoluzione dell'Hubble, mentre la NASA ha indicato il centro del piccolo cratere Claudia come una più precisa indicazione per il meridiano principale.

( la piccola freccia , nel riquadro ingrandito , indica il cratere Claudia ).

MAPPA CON NOMENCLATURE

Struttura interna:
Per Vesta si ipotizza che possa avere un nucleo metallico di ferro e nichel di circa 214-226 chilometri di diametro,  un mantello di olivina rocciosa sovrastante, con una crosta superficiale basaltica.
Sulla base delle dimensioni degli asteroidi di tipo V (che si ipotizzano essere pezzi di crosta di Vesta espulsi durante i grandi impatti), e la profondità del Cratere Rheasilvia, per la crosta si è ipotizzato essere di circa 10 chilometri di spessore. I dati della navicella Dawn hanno trovato la prova che le depressioni che avvolgono Vesta potrebbero essere Graben formate da faglie indotte dagli impatti, il che significa che Vesta ha una geologia più complessa rispetto ad altri asteroidi. Vesta avrebbe potuto essere classificato come un pianeta nano se avesse mantenuto una forma sferica. L'unica cosa che l'ha buttata fuori dalla categoria di un pianeta nano è stata la formazione di due grandi bacini d'urto al suo polo sud. In occasione di questi impatti Vesta non era abbastanza caldo e plastico per tornare ad una forma in equilibrio idrostatico.
La superficie di Vesta è coperta da regolite, distinta da quelle che si trovano sulla luna o su asteroidi come Itokawa. Questo perché l'influenza di radiazione solare e raggi cosmici, agiscono in modo diverso. La superficie di Vesta non mostra alcuna traccia significativa di ferro perché le velocità d'urto su Vesta sono troppo basse per rendere la fusione e la vaporizzazione di roccia un processo apprezzabile. Invece, l'evoluzione della regolite è dominata dalla fratturazione e dalla conseguente miscelazione di componenti luminosi e scuri. La componente oscura è probabilmente dovuta all'insorgenza di materiale carbonioso, mentre il componente luminoso è il terreno basaltico originale di Vesta.

( Struttura interna: Nucleo metallico - Mantello di Olivine - Crosta superficiale ).

Il grande impatto:
Adesso, in un nuovo studio pubblicato su Nature Geoscience, un gruppo di ricerca internazionale propone un quadro chiaro per la comprensione della storia geologica di Vesta, compresa la massiccia collisione che ha causato l’ispessimento della crosta. Una scoperta che approfondisce la comprensione della formazione del protopianeta, avvenuta più di 4.5 miliardi di anni fa, nella prima infanzia del nostro Sistema solare. Per fare ciò, i ricercatori hanno passato in esame un raro minerale chiamato zircone, trovato nei mesosideriti, meteoriti ferro-rocciosi che sono simili ai meteoriti di Hed in termini di consistenza e composizione. Basandosi su una premessa, e cioè che entrambi i tipi di meteoriti provenissero da Vesta, gli autori del nuovo studio si sono concentrati sulla datazione dello zircone dei mesosideriti con una precisione senza precedenti.

La datazione radiometrica  dell’uranio-piombo ha consentito di ottenere due valori: 4558 ± 2.1 milioni di anni fa e 4525 ± 0.85 milioni di anni fa. Due età distinte che coincidono con i tempi di formazione della crosta dell’asteroide Vesta e con un evento di riscaldamento su larga scala avvenuto sul corpo progenitore, probabilmente proprio l’asteroide Vesta. Dunque, il modello evolutivo ottenuto dai ricercatori evidenzia due momenti temporali significativi: la formazione iniziale della crosta, avvenuta secondo lo studio 4558 ± 2.1 milioni di anni fa; e il mescolamento di metallo e silicati per via della collisione “mordi e fuggi” avvenuta 4525 ± 0.85 milioni di anni fa. Proprio queste coincidenze cronologiche confermerebbero sia il ruolo dell’impatto che ha colpito l’emisfero settentrionale di Vesta nella formazione della spessa crosta osservata da Dawn, che la provenienza da Vesta sia dei mesosideriti che dei meteoriti di Hed.

( Il modello proposto dai ricercatori per descrivere la collisione tra Vesta, come corpo genitore dei mesosideriti e dei meteoriti Hed, e un piccolo planetesimo con un rapporto di massa di 0.1. L'impatto ha provocato una profonda ammaccatura nell'emisfero settentrionale di Vesta, seguito dall'accumulo dei detriti prodotti dall'impatto nell'emisfero australe, producendo la spessa crosta osservata dalla missione Dawn della Nasa ).

LINK:Mesosiderite formation on asteroid 4 Vesta by a hit-and-run collision“.

Risonanze e Quasi-satelliti:
Le vere risonanze orbitali tra gli asteroidi sono considerate improbabili, a causa delle loro piccole masse rispetto alle loro grandi separazioni, tali relazioni dovrebbero essere molto rare. 
Tuttavia, Vesta è in grado di catturare altri asteroidi in relazioni orbitali risonanti 1:1 temporanee (per periodi fino a 2 milioni di anni o più); sono stati identificati difatti, una quarantina di oggetti simili. tra cui (855) Newcombia e (4608) 1988 BW3. ( Leggi : QUI )
Gli oggetti delle dimensioni di un decametro rilevati nelle vicinanze di Vesta. dalla sonda Dawn della NASA, possono essere considerati quasi-satelliti piuttosto che veri e propri satelliti.

 SCHEDA RIASSUNTIVA DI VESTA:
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(2) PALLADE

Pallade ha un volume paragonabile a quello dell'asteroide Vesta e nel tempo i due corpi celesti si sono contesi il titolo di secondo più grande asteroide del sistema solare interno.
Tuttavia rispetto a Vesta, Pallade è molto meno massiccio.

Quando fu scoperto da Heinrich Wilhelm Olbers il 28 marzo 1802, fu incluso tra i pianeti, come accadde anche per gli altri asteroidi scoperti all'inizio del XIX secolo.
La scoperta di numerosi altri asteroidi nel 1845 condusse infine alla loro riclassificazione.

( Immagine di Pallade , da un telescopio terrestre ).

Dati Fisici:
Pallade ha un diametro medio di circa 530 km ed una densità di 3,1 kg/dm3 , con una gravità di 0,23 m/s2.
La massa di Pallade è stimata in (2,11 ± 0,26) × 1020 kg e pari all'80% di quella di Vesta, al 22% di Cerere e a circa lo 0,3% di quella della Luna.  (  1.06 ± 0.13 × 10−10 M   ).
Si stima che Pallade contenga il 7% dell'intera massa della fascia principale.
L'inclinazione assiale è molto elevata e in varie pubblicazioni se ne trovano due stime: 78 ± 13° o 65 ± 12°. Sulla base di curve di luce che presentano ancora una certa ambiguità è stato stimato che il polo nord, punti nella direzione (β, λ) = (-12°, 35°) o (43°, 193°), con un'incertezza di 10°.
I dati ottenuti con il Telescopio spaziale Hubble nel 2007 e le osservazioni dei telescopi Keck del 2003-2005 sembrano favorire la prima coppia di valori sulla seconda.
Questo significa che durante ogni estate e inverno di Pallade, larghe parti della sua superficie sono in costante illuminazione o in costante oscurità, per durate dell'ordine dell'anno terrestre. Le zone polari sperimenterebbero le durate massime di luce e buio, superiori a due anni terrestri.


Si ritiene che Pallade sia stato interessato da un qualche grado di alterazione termica e differenziazione interna, la qual cosa suggerisce che sia un protopianeta. Si sarebbe formato quindi 4,57 miliardi di anni fa nella fascia degli asteroidi e sarebbe poi sopravvissuto, relativamente intatto, al processo di formazione del sistema solare.

Parametri orbitali:
Pallade presenta parametri orbitali inusuali per un oggetto di tali dimensioni. La sua orbita è caratterizzata da notevoli valori di inclinazione ed eccentricità, malgrado sia situata alla stessa distanza dal Sole della maggior parte degli asteroidi della fascia principale.
Orbita a 2,772 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,2309 e molto inclinata 34,8409°, con un periodo di rivoluzione di 4,62 anni.


Pallade è quasi in risonanza 1:1 di moto medio con Cerere e 18:7 (con un periodo di 6500 anni) con Giove. Con quest'ultimo l'asteroide è anche in una risonanza approssimata 5:2, con un periodo di 83 anni.
Nel 1928 Kiyotsugu Hirayama segnalò i primi tre elementi della famiglia Pallade, un gruppo di asteroidi con parametri orbitali prossimi a quelli di Pallade stesso. Al 1994 erano stati individuati più di 10 membri della famiglia, tutti con semiasse maggiore compreso tra 2,50–2,82 UA e inclinazione di 33–38°. La validità del raggruppamento è stata confermata nel 2002 da un confronto tra gli spettri dei componenti.

Superficie:
Caratteristiche:
Pochissimo si sa delle caratteristiche superficiali di Pallade.
Le immagini raccolte dalle osservazioni con il Telescopio spaziale Hubble con una risoluzione di circa 70 km per pixel mostrano variazioni tra un pixel e l'altro, che, tuttavia, combinate con l'albedo di Pallade - mediamente del 12% - si collocano al limite inferiore di rilevabilità.
Sono inoltre piuttosto limitate le differenze tra le curve di luce ottenute nel visibile e nell'infrarosso, mentre c'è un maggiore distacco in quelle nell'ultravioletto.
Queste ultime suggeriscono la presenza di un grosso bacino d'impatto nell'emisfero settentrionale dell'asteroide.

Craterizzazione:
Gli astronomi del Massachusetts Institute of Technology (MIT) hanno rivelato le immagini dell'asteroide di circa 530 chilometri di diametro, con una superficie enormemente ricca di crateri da impatto, tanto da spingere gli esperti a definirlo “la pallina da golf” del Sistema Solare.

I due emisferi di (2) Pallade, visti da VLT / SPHERE. Immagini scattate il 28 ottobre 2017 (per l'emisfero sud) e il 15 marzo 2019 (per l'emisfero nord). Numerosi grandi crateri sono visibili su entrambi gli emisferi e anche una macchia luminosa che ricorda i depositi di sale di Cerere, che si trova su quello meridionale ).

L’orbita di Pallade implica che possa subire impatti a una velocità molto elevata, ha dichiarato Michael Marsset, autore principale dello studio.
“ Grazie a queste immagini ottenute con ottica adattativa, ora possiamo dire che Pallade è l’oggetto con il maggior numero di crateri che conosciamo nella cintura degli asteroidi ".
È come scoprire un nuovo mondo.

I ricercatori sospettano che la superficie di Pallade sia il risultato della sua orbita distorta, in pratica, mentre la maggior parte degli oggetti nella fascia principale degli asteroidi si muove più o meno lungo la stessa traccia ellittica attorno al Sole, l’orbita molto inclinata di Pallade lo spinge ad attraversare la fascia con un forte angolo di inclinazione, perciò qualsiasi collisione che si verifica sulla sua superficie, anche con un piccolo oggetto risulta quattro volte più catastrofica delle collisioni che avvengono tra due oggetti che si trovano nella stessa orbita.

Emisfero nord dalla fase 0,10 alla fase 0,76 ).

Emisfero sud ).

SOPRA - Immagini elaborate di (2) Pallade (linea mediana), rispetto alle proiezioni del Modello di forma ADAM (in alto) e schizzi che evidenziano le principali caratteristiche geologiche identificate
su Pallade (in basso).
Il primo pannello corrisponde all'emisfero settentrionale e i due inferiori a
il suo emisfero meridionale.
Le caratteristiche rilevate in un'unica epoca sono visualizzate in blu e quelle tracciate
durante più fasi di rotazione gli angoli sono in giallo. Le epoche sono ordinate in aumento sulla fase di rotazione. Il segmento rosso indica l'asse di rotazione di Pallade.

Mappa in proiezione di Mollweide dei 36 crateri e del punto luminoso identificato sulla superficie
di Pallade. Lo stesso codice colore dei grafici sopra, viene utilizzato per i crateri. 
La regione altamente craterizzata è evidenziata in arancione chiaro. 
È indicato il nome dei cinque crateri più grandi ).

LINK - PDF : https://orbi.uliege.be/bitstream/2268/246670/1/Pallas_Marsset.pdf 

Composizione:
Informazioni parziali sulla composizione di Pallade sono state determinate dall'analisi spettroscopica della sua superficie. Pallade appartiene alla classe degli asteroidi di tipo B.
La superficie di Pallade risulta costituita da silicati e lo spettro superficiale ed il valore stimato per la densità ricordano le condriti carbonacee.
Il componente principale della sua superficie è un silicato, povero di ferro ed acqua. Sono minerali di questo tipo l'olivina ed il pirosseno, presenti nelle condrule CM. Si è determinato, nel 1997 che la composizione superficiale di Pallade è molto simile alle meteoriti di Renazzo, delle condriti carboniose CR caratterizzate da un quantitativo di minerali idrati anche inferiore a quelle CM. La meteorite di Renazzo è stata scoperta nell'Emilia nel 1824 ed è una delle meteoriti più primitive conosciute.

RICOSTRUZIONE DELLA FORMA DI PALLADE:
Qui riportiamo l'analisi e i risultati di quella che è la migliore occultazione osservata una stella da un asteroide. Il 29 maggio 1983 l'occultamento della stella binaria spettroscopica 1 Vulpeculae.
L'asteroide (2) Pallade è stato programmato da 130 posizioni in tutto il sud degli Stati Uniti e del Messico settentrionale.
Il cattivo tempo impediva l'osservazione dell'occultazione della parte più meridionale di Pallade, ma oltre i due terzi della circonferenza sono stati delineati in dettaglio, tra cui alcune caratteristiche topografiche. Le osservazioni hanno dato il risultato di una forma con un'ellisse con assi principali e minori di 529,6 ± 1,2 e 511,2 ± 1,2 km, rispettivamente. Quando combinato con occultazioni precedentemente osservate, Pallas era adatta ad un ellissoide triassiale con
assi di 574 ± 10 km, 526 ± 3 km, e 501 ± 2 km e ha un diametro medio di 533 ± 6 km. Poi il suo
volume è stato calcolato in (7,91 ± 0,15) X 10E22 cm3, se combinato con una massa di (1,4 ± 0,2) X 10E-10 , che produce una densità media di 3,5 ± 0,5 gr/cm3.

LINK (pdf) : Clicca QUI

Qui sotto in grafica la comparazione di tutte le occultazioni stellari, usate per dedurne in linea di massima le dimensioni e le caratteristiche superficiali macroscopiche, in specialmodo quelle dei bordi, oltre a determinarne l'inclinazione assiale e la direzione del suo polo nord.


( Confronto del modello di forma con le corde di occultazione per quattro eventi di occultazione. Usiamo il metodo descritto da Berthier (1999) per convertire l'occultamento dei tempi segnalati da Dunham e Herald (2008) alla loro stampa sul piano del cielo. Il nord celeste è in alto e l'est è a sinistra. Per ogni occultazione, elenchiamo la data e l'ora (UT), la stella occultata e le coordinate SEP e l'angolo del polo PN . Per ogni accordo, i rombi rappresentano l'ora esatta di scomparsa e ricomparsa come riportato dall'osservatore, collegato dalle linee tratteggiate, e le linee solide rappresentano l'errore indicato dall'osservatore ).

( Ricostruzione della forma dalle osservazioni HUBBLE ).



LINK di approfondimento:
Studio dimensioni : https://arxiv.org/pdf/0912.3626.pdf 
JPL : http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2 
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(10) IGEA

Nonostante Igea sia per dimensioni il quarto asteroide della fascia principale e quello maggiore nella sua regione esterna, a causa della scarsa albedo della sua superficie e della distanza media dalla Terra, risulta piuttosto debole quando osservato dal nostro pianeta. All'opposizione non è mai più fioco dell'undicesima magnitudine, e mediamente raggiunge una magnitudine pari a 10,2. In condizioni particolarmente favorevoli può avvicinarsi alla nona grandezza. L'asteroide quindi non è mai visibile ad occhio nudo ed è osservabile con un telescopio di 50 mm di diametro o superiore.

Dati fisici:
10 Hygiea è un grande asteroide della fascia principale, il quarto in ordine di grandezza, con le sue dimensioni medie di 434 km, con una massa di 8,67 ± 0,147 × 1019 kg, pari al 3% della massa di tutti gli asteroidi, quindi ha una densità di 1,94 kg/dm3, ruota su sé stesso, in senso retrogrado in circa 13,8 h.

Karl Christian Bruhns propose nel 1856 una prima stima del diametro di Igea (valutato in 180 km) e di altri 39 asteroidi, desumendo le loro dimensioni dalla luminosità ed assumendo quale loro albedo una media di quelle dei pianeti esterni e delle loro lune maggiori. Come conseguenza di quest'ipotesi, i valori ottenuti risultarono tutti sottodimensionati. Seguendo una procedura sostanzialmente analoga e utilizzando come termine di paragone le misure del diametro di Cerere e Pallade ottenute da William Herschel e Johann von Lamont, Edward James Stone fornì nel 1867 valori alternativi per il diametro di 71 asteroidi (stimando quello di Igea in 103 miglia, pari a 190 km) da dati osservativi di Norman Robert Pogson. Ad ogni modo, tutte le stime delle dimensioni di Igea (e degli altri asteroidi) fornite prima della seconda metà del Novecento risultarono sostanzialmente erronee.


( Curva di luce di Igea, con un periodo di 27,656 h - Mentre il nuovo studio pubblicato a fine ottobre del 2019 ritiene più plausibile in periodo a picco singolo di circa 13,8 h ).

Famiglia:
Nel 1978 gli astronomi Andrea Carusi ed Enrico Massaro identificarono i primi membri della famiglia Igea, un gruppo di asteroidi con parametri orbitali prossimi a quelli di Igea stesso: semiasse maggiore compreso tra 3,108–3,127 UA, bassa inclinazione ed eccentricità moderata. Al 2014 sono stati individuati più di 650 membri della famiglia, tutti comunque di dimensioni molto inferiori rispetto al corpo principale.
Igea, e il membro principale e ne rappresenta più del 90% della massa.

Occultazioni:

( Sopra nel settembre del 2014, e sotto nell'agosto del 2013, i risultati delle occultazioni stellari osservate di Igea, con una ricostruzione elaborata della sua forma, sotto si evidenziano pure la direzione dell'asse di rotazione ed il suo periodo ).


Ricostruzione forma:
Elementi chiarificatori sulla forma dell'asteroide sarebbero potuti provenire dall'osservazione di una o più occultazioni stellari da parte di Igea; in effetti, tra il 1983 e il 1997 ne furono osservate cinque, ma da pochi siti d'osservazione differenti e quindi s'apprese poco da esse. Neppure le osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble (HST) permisero inizialmente di definirne con esattezza la forma; consentirono tuttavia di escludere che l'asteroide avesse satelliti dal diametro superiore ai 16 km. Infine, M. J. López-González ed E. Rodríguez nel 2000 determinarono i rapporti tra gli assi dell'ellissoide in a/b = 1,31 e b/c = 1,2 da una nuova analisi delle curve di luce di Igea. La migliore immagine di Igea è stata ottenuta riprocessando nel 2003 le immagini dell'HST.

( Le varie osservazioni, anche con HUBBLE, e le occultazioni stellari, ci hanno permesso di determinare questo modello per descrivere al meglio la forma di Igea ).

IMMAGINE DIRETTA
Igea ha subito un impatto enorme più di 2 miliardi di anni fa, che è all'origine di una delle più grandi famiglie di asteroidi. Tuttavia, Igea non è mai stata osservata con una risoluzione sufficientemente elevata per risolvere i dettagli della sua superficie o per vincolarne le dimensioni e la forma. 
Qui, riportiamo osservazioni con immagini ad alta risoluzione angolare di Igea con lo strumento VLT/SPHERE (~ 20 mas a 600 nm) che rivelano una forma quasi sferica, senza un bacino da impatto. con un diametro equivalente al suo volume di 434 ± 7 km, implicando quindi un densità di 1,944 ± 0,250 kg/dm3 con 1 σ . Inoltre, abbiamo stabilito un nuovo periodo di rotazione per Igea di ~ 13,8 h, che è la metà del valore attualmente accettato. 
Le simulazioni numeriche dell'evento che forma la famiglia mostrano che, la forma sferica, e la famiglia di Igea possono essere spiegate da una collisione con un grande proiettile (diametro ~ 75–150 km), che ha distrutto e poi riaggregato gran parte dei frammenti, mentre altri formavano la famiglia collisionale. 
Confrontando la sfericità di Igea con quella di altri oggetti del Sistema Solare, sembra che Igea sia quasi sferica come Cerere.


( 28/10/2019 - Una nuova immagine di Igea, ottenuta con Sphere/Vlt. Crediti: Eso/P. Vernazza et al./Mistral algorithm (Onera/Cnrs) ).

Superficie:
Igea si compone di materiale primitivo carbonioso, simile alle condriti carbonacee, e presenta una superficie piuttosto scura con un albedo di 0,0717 ed una magnitudine massima di +10,2.
È stata rilevata inoltre la presenza di minerali che sarebbero stati alterati dall'interazione con acqua liquida e sulla superficie dell'asteroide in passato potrebbero essere state raggiunte localmente temperature tali da portare alla liquefazione del ghiaccio che si presume possa esservi presente. Tuttavia, la presenza di materiale primitivo indica altresì che Igea non si è completamente fuso durante il processo di formazione, in contrasto rispetto ad altri grandi planetesimi come Vesta.
La superficie sarebbe ricoperta da uno strato di regolite dallo spessore superiore agli 8 cm.

Le osservazioni delle caratteristiche spettrali di 10 Hygiea sono state fatte per la prima volta nella lunghezza d'onda infrarossa, relativamente inesplorata, con il satellite ISO.
Sono stati rilevati spettri, con lo spettrofotomero (PHT-S) e con lo spettrometro a lunghezza d'onda corta (SWS) , ottenuti rispettivamente a 5,8 – 11,6 e 7 – 45 μm.
Al fine di rimuovere il continuum di emissione termica, un avanzato modello termo-fisico è stato applicato ai dati osservazionali.
Per interpretare meglio le caratteristiche spettrali al di sopra del continuum delle emissioni termiche, sono state confrontate le osservazioni di ISO con gli spettri di laboratorio disponibili in letteratura.
Sono stati condotti diversi esperimenti di laboratorio su minerali e meteoriti per completare l'analisi e per studiare il comportamento spettrale a varie dimensioni di granulosità.
È dimostrata una possibile somiglianza spettrale con condriti carbonacee a piccole granulosità.

Confronto tra spettri PHT-S e SWS di 10 Hygiea e spettri di laboratorio di Ornans (di Barucci et al., 2002) e Warrenton (dal database ASTER su http://speclib.jpl.nasa.gov). Gli spettri sono sfalsati verticalmente per chiarezza (da Barucci et al., 2002) ).

Studi del (1985) hanno sottolineato che l'attuale stato di modellazione termofisica non consente la costruzione di un singolo modello che prevede simultaneamente l'emissione osservata in tutta la gamma di lunghezze d'onda che va dai micrometri fino ai centimetri. Un confronto tra le osservazioni sub-millimetriche e le nostre osservazioni in centimetri potrebbe fornire indizi preziosi per la composizione fisica appropriata che tale modello generale dovrebbe includere. In fig. sotto, diamo il nostro spettro di continuum osservato di Hygiea.

( Spettro alla lunghezza d'onda delle microonde di Hygiea. Le temperature di luminosità sono normalizzate una distanza di 3.14 AU dal sole e un diametro stimato di 450 km. La linea solida è adatta alle proprietà della superficie come in tabella sotto ).

Tabella IV. Proprietà del modello di Hygiea.
Diametro: 450 km microonde fotometrico.
Strato superiore: Profondità: 9 cm 70% di probabilità . > 8 cm 90% di probabilità .
Composizione: epsilon = 7,2, delta = 0,5 ipotizzato.
lunghezza d'onda 2 cm (basalto lunare)
Ghiaccio acquatico < 3%
Strato inferiore: Parte reale di dielettrico Vettore a 2 cm
epsilon = 7,0 probabilità del 50% (basalto)
epsilon = 4,0 probabilità del 30%
epsilon = 2,0 probabilità del 10%

LINK:
Approfondimento, clicca : QUI (PDF)

Parametri orbitali:
Orbita con un semiasse maggiore di 3,1421 UA, spaziando da un perielio di 2,7817 UA fino ad un afelio di 3,5024 con un'eccentricità di 0,1146 ed un inclinazione orbitale di 3,8377°, compie quindi una rivoluzione intorno al sole in 5,57 anni (2034,787 giorni), ed è il prototipo della omonima famiglia Igea.
Il perielio è prossimo alla distanza media di Cerere e Pallade dal Sole, ma una collisione tra Igea ed uno degli altri due corpi è improbabile perché la linea dei nodi della sua orbita è quasi ortogonale a quella dell'orbita di Pallade, mentre il nodo ascendente e discendente risultano invertiti l'uno con l'altro rispetto a quelli dell'orbita di Cerere, per cui i due oggetti si trovano sempre da parti opposte rispetto all'eclittica. Ad ogni modo, si potranno verificare periodici avvicinamenti tra i tre corpi come accadrà il 26 gennaio 2056 quando Igea transiterà a 0,0258 UA (3,8 milioni di km) da Cerere. e il 4 marzo 2063 quando transiterà a 0,0201 UA (3 milioni di chilometri) da Pallade.
All'afelio, Igea raggiunge il bordo esterno della fascia principale, in prossimità del perielio degli oggetti della famiglia Hilda, in risonanza 3:2 con Giove. Esegue periodici avvicinamenti al gigante gassoso con una periodicità di circa dieci anni e mezzo, non raggiungendo però mai una distanza inferiore ad 1,5 UA dal pianeta.

( In grafica il diagramma dell'orbita di Igea, estratto dal sito del JPL ).

Le osservazioni di Igea furono inizialmente condotte soprattutto per misurarne la posizione, in modo da determinarne l'orbita, e le dimensioni. L'orbita fu calcolata con accuratezza da Julius Zech, tenendo conto delle perturbazioni introdotte nel moto dell'asteroide da Giove, Saturno e Marte; dopo la morte dell'astronomo, avvenuta nel 1864, l'Astronomisches Rechen-Institut di Berlino continuò ad aggiornarla fino al 1873. Nel 1876 Ernst Becker calcolò una nuova orbita che mostrò alcune discrepanze con le osservazioni eseguite tra il 1915 ed il 1918 e che fu successivamente rivista da Henri Blondel, Paul Maître e B. Jehkowski dell'osservatorio di Marsiglia e dagli astronomi del Rechen-Institut.

Scoperta:
Igea fu scoperto da Annibale De Gasparis il 12 aprile 1849, dall'osservatorio di Capodimonte a Napoli ed il nome fu scelto da Ernesto Capocci: «Tale scoperta mi ha dato il destro di pubblicamente attestare la mia gratitudine al cav. Capocci, il quale m'è stato sempre generoso di aiuti e di consigli, dandogli carico d'imporgli il nome. E il Capocci credé chiamarlo Igea, Dea della sanità, figlia di Minerva e di Esculapio, dal quale traeva il simbolo, alludendo alla longevità di cui quella Dea credevasi dispensatrice; ed al nome mitologico l'epiteto di Borbonica si aggiungeva, per rendere un devoto omaggio alla Dinastia felicemente regnante, e che ha fornito il nostro Osservatorio di preziosi e svariati strumenti adatti a sì delicate ricerche ».
Fu così denominato in onore di Igea, la dea greca della salute;,inoltre, in onore della casa regnante a Napoli, i due scienziati vi aggiunsero l'aggettivo Borbonica, che tuttavia decadde rapidamente nell'uso.

Annibale De Gasparis in tutto scoprì 9 asteroidi:
10 Hygiea, il 12 aprile 1849 , 11 Parthenope, l'11 maggio 1850 , 13 Egeria, il 2 novembre 1850 , 15 Eunomia, il 29 luglio 1851 , 16 Psyche, il 17 marzo 1852 , 20 Massalia, il 19 settembre 1852 , 24 Themis, il 5 aprile 1853 , 63 Ausonia, il 10 febbraio 1861 , 83 Beatrix, il 26 aprile 1865 .
Porta il suo nome l'asteroide 4279 De Gasparis.
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(704) INTERAMNIA

704 Interamnia è un grande asteroide della fascia principale di classe spettrale F.

( A lato una sequenza di immagini riprese dall'osservatorio di Teramo nel 2011 ).

Dati fisici:
Interamnia è il quinto asteroide conosciuto in ordine di grandezza, con dimensioni di (350.3 ± 0.8) × (303.6 ± 1.2) km, e il sesto per massa di 2.725 ± 0.12 × 10E19 kg e quindi con una densità di 2,3 kg/dm3. 
Le misurazioni dell'IRAS nel 1983 stimarono che l'asteroide avesse un diametro di 317 ± 5 km. Un occultazione nel 1996 ha prodotto un diametro di 329 km. Le osservazioni di una favorevole occultazione di una stella luminosa di magnitudo 6,6 il 23 marzo 2003, hanno prodotto trentacinque accordi che indicano un ellissoide di 350 × 304 km, dando così all'asteroide un diametro medio geometrico di 326 km.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +5,94.
Dalla sua curva di luce, si deduce un periodo di rotazione di 8,727 h.
( vedi sotto ).

( Nel Grafico sopra la curva di luce completa, da cui possiamo dedurre una forma moderatamente irregolare ).

Parametri orbitali:
Orbita con un semiasse maggiore a 3.0575 UA con un perielio di 2,5857 UA ed un afelio di 3.5293 UA, presenta quindi un'eccentricità orbitale di 0.15431 ed un inclinazione pari a 17.309°, ne risulta quindi un periodo di rivoluzione di 5.35 anni (1952,8 giorni).

( In blu la Terra, in giallo Marte, in viola Interamnia, in verde Giove ).

LINK - JPL : http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=704

( Grafico dell'orbita di Interamnia ).

Occultazioni stellari:
Le misurazioni con il satellite IRAS nel 1983 stimarono che l'asteroide avesse 317 ± 5 km di diametro. Ma un'occultazione del 1996 produsse un diametro di 329 km. Successivamente parecchie osservazioni di un'occultazione favorevole di una brillante stella di magnitudo 6,6 il 23 marzo 2003, produssero 35 linee do corda che indicavano un ellissoide di 350 × 304 km, dando così all'asteroide un diametro geometrico medio di 326 km.

( SOPRA - Il risultato dell'occultazione stellare del 1996 ).

( SOPRA - Il risultato dell'occultazione stellare del 2003 ).
LINK: QUI
( SOTTO - La rielaborazione dei dati con la correzione degli errori ).

( SOPRA - Il risultato dell'occultazione stellare del 2007 ).

( SOPRA - Il risultato dell'occultazione stellare del 2009 ).

Osservazione:
La sua superficie molto scura e la sua relativamente grande distanza dal sole fanno si che Interamnia non può mai essere visto con un binocolo di 10x50.
Al massimo delle opposizioni la sua grandezza è di circa + 11,0, che è inferiore alla luminosità minima di Vesta, Cerere o Pallade.
Anche in un'opposizione perielica la sua grandezza è solo + 9,9 , che è più di quattro magnitudini inferiori a quella di Vesta.

( A lato, una sequenza di immagini del 2003 di Gloria Doller ).

Superficie:
Della sua composizione superficiale sappiamo pochissimo, il suo albedo è di 0.0742±0.002.
Interamnia presenta una superficie molto scura, con una bassa luminosità e la sua magnitudine massima tra 10 e 13 ha fatto si che sia stato individuato sorprendentemente tardi date le sue notevoli dimensioni, e oltretutto si stima che la sua massa sia pari all'1,4% di quella dell'intera fascia di asteroidi.



( Analisi spettrali - SOPRA tra 0,3 e 1,0 micrometri - SOTTO tra 2,2 e 4 micrometri ).


Struttura:
È il più grande degli asteroidi di tipo F, ma esistono pochissimi dettagli della sua composizione interna o della sua forma.
Riteniamo anche che Interamnia è abbastanza grande da avere completamente resistito a tutte le collisioni che si sono verificate nella cintura di asteroidi da quando è stato formato il sistema solare.
La sua densità suggeriva un corpo estremamente solido senza porosità interna o tracce di acqua, ma  per la prima volta, sono stati osservati segni spettrali di attività di una chioma sottile per quattro asteroidi primitivi della cintura principale (145) Adeona, (704) Interamnia, (779) Nina e (1474) Beira attorno alle loro distanze del perielio nel settembre 2012, che sono interpretate come manifestazione della sublimazione del ghiaccio H2O da sotto la materia superficiale.
LINK : https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1705/1705.09086.pdf 

( Ipotesi di schema per la struttura interna di Interamnia che possa spiegare gli episodi di degassificazione notati al perielio, denotando si una superficie secca di regolite e composti carboniosi, ma con la presenza di un nucleo di fillosilicati idrati ).

( SOPRA - Lastra fotografica originale della scoperta ).

Scoperta:

Fu scoperto il 2 ottobre 1910 da Vincenzo Cerulli, fondatore dell'Osservatorio astronomico di Collurania in Abruzzo, utilizzando la tecnica fotografica, e fu denominato così in onore della città di Teramo, città natale del Cerulli, il cui antico nome latino era Interamnia.

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(52) EUROPA

( Nell'immagine SOPRA i modelli realizzati in base ai risultati delle occultazioni stellari e della curva di luce ).

52 Europa è un grande asteroide della fascia principale.
Europa fu scoperto il 4 febbraio 1858 da Hermann Mayer Salomon Goldschmidt dall'Osservatorio astronomico di Parigi. Fu battezzato così da Marshal Valliant, in onore di Europa, la principessa fenicia rapita e amata da Zeus nella mitologia greca.

Dati fisici:
Con un diametro pari a circa 315 chilometri.
Le sue dimensioni sono (379±16)×(330±8)×(249±10) km (medio 315±7 km).
Possiede una massa di 3.27×1019 kg con una densità di circa 1,5 kg/dm3, ed ha un periodo di rotazione di 0,2347 giorni (5,631 h).
Ha una superficie molto scura, con un albedo di 0,058.
E' classificato nella classe spettrale C.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +6,31.
La sua temperatura superficiale mediamente è di circa 173 K, con punte massime che possono arrivare fino a 258 K (-15°c).



Curve di luce:
I dati della curva di luce per Europa sono stati particolarmente difficili da interpretare, tanto che per lungo tempo il suo periodo di rotazione era controverso (da 5 ore e mezza a 11 ore), nonostante numerose osservazioni, ora è stato stabilito che Europa è un rotatore progrado, ma la direzione esatta in cui puntano i suoi poli rimane ambigua.
L'analisi più dettagliata indica che punta sia verso le coordinate dell'eclittica (β, λ) = (70°, 55°) oppure (40°, 255°) con un'incertezza di 10 °. Questo dà un inclinazione assiale di circa 14° o 54°, rispettivamente.
Le curve di luce ottenute appaiono tutte molto differenti, anche se confermano tutte il solito periodo di rotazione di 5,631 h. Le variazioni potrebbero essere dovute a viste differenti, in base alla diversa orientazione assiale del periodo osservativo. (vedi grafici qua sotto).




( SOPRA - Nei grafici le curve di luce ottenute negli anni 1995 - 1997 - 1999 - 2000 ).

( SOPRA - Curva di luce del 2011 - SOTTO - relativo modello ).
( Profilo derivato dalle curve di luce ).

Superficie:
Europa è un asteroide carbonaceo molto scuro di tipo C, con un albedo di 0,058 , ed è il secondo più grande di questo gruppo. Studi spettroscopici hanno trovato tracce di olivine e pirosseni sulla sua superficie, e vi è qualche indicazione che ci possono essere differenze compositive tra regioni diverse. Orbita vicino alla famiglia degli asteroidi Hygiea, ma dalle analisi spettrali, non è un membro.





Occultazioni:
( Nell'immagine sopra il risultato dell'occultazione del 2017, che nell'elaborazione corrisponde al modello elaborato dal DAMIT  - Sotto il profilo della curva di luce di una delle linee di corda ).

Parametri orbitali:
Si trova nella zona della Famiglia di asteroidi Hygiea, ma non ne pare un componente, con un semiasse maggiore di 3,101 UA, e va da un perielio di 2,785 UA fino all'afelio con 3,417 UA, ne risulta un'eccentricità di 0,102 ed ha un inclinazione orbitale di 7,466°, con un periodo di rivoluzione intorno al Sole in 5,46 anni (1994,629 giorni).

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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(511) DAVIDA

Davida è uno dei pochi asteroidi della fascia principale la cui forma sia stata determinata tramite osservazioni visive compiute dal suolo terrestre, difatti nel dicembre 2002, gli astronomi utilizzarono il telescopio Keck II, che montava ottiche adattive, per fotografare Davida, e l'immagine rivelò un oggetto semi-oblungo con almeno due sfaccettature piane.

(vedi foto a lato e sotto).

Scoperta:
Davida fu scoperto il 30 maggio 1903 da Raymond Smith Dugan dall'Osservatorio Königstuhl, situato nei pressi di Heidelberg (Germania).
Fu battezzato così in onore David Peck Todd.


Dati fisici:
Il suo periodo di rotazione è pari a circa 5,13 h.
Il suo albedo e tra 0.054–0.066 , mentre la sua magnitudine assoluta (H) è di +6,22.
Davida presenta dimensioni di 357 km × 294 km × 231 km, con una massa di 3.84±0.20×1019 kg, ed una densità pari a circa 3 kg/dm3.
Nel 2001, Michalak stimava che Davida avesse una massa di (6.64 ± 0,56) × 10E19 kg ,  nel 2007, Baer e Chesley stimarono per Davida una massa di (5,9 ± 0,6) × 10E19 kg.
Ma a partire dal 2010, sempre Baer suggerisce che Davida abbia una massa di (3.84 ± 0,20) × 10E19 kg.
Questa stima più recente di Baer suggerisce che Davida è meno massiccia di 704 Interamnia, rendendo Davida il sesto asteroide più massiccio, anche se le barre di errore si sovrappongono, e quindi sono necessari ulteriori studi.
La sua classificazione spettrale è di classe C.
(qui sotto i risultati delle occultazioni stellari)


( A sinistra: doppia occultazione di TYC 5597-01223 il 5 agosto 2016, osservata da due astronomi amatoriali nell'Australia orientale. Entrambi gli osservatori hanno notato eventi di passo, rilevando così la stella ha due componenti. A destra: triplice occultazione di TYC 1964-00787, osservata il 6 febbraio 2009 da tre astronomi negli Stati Uniti orientali . Sotto: Occultazione stellare del 14 luglio 2011 ).


Modelli forma:

Curve di luce:

( SOPRA - la curva di luce ottenuta nel 2009 . SOTTO quella ottenuta nel 2010 ).


Parametri orbitali:
Davida orbita con un semiasse maggiore a 3.164743701 UA dal sole e va da un perielio di 2.57323875 UA fino ad un afelio di 3.756248648 UA, ne risulta quindi un'eccentricità di 0.18690453 ed un periodo di rivoluzione pari a 5.63009883 anni (2056.393597 giorni), infine presenta un inclinazione orbitale di 15.942247° rispetto all'eclittica.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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(87) SILVIA

87 Silvia è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale.
Sylvia è un corpo celeste di grande interesse poiché è il primo asteroide noto a possedere più di un satellite (finora ne sono stati individuati due, ma si crede che possano essercene altri di dimensioni minori).
Sylvia fu battezzata così in onore di Rea Silvia, madre dei gemelli Romolo e Remo della mitologia romana.

Orbita:
Descrive un'orbita poco eccentrica (0,080) situata nella parte esterna della Fascia principale (3,490 UA), al di là della maggior parte dei pianetini, per questo è classificato come uno degli oggetti appartenenti alla famiglia di asteroidi Cibele.
Il suo periodo di rivoluzione intorno al Sole, è di 6,521 anni (2381,639 giorni).
La sua inclinazione orbitale è di 10,856° rispetto all'eclittica.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Le sue dimensioni sono di 384 × 264 × 232 km, e con una densità piuttosto bassa, di 1,2 kg/dm3, ha una massa di 1,478 ± 0,006 × 1019 kg.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +6,94.

(in foto modello dell'asteroide).

( Nel grafico sopra il risultato dell'occultazione stellare del 2013 ).

( Nel grafico il risultato di una delle corde ).

Superficie:
Sylvia ha una superficie molto scura e probabilmente una composizione molto primitiva, con un albedo di 0,0435.
La sua temperatura superficiale media è di 151 K (-122°c).
E' stata classificata nella classe spettrale X.
La scoperta delle sue lune ha reso possibile una più accurata stima della massa e della densità.
Sylvia, inoltre, è un rotatore piuttosto rapido, compiendo un giro completo intorno al suo asse ogni 5,184 h.

Struttura:
Riguardo alla sua struttura interna, sappiamo, dai parametri dei due satelliti, che ha una densità stranamente bassa, ciò indica che l'asteroide è quasi certamente molto poroso, tanto che si ipotizza, che il 60% di esso potrebbe essere spazio vuoto.
Potrebbe essere un corpo che ha subito un impatto distruttivo, poi riaggregatesi a formare l'attuale corpo principale, con alcuni frammenti rimasti in orbita.

Satelliti:
Due piccole lune orbitano attorno a Sylvia, sono state battezzate Romulus e Remus, come i figli di Rea Silvia. Gli astronomi sono convinti che questi satelliti siano frammenti espulsi da Sylvia in un impatto avvenuto in passato.
(87) Sylvia I Romulus
Ha un diametro pari a 18 ± 4 chilometri e orbita ad una distanza di 1356 ± 5 km, portando a termine una rivoluzione completa attorno a Sylvia in 3,6496 ± 0,0007 giorni (87,59 ore).
(87) Sylvia II Remus
Ha un diametro pari a 7 ± 2 km e orbita a una distanza di 706 ± 5 km, portando a termine una rivoluzione completa attorno a Sylvia in 1,3788 ± 0,0007 giorni (33,09 ore).
Note - Altri progetti - Collegamenti esterni

( Ricostruzione artistica ).
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(3) GIUNONE


Scoperta:
Giunone fu scoperto come un oggetto di ottava magnitudine il 1º settembre 1804 dall'astronomo tedesco Karl Ludwig Harding, dall'osservatorio di Lilienthal, presso Brema in Germania.

Dati fisici:
3 Giunone è un asteroide della fascia principale, presenta una forma irregolare con dimensioni di 320×267×200 km, e con un diametro medio pari a 233,92 km, ha una massa pari a (1,51 ± 0,3) × 10-11 M (circa 3 × 1019 kg), approssimativamente pari allo 0,9% di quella dell'intera fascia con una densità di 3,4 kg/dm3.
L'asteroide ruota in direzione prograda in 7,21 ore, con il polo Nord puntato (con uno scarto di 10°) in direzione delle coordinate eclittiche (β, λ) = (27°, 103°) con un'incertezza di 10°. Questo significa che la sua inclinazione assiale è pari a 51°.

( A LATO - Quattro immagini di Giunone riprese a quattro differenti lunghezze d'onda (le due superiori rientrano nello spettro visibile, le due inferiori nell'infrarosso). A 934 nm compare come una macchia scura nella parte inferiore dell'asteroide un vasto cratere da impatto ).

Superficie:
Giunone appartiene alla classe degli asteroidi rocciosi di tipo S, e le osservazioni spettroscopiche suggeriscono che la superficie dell'asteroide sia composta da un miscuglio di olivine e ortopirosseni poveri di calcio, e che sia un corpo omogeneo non differenziato internamente, ed infine il suo albedo superficiale è di 0,238 insolitamente alto, e la presenza di minerali ferrosi in superficie gli conferisce un colore rossastro.
Il 2 ottobre 2001, nell'ambito del Mid-IR Asteroid Spectroscopy survey (Campagna di ricerca spettroscopica degli asteroidi nel medio infrarosso) della Cornell University, sono state condotte misurazioni della temperatura superficiale di 29 asteroidi, tra cui 3 Juno. In tale circostanza è stata rilevata una temperatura massima con il Sole allo zenit di 293 K (circa 20 °C). Associando il dato alla relativa distanza dal Sole, è stato possibile fornire una stima anche del valore massimo raggiungibile al perielio, pari a 301 K (+28 °C).
Giunone si sarebbe formato quindi 4,57 miliardi di anni fa nella porzione interna della fascia.

( SOPRA - Analisi spettrale con l'albedo geometrico in funzione delle lunghezze d'onda da 0,4 a 1,1 micrometri - SOTTO - Il confronto con gli altri primi 4 asteroidi scoperti ).

Forma e struttura:
Asteroide 3 Giunone ad una risoluzione 60 Km. Utilizzando l'Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) a 1,3 mm di immagini continue dell'asteroide ottenute con una risoluzione angolare di 0,042 secondi d'arco (60 km a 1,97 AU).
I dati sono stati ottenuti su un singolo intervallo di 4,4 ore, che copre il 60% del periodo di rotazione di 7,2 ore, approssimativamente centrato sul transito locale. Una sequenza di dieci immagini consecutive rivela continui cambiamenti nel profilo e nella forma apparente dell'asteroide, in buon accordo con la proiezione del cielo del modello tridimensionale dal database di modelli di asteroidi da tecniche di inversione. Misuriamo un diametro medio geometrico di 259 +/- 4 km, in buon accordo con le stime passate di una varietà di tecniche e lunghezze d'onda. A causa dell'angolo di visuale e dell'inclinazione del polo rotazionale, l'emisfero australe domina tutte le immagini. La temperatura media di luminosità del picco è 215 +/- 13 K, mentre la mediana su tutta la superficie è 197 +/- 15 K.
Con la risoluzione senza precedenti di ALMA, troviamo che la temperatura di luminosità varia attraverso la superficie con valori più elevati correlati al punto subsolare e alle aree del pomeriggio, e valori più bassi oltre il terminatore di sera. La dominanza del punto subsolare è accentuata nelle quattro immagini finali, suggerendo una riduzione dell'inerzia termica della regolite nelle corrispondenti longitudini, che sono probabilmente correlate alla posizione del putativo cratere di grande impatto.
( Risultati dell'osservazione con ALMA ).

Ricostruzione artistica:
( Questa ricostruzione artistica, non è frutto di fantasia, come per alcuni oggetti transnettuniani di cui non abbiamo immagini, ma è basata su osservazioni a distanza ed a varie lunghezza d'onda - vedi collage fotografico qui sopra - quindi ricalca abbastanza fedelmente le possibili, reali caratteristiche di questo asteroide ).

Occultazioni stellari:
L'occultazione più fruttuosa è avvenuta l'11 dicembre 1979, quando l'asteroide ha occultato la stella SAO 115946. L'evento è stato registrato da 18 osservatori, tutti in America settentrionale e nelle Hawaii. I dati raccolti durante l'occultazione permisero di stimare in 267 ± 5 km il diametro medio dell'asteroide, il cui limbo, caratterizzato comunque da una forma irregolare, risultò approssimabile da un'ellisse con semiasse maggiore di 145,2 ± 0,8 km e semiasse minore di 122,8 ± 1,9 km. Una successiva stima del diametro medio è stata proposta da Tedesco e colleghi nel 1989 (244 ± 12 km), rivista nel 2002 in 233,92 km.


( Nel grafico i risultati dell'occultazione stellare del 1979 ).

( Nel grafico i risultati dell'occultazione stellare del 2000 ).

( Nel grafico i risultati dell'occultazione stellare del 2017 ).


Hai mai visto un'occultazione stellare? In caso contrario, Jennifer West, Ian Cameron (Università di Manitoba, Canada) e Jay Anderson (Royal Astronomical Society of Canada) condividono il loro eccellente video dell'asteroide Juno mentre occulta la stella di 7a magnitudine SAO 117176 a Hydra il 19 novembre, a 6:50 UT.
West scrive: "Stamattina presto, il nostro team ha osservato l'asteroide di 9 ° magnitudine Juno che ha occultato il SAO 117176 (HIP 43357) dall'osservatorio astronomico di Glenlea a Manitoba, in Canada. Manitoba era l'unica località del Nord America dove l'evento era visibile sotto un cielo limpido. Abbiamo registrato l'intero evento utilizzando il telescopio da 16 pollici dell'osservatorio e una camera CCD Apogee AP47. L'intera occultazione è durata circa 20 secondi, sebbene la nostra sequenza temporale sia stata accelerata di circa 20 volte la velocità reale.
CLICCA QUI :
(l'occultazione attuale si verifica intorno alle 0:35)
https://www.youtube.com/watch?v=-8nV4ZhQPl8  

( I fotogrammi estratti dal video linkato sopra ).

Curva di luce:
( In grafica la curva di luce, approfondimento PDF : QUI ).

Parametri orbitali:
Orbita con un semiasse maggiore di 2,671 UA, dal perielio di 1,989 UA, all'afelio di 3,352 UA, la sua eccentricità orbitale corrisponde a 0,255 con un inclinazione di 12,980° sull'Eclittica e ruota intorno al Sole in 4,37 anni (1594,600 giorni).


( Grafico dell'orbita - JPL ).
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(31) EUFROSINE

31 Eufrosine è uno dei maggiori asteroidi (+250km), della fascia principale.

Osservazione:
Si tratta di un corpo abbastanza scuro vicino al bordo esterno della Fascia. Di conseguenza, Eufrosine non è mai visibile con un binocolo, avente una grandezza massima alla migliore opposizione possibile di circa + 10,2, come nel novembre 2011, ed è in realtà il più debole di tutti i trenta asteroidi precedentemente scoperti.
È un corpo molto poco studiato nonostante sia uno dei più grandi asteroidi. È un asteroide di tipo C con una superficie primitiva. La sua orbita, tuttavia, è piuttosto insolita e presenta una notevole somiglianza con quella di Pallade nella sua alta inclinazione e eccentricità. Ma mentre Pallade ha i nodi vicino al perielio e all'Afelio, il perielio di Eufrosine giace nel punto più settentrionale della sua orbita. Durante una delle rare opposizioni perieliche, Eufrosine risulta molto alta nel cielo alle latitudini settentrionali, ma resta quindi invisibile da paesi come la nuova Zelanda e il Cile.

( Nell'immagine, Eufrosine, è l'oggetto arancione, nei 4 scatti in sequenza se ne evidenzia il movimento rispetto alle stelle fisse ).

Dati fisici:
Le sue dimensioni medie sono di 255.9 ± 5.8 km, con una massa in kg di circa :(5.81±1.97)×1019
Ha una alta densità di 6.61 ± 2.41 kg/dm3 che lo fa ritenere ricco di metalli, la sua superficie è molto scura con un albedo di 0,0543 lo classifica nel tipo C, probabilmente è differenziato tra crosta ed interno.
La stima di massa di Eufrosine, lo rende apparentemente il 5 ° più massiccio asteroide. Ha anche la più alta densità stimata, indicando che è un corpo solido come gli altri asteroidi più grandi. Tuttavia, tutti i grandi asteroidi con densità comparabili (16 Psyche e 532 Herculina) hanno incertezze molto grandi, quindi sia la massa che la densità sono suscettibili di poter essere inferiori alla stima mediana.
L'accelerazione di gravità in media è di circa 0,236 m/s2 , appena inferiore a quella di Vesta che è grosso il doppio e superiore a quella di Pallade che è poco maggiore di Vesta.
Il suo periodo di rotazione è di 5,531 h , mentre resta ancora molta incertezza sulla direzione del polo e sull'inclinazione del suo asse.

Occultazioni:
( Nel grafico i risultati dell'occultazione stellare ).

Curve di luce:
Le varie curve di luce prese in anni differenti concordano sul risultato di un periodo di rotazione corrispondenre a 5,529 ore .
( Curva di luce del 2009 ).

( Nel grafico la curva di luce completa ottenuta durante l'opposizione perielica del novembre 2011, con molte osservazioni di vari osservatori ).

( Curva di luce del 2013 ).

Analisi spettrali:


Parametri orbitali:
Orbita tra il perielio di 2,438 UA ed il perielio di 3.861 AU con un semiasse maggiore dell'orbita di 3,150 UA quindi con un'eccentricità di 0,226 ed un periodo di rivoluzione di 5,59 anni (2041.585 giorni).
La sua inclinazione orbitale di 26,316° , rispetto all'eclittica.
Questo oggetto è l'omonimo di una famiglia di asteroidi che condividono proprietà spettrali simili e elementi orbitali, quindi possono essere stati originati dallo stesso evento collisionale. Tutti i membri hanno un'inclinazione orbitale relativamente alta.

( Diagramma dell'orbita - JPL ).

Scoperta:
Eufrosine fu scoperto da James Ferguson il 1º settembre 1854 e fu il primo asteroide individuato dal Nord America per mezzo del telescopio rifrattore da 9,6 pollici dello U.S. Naval Observatory di Washington.
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(15) EUNOMIA

Introduzione:
15 Eunomia è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale.
È anche il più grande membro della famiglia di asteroidi Eunomia, che porta il suo nome. Come gli altri corpi appartenenti alla sua classe spettrale, è di colore chiaro ed è composto da silicati, nichel e ferro.

Scoperta:
Eunomia fu scoperto il 29 luglio 1851 da Annibale de Gasparis all'Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Napoli, paragonato da lui stesso a una stella di nona magnitudine.
Fu battezzato così in onore di Eunomia, una delle Ore, personificazione dell'ordine e della legge nella mitologia greca.

Dati fisici:
Eunomia ha le dimensioni di un ellissoide triassiale simile ad un uovo di (357×255×212)±15 km, e mediamente un diametro di 255,3 km, la sua massa corrisponde circa all'1% di quella di tutti gli asteroidi ed è di 3.12 ×1019 kg, con una densità di 3,14 kg/dm3, di classe spettrale S.
La sua magnitudine assoluta (H) corrisponde a +5,28.
Inoltre, come caratteristiche fisiche, ha un periodo di rotazione di 6,083 h, ed un albedo di 0,209.
Eunomia è un rotatore retrogrado con il suo polo nord rivolto verso le coordinate dell'eclittica (β, λ) = (− 65 °, 2 °) con un'incertezza di 10 °. Questo dà un inclinazione assiale di circa 165 °.

( In grafica la curva di luce, che da un periodo di rotazione di 6,083 h ).

Forma:

L'evoluzione della curva a ''S'' in funzione del tempo (vedi sotto) mostra chiaramente che la dimensione lungo l'asse X rimane approssimativamente costante mentre le dimensioni lungo l'altro asse aumentano. Questo ci permette di discriminare tra le due possibili soluzioni per l'asse di rotazione. La variazione osservata lungo l'asse dal sensore FGS dell'HUBBLE, all'epoca di osservazione, Eunomia era quasi equatore-on con un ''punto di sotto-terra'' (SEP) con la longitudine vicino a 120°. In queste condizioni di visualizzazione, la lunghezza degli assi più lunghi e più corti (a & c) è ben determinata, mentre la lunghezza dell'asse ( b ) è scarsamente vincolata.
Eunomia, in questo studio, risulta quasi uno sferoide triassiale con dimensioni 361 x 205 x 203 km.
L'appiattimento ellissoidale è maggiore di quello derivato dalla fotometria (a/b = 1.42, a/c = 1.6) anche se b non è ben vincolato. Il volume derivato corrisponde ad un diametro effettivo di 248 km, vicino al diametro determinato con il satellite IRAS (255 km).
Un'analisi più attenta dei residui di adattamento fornisce ulteriori informazioni sulla forma di questo oggetto. Infatti, si può vedere che la curva a S nell'asse X è particolarmente asimmetrica rispetto al modello.
Ciò può riflettere una forma o un'irregolarità di distribuzione della luminosità (cioè presenza di un punto, forma non convessa o non simmetrica, ecc.).
Per testare questa ipotesi, una ''macchia scura'' è stata introdotta nella griglia di raccordo con posizione variabile, relativa albedo, e diametro.
Tuttavia, il punto ''buio'' più adatto è troppo grande (circa il 25% della superficie visibile) e/o troppo scuro per essere realistico. Tale modello sarebbe quindi in totale disaccordo con le curve di luce fotometrica osservate di questo asteroide.

( In grafica l'Interferogramma di Eunomia ).

Occultazioni:
( Risultati dell'occultazione stellare del 20 agosto 2010 ).

( Risultato dell'occultazione stellare del 22 novembre 1989 ).

Superficie:
Come altri veri membri della famiglia, la sua superficie è composta da silicati e un po' di nichel-ferro, ed è abbastanza luminoso. Sulla superficie di Eunomia sono stati rilevati pirosseni ricchi di calcio e olivina, insieme ai metalli nichel e ferro. Studi spettroscopici suggeriscono che Eunomia ha regioni con diverse composizioni: una regione più grande dominata da olivina, povera di pirosseni e ricca di metalli, e un'altra regione un po' più piccola sull'estremità meno appuntita, che è visibilmente più ricca di pirosseni, e ha una composizione generalmente basaltica.
Questa composizione indica che il corpo genitore era probabilmente soggetto a processi magmatici, ed è diventato almeno parzialmente differenziato sotto l'influenza del riscaldamento interno nel primo periodo del sistema solare. La gamma di composizioni dei restanti asteroidi eunomiani, formata da una collisione del corpo genitore comune, è abbastanza grande da includere tutte le variazioni superficiali sulla stessa Eunomia. Della maggior parte degli asteroidi di questa famiglia, i più piccoli sono più ricchi di pirosseni della superficie di Eunomia e contengono pochissimi metalli.

Immagini ottenute con la tecnica delle ottiche adattative e poi tradotte in modelli ).

Struttura:
Eunomia è il residuo centrale del corpo genitore della sua famiglia, che è stato spogliato della maggior parte del suo materiale di crosta dall'impatto perturbante.
Tuttavia, c'è incertezza sulla struttura interna di Eunomia e la relazione con il corpo genitore. Le simulazioni al computer della collisione sono più coerenti con l'ipotesi che sia un riaccumulo della maggior parte dei frammenti di un corpo genitore completamente frantumato, eppure la densità piuttosto elevata di Eunomia indicherebbe che non si tratta di un cumulo di macerie. Qualunque sia il caso in questo senso, sembra che qualsiasi regione del nucleo metallico, se presente, non sia stata esposta.
Una spiegazione precedente agli ultimi studi delle differenze compositive, che Eunomia è un frammento di mantello di un corpo genitore molto più grande (con un po' di crosta su un'estremità, e un po' di nucleo dall'altro), ma ciò sembra essere escluso da studi della distribuzione di massa di tutta la famiglia. Questi indicano che il frammento più grande (cioè Eunomia) ha circa il 70% della massa del corpo genitore, che è coerente con il fatto che esso sia un residuo centrale, con la crosta e parte del mantello spogliato.
Queste indicazioni sono anche in accordo con le recenti determinazioni di massa che indicano che la densità di Eunomia è tipica degli asteroidi sassosi per lo più intatti, e non con la densità anomalamente bassa di una  "pila di macerie " di ~ 1 g/cm ³ che era stata erroneamente riportata in precedenza in altri studi.

Parametri orbitali:
L'orbita di Eunomia lo colloca in una risonanza 7:16 con il pianeta Marte. Il tempo di Lyapunov calcolato per questo asteroide è di 25.000 anni, indicando che occupa un'orbita caotica che cambierà casualmente nel tempo a causa delle perturbazioni gravitazionali dei pianeti.
Orbita mediamente a 2,643 UA dal sole, da 2,149 UA del perielio alle 3,138 UA dell'afelio, con un'eccentricità di 0,187 ed un periodo di rivoluzione di 4,30 anni (1569.687 giorni), infine la sua inclinazione orbitale corrisponde a 11,738° sull'eclittica.


Longitudine del
nodo ascendente
293,399°
Argomento del perielio97,577°
Anomalia media148,829°
Par. Tisserand (TJ)3,340 

( Diagramma dell'orbita - JPL ).
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(107) CAMILLA

107 Camilla è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale. Ruota intorno al Sole lungo un'orbita poco eccentrica, situata nella parte esterna della Fascia principale, al di là della maggior parte dei pianetini, e per questo è classificato come uno degli oggetti appartenenti alla Famiglia di asteroidi di 87 Silvia ed associato al gruppo di 65 Cibele.
I membri di questo gruppo sono in risonanza 7:4 con Giove, rendendo stabile la loro orbita. Probabilmente sono frammenti di una precedente collisione.
E' un raro asteroide triplo con due lune minori scoperte rispettivamente nel 2001 e nel 2016. È di forma allungata e ha un breve periodo di rotazione di circa 4,8 ore.


Scoperta e nome:
Camilla fu scoperto il 17 novembre 1868 da Norman Robert Pogson a Madras (l'attuale Chennai, in India). Fu battezzato così in onore di Camilla, nella mitologia romana regina dei Volsci. Secondo altre fonti, la sua designazione è la forma femminile del nome di Camille Flammarion, astronomo francese.

Dati fisici:
Camilla è un asteroide di tipo X ed ha una superficie molto scura e una composizione carbonacea primitiva .
Tipo spettrale
SMASS ) 
Tholen )
WISE ) 
B – V = 0.705  
U – B = 0.298  

Un gran numero di curve di luce rotazionali sono state ottenute da osservazioni fotometriche dagli anni '80. I risultati più accreditati hanno fornito un breve periodo di rotazione di 4.844 ore con un'ampiezza di luminosità compresa tra 0,32 e 0,53 magnitudo.
L'analisi della curva di luce, indica che il polo nord di Camilla punta molto probabilmente verso le coordinate eclittiche (β, λ) = (+ 51°, 72°) con un'incertezza di 10°, che gli conferisce un'inclinazione assiale di 29°. La modellazione di follow-up dei dati fotometrici ha dato risultati simili.

LINK : https://arxiv.org/pdf/1803.02722.pdf 






Camilla, con una magnitudine assoluta (H) di +7,08 mag e con un albedo di 0,043±0,012 , è più grande di quanto riportato dalla modellazione della fotometria a infrarossi medi, con un diametro equivalente del volume sferico di 254±36 km (3 σ incertezza), in accordo con i recenti risultati della modellazione delle forme ( 344 km × 246 km × 205 km ). Combinando la massa di (1,12±0,01) × 10E19 kg determinata dalla dinamica orbitale dei suoi satelliti e con il volume dal modello di forma 3D, determiniamo una densità di 1,280±0,130 kg/dm3. Da questa densità, e considerando le somiglianze spettrali di Camilla con (24) Themis e (65) Cybele (in cui è stato rilevato il rivestimento di ghiaccio d'acqua sui grani superficiali), deduciamo un rapporto di massa silicati-ghiaccio di 1-6, con un 10 - 30% di macroporosità.
La temperatura media della superficie è di circa 151 K (-122 ° C) e può salire fino a mezzogiorno fino a un massimo di 223 K (-50 ° C).


Parametri orbitali:
Camilla orbita intorno al Sole su un'orbita ellittica, tra 487.900.000 km (3,26 UA) e 556.500.000 km (3,72 UA) . L'eccentricità orbitale è 0,066, il piano dell'orbita è inclinato di circa 10° rispetto al piano dell'eclittica.
Il periodo orbitale di Camilla è di 6,52 anni.

Grafico dell'orbita - JPL ).

Satelliti:

Primo satellite:
Il 1° marzo 2001, un satellite di Camilla è stato trovato da A. Storrs, F. Vilas, R. Landis, E. Wells, C. Woods, B. Zellner e M. Gaffey usando il telescopio spaziale Hubble . È stato designato S/2001 (107) 1 ma non ha ancora ricevuto un nome ufficiale.

Osservazioni successive nel settembre 2005 con il Very Large Telescope (VLT) hanno consentito la determinazione di un'orbita. Oltre ai dati nella casella informativa qui sotto, l'inclinazione è risultata essere di 3±1° rispetto a un asse che punta verso (β, λ) = (+ 55°, 75°). Data l'incertezza di ~ 10° nell'asse di rotazione attuale di Camilla, si può dire che l'inclinazione dell'orbita è inferiore a 10°.
Si stima che il satellite misura circa 11 km di diametro. Supponendo una densità simile a quella del primario, ciò darebbe una massa approssimativa di ~ 1,5 × 10E15 kg. Ha un colore e lo spettro simile al primario.
Caratteristiche orbitali 
semiasse-maggiore
1235 ± 16 km
Eccentricità0,006 ± 0,002
Periodo orbitale
3.710 ± 0,001 giorni
Velocità orbitale media
24,2 m / s
Inclinazione<10 °
Primo Satellite di107 Camilla
Caratteristiche fisiche
Dimensioni~ 11 ± 2 km 
Massa~ 1,5 × 10 15 kg 
Velocità di fuga equatoriale
~ 6 m / s
Magnitudine assoluta  (H)
+13,18 

Secondo satellite:
Nel 2016, la scoperta di un secondo satellite più interno di Camilla è stata riferita dagli astronomi del Very Large Telescope di Cerro Paranal in Cile. Ha la designazione provvisoria S/2016 (107) 1 .
Sono state fatte osservazioni tra il 29 maggio 2015 e il 30 luglio 2016, utilizzando il VLT-SPHERE , il principale strumento collegato all'unità "Melipal" (UT3) da 8 metri del VLT. In 3 sessioni di osservazione su 5, è stato possibile rilevare il nuovo satellite. L'orbita del corpo ha un semiasse-maggiore di circa 340 chilometri, con un'orbita alquanto eccentricà, e moderatamente inclinata.
Il "Johnstons archive" stima un periodo orbitale di circa 12 ore e deriva un diametro per il secondo satellite di 3,5 ± 0,5 chilometri con un rapporto diametro tra terziario e primario di 0,016 ± 0,002 .
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Asteroidi importanti:

(16) PSYCHE

Scoperta:
16 Psyche fu scoperto il 17 marzo 1852 da Annibale De Gasparis dall'Osservatorio astronomico di Capodimonte a Napoli. Fu battezzato così in onore di Psiche, figura della mitologia greca.

Struttura:
L'analisi dello spettro elettromagnetico indica una composizione praticamente pura (90%) di ferro e nichel, con un circa 6% di Ortopirosseni ed altri componenti minori. Si suppone che Psyche e gli altri asteroidi tipo M provengano dal nucleo metallico di un grande planetesimo differenziato simile a Vesta.
Il suo corpo genitore, supponendo che ne avesse uno, si presume sia stato di circa 500km di diametro, o approssimativamente la metà delle dimensioni di Cerere. Se Psyche è un nucleo residuo è possibile che ci siano pure altri frammenti, ma l'asteroide non fa parte di nessuna famiglia conosciuta. Una teoria per la sua formazione è che sia stato colpito un certo numero di volte, ma mai con abbastanza forza per frantumarlo. Il frammento rimanente rappresenta il nucleo di ferro di un protopianeta, possibilmente coperto da un sottile strato di silicati o componenti residui del mantello originale.

Analisi spettrale:
Le precedenti osservazioni basate sull'analisi del suolo hanno mostrato variazioni rotazionali negli spettri del vicino infrarosso (NIR) e nell'albedo radar di questo asteroide. Tuttavia, finora non è stato condotto alcuno studio completo che combina dati a più lunghezze d'onda. Qui presentiamo spettri NIR rotazionalmente risolti (0,7-2,5 micron) di (16) psiche ottenute con la NASA dall'Infrared Telescope Facility.
Questi dati sono stati combinati con modelli di forma dell'asteroide per ogni fase di rotazione. I parametri della banda spettrale estratti dagli spettri NIR dimostrano che il centro della banda di pirosseni varia da ~ 0,92 a 0,94 micron. I valori del centro della banda sono stati utilizzati per calcolare la chimica dei pirosseni dell'asteroide, il cui valore medio è stato trovato Fs30En65Wo5. Sono state osservate anche variazioni nella profondità della banda, con valori che vanno da 1,0 a 1,5%. Utilizzando una nuova calibrazione spettrale di laboratorio abbiamo stimato un contenuto medio di ortopirosseni di 6 +/-1%.
La regione di deficit di massa di Psyche, che esibisce l'albedo radar più alto, Mostra anche il valore più alto per la pendenza spettrale e la profondità minima della banda. Le caratteristiche spettrali di Psyche suggeriscono che il suo corpo genitore non aveva la tipica struttura prevista per un corpo differenziato o che la sequenza di eventi che ha portato al suo stato attuale era più complessa di quanto si pensava in precedenza.


Parametri Orbitali:
Orbita tra un perielio di 2,513 UA fino ad un afelio di 3.328 UA, con quindi un semiasse maggiore di 2.921 UA ed un'eccentricità orbitale di 0,140, mentre la sua orbita è inclinata rispetto all'eclittica di 3.095°. Il suo periodo di rivoluzione intorno al sole è di 4,99 anni ( 1823,115 giorni ).

Dati fisici:
Psyche ha una massa di ( 2.23±0.36×1019 kg ) , abbastanza grande da indurre perturbazioni gravitazionali misurabili nelle orbite degli altri asteroidi, permettendo quindi di valutare accuratamente i valori sia di massa e quindi di densità ( 3,700±0,600 kg/dm3 ).

Le sue dimensioni, determinate da 2 occultazioni stellari (vedi immagine a lato), sono irregolari di 279 × 232 × 189 km (±10%) , ed ha un periodo di rotazione, piuttosto rapido, di 4.195948±0.000001 h.

 
Hauna magnitudine assoluta (H) di +5,90 , con albedo geometrica di 0.15±0.03 e un Albedo radar di 0.37±0.09 (che conferma la natura metallica del corpo).
 
L'analisi della curva di luce indica che la psiche appare alquanto irregolare. C'è un deficit di massa pronunciato vicino all'equatore a circa 90° di longitudine paragonabile al bacino di Rheasilvia su Vesta. Ci sono anche due ulteriori più piccole depressioni (50 – 70 km di diametro), simili a crateri vicino al Polo Sud. Il polo nord di Psyche punta verso le coordinate dell'eclittica (β, λ) = (28 °,-6 °) con un'incertezza di 4 °.

Questo dà un'inclinazione assiale di 95° rispetto al suo piano orbitale.

( Ricostruzione della forma da analisi RADAR ).

( In grafico la curva di luce che dimostra anche irregolarità della forma, oltre al suo rapido periodo di rotazione ).

Curiosità:

Si stima, secondo le quotazioni attuali che valga circa 10.000 quadrilioni dollari, se qualcuno ha un gancio di traino a portata di mano.......... La NASA ha annunciato una missione di esplorazione con lancio nel 2022.

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(88) THISBE

88 Thisbe , è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale.

Scoperta:
Thisbe fu scoperto da Christian Heinrich Friedrich Peters il 15 giugno 1866 dall'osservatorio dell'Hamilton College di Clinton,

Nome:
Venne battezzato così in onore di Tisbe, figura della mitologia babilonese, le cui gesta sono narrate in antica fiaba romana.

( Modelli della forma di Thisbe, elaborati con i dati ricavati dalle occultazioni stellari ).

Dati fisici:
Dimensioni:
Durante l'occultazione di una stella da parte di Thisbe, osservata il 7 ottobre 1981, il suo diametro fu ristimato verso l'alto, a circa 232 +/- 12 km.

1981

2016
( SOPRA il risultato delle varie linee di corda dell'occultazione del gennaio 2016 ).
( SOTTO nel dettaglio la rilevazione di una delle linee di corda ).

Nel 2000, Thisbe è stato osservato sul radar dall'Osservatorio di Arecibo, ed il ritorno del segnale corrisponde ad un diametro effettivo di 207 ± 22 km, confermando le dimensioni dell'asteroide calcolate con altri mezzi.

Curve di luce e rotazione:
Le 1977 osservazioni fotometriche di questo asteroide hanno prodotto una curva di luce con un periodo di 6,0422 ± 0,006 h e una variazione di luminosità di 0,19 magnitudini.

( SOPRA - Nei grafici i risultati delle curve di luce di Thisbe ).

Massa:
Thisbé è stato disturbato gravitazionalmente dall'asteroide (7) IRIS e Michalak è stato in grado di stimare la sua massa a 1,5 × 10E19 kg nel 2001. Ma risulto che Iris è lui stesso gravemente disturbato da molti altri pianeti minori come (10) Hygiea e (15) Eunomia.
Nel 2008, Baer stimò la massa di Thisbe a 1,05 × 10E19 kg, ma successivamente nel 2011, lo stesso Baer ha rivisto la sua stima a 1,83 × 10E19 kg con un'incertezza di 1,09 × 10E18 kg.

Superficie:
La superficie risulta particolarmente scura, con un albedo di 0,0671.
La sua classe spettrale per la classificazione Tholen è CF , mentre per la classificazione SMASSII è B.
La sua magnitudine assoluta (H) è di +7,04.


Parametri orbitali:
Orbita intorno al Sole in 4,60 anni (1681,709 giorni) , con un semiasse maggiore di 2,768 UA, spaziando da un perielio di 2,312 UA fino ad un afelio di 3,224 UA , quindi con un'eccentricità di 0,165 ed una inclinazione orbitale di 5,219° rispetto all'eclittica.

( Grafico dell'orbita del JPL ).
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(130) ELEKTRA

Introduzione:
 
Elektra, fluttua all’interno della fascia principale di asteroidi, la regione del Sistema solare situata grossomodo tra le orbite di Marte e di Giove e occupata da numerosi corpi di forma irregolare, ed appartiene alla categoria degli asteroidi tripli.
Già perché attorno al corpo principale orbitano due piccole lune, due sassi irregolari che brillano come diamanti nella bellissima immagine pubblicata dallo European Southern Observatory.
Il gruppo di ricerca, guidato da Bin Yang del centro Eso di Santiago, si è servito delle potenti ottiche dello strumento SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument), montato sulla Unit Telescope 3 del Very Large Telescope sul Cerro Paranal, in Cile.
Utilizzando i dati raccolti con lo strumento SPHERE, Yang e colleghi hanno potuto scoprire, per esempio, che Elektra è stata creata in seguito di un impatto erosivo.
Blocchi di materiale possono dunque staccarsi dal corpo principale e formare piccoli satelliti partendo dal materiale fornito dal corpo principale.

 


Scoperta e nome:
130 Elektra è un asteroide abbastanza grande della fascia principale esterna. Fu scoperto il 17 febbraio 1873 dall'astronomo Christian Peters presso l'Osservatorio di Litchfield, New York, e prende il nome da Electra, una vendicatrice della mitologia greca.
 
Parametri orbitali:
Orbita con un semiasse maggiore di 3,12892 UA, e spazia da un perielio di 2.47815 UA, fino ad un afelio di 3.77969 UA, quindi presenta un'eccentricità orbitale di 0.20799 , ed un inclinazione di 22.8461° rispetto all'eclittica.
Il suo periodo di rivoluzione intorno al Sole è di 5,53 anni - ( 2021.6 giorni ).

 
  ( Grafico dell'orbita dal sito del JPL ).
 
Superficie e forma:
 
Il suo spettro è di tipo G, quindi probabilmente ha una composizione simile a Cerere. Le firme spettrali di composti organici sono state osservate sulla superficie di Elektra e mostra prove di alterazioni acquose.
Alla fine degli anni novanta, una rete di astronomi in tutto il mondo raccolse dati sulla sua curva di luce che alla fine fu utilizzata per ricavare il periodo di rotazione ed i modelli di forma di Elektra.
La curva di luce di (130) Elektra forma un doppio sinusoide mentre il modello di forma è allungato e l'asse di rotazione derivato è perpendicolare al piano dell'eclittica.
Sulla sua superficie, mediamente si toccano temperature di -120°c , che possono pure toccare dei picchi massimi di -23°c.
 
 
 

 
Dati fisici:
Osservazioni ottiche hanno trovato due satelliti di questo asteroide.
Una volta che le orbite sono note, la massa di Elektra può essere trovata in modo affidabile.
Il valore di 6,6-10E18 kg indica una densità di 1,3 ± 0,3 g/cm3. Le osservazioni ottiche hanno anche determinato che la forma di Elektra è piuttosto irregolare, oltre a fornire indicazioni di differenze di albedo del 5-15% sulla sua superficie, in media di 0.0755±0.011.
La sua dimensione è di 215×155 ± 12 km, con un inclinazione dell'asse di rotazione di 157°.
Con un periodo di rotazione di 0.230103 giorni - ( 5.52247 h ) .
La sua magnitudine assoluta (H) è di +7,12.

 

( Elektra è stato osservato passare davanti a una dozzina di stelle dal 2007, in particolare il 21 aprile 2018, quando oltre 30 astronomi per lo più cittadini sparsi in cinque paesi europei hanno registrato l'improvviso calo di luce di una stella di undicesima magnitudine. La trama delle linee di corda , rivela un corpo con forma allungata, forse il risultato di una fusione tra due corpi all'inizio della storia del Sistema Solare ).
 

( In grafica le tracce rilevate dagli osservatori : - 104 San Marcello Pistoiese, Pian de Termini - K63 Castelvecchio Pascoli - A29 Santa Maria a Monte, Tavolaia ).
 
LINK: http://www.gamp-pt.net/index.php?option=com_content&view=article&id=261:asteroide-310-occultazione-positiva&catid=62:asteroidi&Itemid=138
 
Satelliti:


S/2003 (130) 1
Nel 2003, una piccola luna di Elektra è stata scoperta utilizzando il telescopio Keck II.
Il diametro del satellite è di 7 ± 3 km o 6 km, e orbita ad una distanza di circa 1318 ± 25 km, con un'eccentricità orbitale di 0.13 ± 0.03 , ed un periodo di rotazione di 5.258 ± 0.0053 giorni, con un orbita inclinata di 3° rispetto al piano equatoriale di Elektra.
Il satellite ha ricevuto la designazione provvisoria S/2003 (130) 1

S/2014 (130) 1
Nel dicembre 2014 una luna leggermente più piccola, di circa 5,2 km, ed orbitante intorno a Elektra circa tre volte più vicina di S/2003 (130) 1, è stata scoperta usando lo strumento SPHERE sul telescopio Melipal del VLT. 
Questo secondo satellite è stato provvisoriamente chiamato S/2014 (130) 1.
Orbita a 460 km da Elektra con un'eccentricità di 0,10 , ed un periodo di 1,100 giorni.
L'inclinazione orbitale è di 46° rispetto all'equatore di Elektra

Link:
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(324) BAMBERGA

Scoperta e denominazione:
324 Bamberga è uno degli asteroidi più grandi della Fascia principale della zona centrale, ed è quindi uno degli ultimi grandi asteroidi individuati (oltre i 200 km), fu scoperto infatti, relativamente tardi, il 25 febbraio 1892 da Johann Palisa dall'osservatorio di Vienna, dove lavorava come assistente notturno, utilizzando uno dei due grandi telescopi rifrattori da 27 e 12 pollici.

(Immagine di Bamberga).

Fu battezzato così in onore della città tedesca di Bamberga dal primo cittadino in persona, il Dr. von Brandt, durante una conferenza.

Composizione e superficie:
La sua classe spettrale è a metà strada fra quella degli asteroidi di tipo C e di tipo P.
La superficie si presenta molto scura con un albedo di 0,0628 e si ritiene coperta da materiale carbonioso, come confermano le analisi spettrali.
La sua densità di circa 1,6 kg/dm3 fa ipotizzare la presenza di ghiaccio sottosuperficiale oppure l'esistenza di grosse porosità ma questa ipotesi è poco probabile.




Dati fisici:
Le stime delle sue dimensioni danno diametro medio di circa 229,44 km.
L'8 dicembre 1987 è stata osservata un'occultazione di Bamberga, e le misure hanno indicato un diametro di circa 228 km, in linea con i risultati dell'IRAS.
Ha una magnitudine assoluta (H) di +6,82 mag.
Il periodo di rotazione di oltre 29 ore è insolitamente lungo per un asteroide di diametro superiore a 150 km.

Dati fisici
Dimensioni229,4 km
Diametro medio229,44 ± 7,4  km (IRAS)
234,67 ± 7,80 km
Massa1,03 ± 0,10 × 1019 kg
Densità media1,52 ± 0,20 × 10³ kg/m³
Accelerazione di gravità in superficie0,052 m/s²
(0,377 g)
Velocità di fuga110 m/s
Periodo di rotazione29,43 ore (1,226 giorni)
Temperatura
superficiale
~172 K (media)
Albedo0,0628
CURVE DI LUCE:
 ( Curva di luce estesa ad un periodo di 20 giorni da cui si notano le maggiori corrispondenze per il periodo più breve dei due presi in esame ).

 ( SOPRA - Curva di luce del 2007 a conferma del grafico sopra, da cui è stato dedotto il profilo dell'asteroide riportato qui SOTTO ).

OCCULTAZIONI STELLARI:

SOPRA - Occultazione multi-corda del 2007 - SOTTO - a corda singola del 2017 ).


Osservazione:
È il 14° asteroide più grande nella fascia degli asteroidi. Oltre al NEAR-EARTH Eros , è stato l'ultimo degli asteroidi scoperti che è sempre facilmente visibile con un binocolo.
Nel complesso Bamberga è il decimo asteroide della cintura principale più luminoso.
La sua eccentricità orbitale molto elevata significa che la sua grandezza di opposizione varia notevolmente, in rare opposizioni vicino al perielio di Bamberga può raggiungere una magnitudine di +8,0, che sarebbe luminosa come la luna di Saturno , Titano .
Tali opposizioni quasi-perielio si verificano su un ciclo regolare ogni ventidue anni, con l'ultimo che si è verificato nel 2013 e il successivo sarà nel 2035, quando raggiungierà magnitudo +8,1 il 13 settembre.


La sua luminosità in queste rare opposizioni vicino al perielio rende Bamberga l'asteroide tipo C più luminoso, all'incirca una magnitudo più brillante della luminosità massima di 10 Igiea con circa +9,1. A tale opposizione Bamberga può infatti essere più vicina alla Terra di qualsiasi altro asteroide cintura principale con magnitudine superiore a +9,5, avvicinandosi a 0,78 UA . Per fare un confronto, 7 Iris non si avvicina mai più di 0,85 UA e 4 Vesta mai più vicino di 1,13 UA (quando diventa visibile ad occhio nudo in un cielo privo di inquinamento luminoso).
Nel 1988 è stata eseguita una ricerca di satelliti, detriti o polvere in orbita attorno a questo asteroide utilizzando il telescopio UH88 presso gli osservatori Mauna Kea , ma lo sforzo ha dato risultato negativo.

Parametri orbitali:
Bamberga presenta un'orbita fortemente ellittica con un semiasse-maggiore di 2,681447 UA, con un periodo di rivoluzione intorno al Sole di 4,39 anni (1603,808 giorni).
La sua eccentricità orbitale corrisponde a 0,3406546 , quindi spazia da un perielio di 1.7679997 UA fino ad un afelio di 3,594894 UA.
Il suo piano orbitale è poco inclinato con 11,1017020° rispetto all'eclittica.
La longitudine del nodo ascendente è di 327,883° , mentre l'argomento del perielio è 44,2409°.


Grafico dell'orbita - JPL ).
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(451) PATIENTIA

451 Patientia è il 15° asteroide più grande nella fascia principale tra Marte e Giove.
Raggiunge regolarmente l'undicesima magnitudine apparente, come l'11 gennaio 2013 e il 12 dicembre 2017, quindi nelle opposizioni favorevoli ha raggiunto rispettivamente le magnitudini +10,7 e +10,4, molto luminose per un pianeta minore scoperto relativamente tardi.


Dati fisici:
Tra il 1969 e il 2003 sono stati condotti vari studi fotometrici multipli su questo asteroide. I dati combinati hanno dato una curva di luce irregolare con un periodo sinodico di 9.730 ± 0.004 ore e una variazione di luminosità di 0,05-0,10 di magnitudine .
Mentre i risultati di varie occultazioni stellari con numerose linee di corda, hanno fornito un diametro medio di circa 224,96 km.
Patientia ha una magnitudine assoluta (H) di +6,65 , con un albedo geometrico di 0,0764 ± 0,003 .
Ha una massa di (1,09 ± 0,53) × 10E19 kg , con una densità di 1,60 ± 0,80 kg/dm3 . ma questi dati presentano ancora un'incertezza abbastanza elevata.

OCCULTAZIONE STELLARE

CURVA DI LUCE

Spettro e 
composizione Superficiale:
L'analisi spettrale della superficie di Patientia (riportata nel grafico qui a lato), ha fornito un risultato che ha indotto ad inserirla tra i tipi CU della classificazione spettrale di Tholen , e la pendenza spettrale oltre alla presenza di un assorbimento più marcato a 3 micrometri ci induce ad ipotizzare che sia molto simile a 52 Europa riguardo alla sua composizione superficiale che in gran parte si ipotizza coperta da materiale carbonioso.
Il satellite giapponese a infrarossi Akari non ha rivelato la presenza di minerali idratati.
Gli indici di colore rilevati sono: B-V = 0,666 / U-B = 0,310 .


Parametri orbitali:
Patientia orbita ad una distanza tra i 2.83038586 UA ( perielio ) ed i 3,2895137 UA ( Afelio ) , ruota in 5,35 anni (1955,104 giorni) intorno al Sole, con un semiasse-maggiore di 3,059949789 UA . L'orbita è inclinata di 15,23931759° rispetto all'eclittica , mentre la bassa eccentricità è di solo 0,075022122.
La Longitudine del nodo ascendente è 89.24234941850715°.
L'Argomento del perielio è 336.6517904884097°.
DATI JPL: https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=451 

Grafico dell'orbita - JPL ).

Scoperta e denominazione:
Patientia fu scoperto il 4 dicembre 1899 dall'astronomo francese Auguste Honoré Charlois (soprannominato il furetto dei pianetini per l'elevato numero di asteroidi individuati, ben 99 ) grazie al telescopio rifrattore da 76 centimetri (30 pollici) dell'Osservatorio di Nizza, dove lavorava come segretario del direttore Henri Perrotin.
Il suo nome è dedicato alla Patientia, il latino di pazienza, inizialmente catalogato con la denominazione provvisoria A899 XA.
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(532) HERCULINA

Introduzione:
532 Herculina, a volte citato come Ercolina, è un grande asteroide della fascia principale del sistema solare, si tratta di uno dei venti asteroidi più massicci della fascia del diametro medio di circa 222,39 km. Sebbene non siano state condotte indagini dettagliate sulla sua natura, si ritiene comunemente che la sua composizione sia analoga a quella di Giunone.

(Foto di Ercolina).

Ercolina è uno dei membri più grandi della fascia principale degli asteroidi . Si ritiene che si collochi tra i primi 20 in termini di dimensioni, ma le dimensioni esatte di molti asteroidi di grandi dimensioni sono ancora incerte. L'attuale stima della sua massa la classificherebbe vicino alla top 10.

Scoperta e denominazione:
Ercolina venne scoperto il 20 aprile 1904 dall'astronomo tedesco Max Wolf ad Heidelberg. Probabilmente deve il suo nome ad una conoscente dello stesso Wolf di nome Ercolina, oppure alla figura mitologica di Ercole. Gli altri asteroidi scoperti nel medesimo periodo da Wolf devono il proprio nome a personaggi dell'opera, ma non è dato sapere se questo sia anche il caso di Ercolina.


Forma e dati fisici:
Un esame dei dati fotometrici (Kaasalainen et.al., 2001) ha indicato che Ercolina non possiede una forma sferica, ma ricorda piuttosto un cuboide (effettivamente, il limite inferiore necessario affinché un asteroide assuma forma tendenzialmente sferica per effetto della propria gravità è pari a circa 280 km di diametro). Sembra che la sua superficie sia fortemente craterizzata, ma priva di cambiamenti significativi di albedo; l'asteroide può quindi ritenersi ragionevolmente omogeneo. La curva di luce è tuttavia abbastanza complessa, e le conclusioni fornite sono ancora oggetto di dibattito.
Gli ultimi studi sembrano indicare un rapporto fra gli assi di 1 - 1,1 - 1,3 .
È stato spesso studiato per le sue complesse curve di luce , che hanno reso alquanto difficile la determinazione della sua forma e rotazione. Una serie di osservazioni sull'interferometria a chiazze del 1982 ha portato a un semplice modello preliminare di Herculina come oggetto a tre assi, forse 260 x 220 x 215 km. L'analisi del 1985 di questi dati concluse che aveva una forma non sferica con un punto luminoso, mentre uno studio di astrometria fotometrica del 1987 concluse che l'oggetto era sferico con due punti scuri (e ruotava attorno a un polo completamente diverso), studio che a sua volta fu smentito da una termica del 1988, che ha mostrato che l'oggetto non è sferico. Alla fine degli anni '80, il modello generalmente accettato era un oggetto a tre assi con un punto d'albedo maggiore o caratteristiche topografiche evidenti, che sembrano più probabili, come grandi crateri.
I dati dell'IRAS indicano per il diametro medio il valore di 222.39 +/- 4,2 km , mentre per la sua densità il valore è di 4 kg/dm3 , da cui si deriva una massa di ~ 2,29 × 10E19 kg .
L'asteroide è classificato di tipo S con un albedo geometrico di 0,1694 ± 0,007.
Il suo periodo di rotazione è di 9,405 h (0,3919 giorni ).

OCCULTAZIONI STELLARI


CURVE DI LUCE


ORBITA
( Nel diagramma sono indicati i dati di perielio ed afelio, con i relativi dati di velocità orbitale e temperature superficiali - Zeme indica la Terra ).

Parametri orbitali:
Ercolina si muove tra una distanza di 2.277 UA ( perielio ) fino a 3.265 UA ( Afelio ) , in circa 4,62 anni intorno al sole . L'orbita è inclinata di 16.3084° rispetto all'eclittica , l'eccentricità orbitale è di 0,1778.
Ha un semiasse-maggiore di 2,772 UA.
Longitudine del nodo ascendente 107.6°.
Argomento del perielio 76,5°.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Nessun satellite !!!
Nel 1978, durante un'occultazione stellare, si ritenne di aver individuato attorno ad Ercolina un piccolo satellite; si sarebbe trattato della prima scoperta di un satellite asteroidale. Studi successivi, suffragati anche da osservazioni del telescopio spaziale Hubble (1993) che non hanno individuato satelliti di sorta, hanno progressivamente smentito quest'ipotesi.
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(48) DORIS

48 Doris ( dal greco Δωρις) è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale.

Scorperta e denominazione:
Doris fu scoperto il 19 settembre 1857 da Hermann Mayer Salomon Goldschmidt dall'Osservatorio astronomico di Parigi (Francia). Jean Baptiste Elie de Beaumont, un geologo francese, lo battezzò così in onore di Doris, un'oceanina della mitologia greca. 48 Doris e 49 Pales, scoperti lo stesso giorno, sono soprannominati Les Deux Jumelles, le due gemelle.


Dati fisici:
Un occultazione il 19 marzo del 1981, ha suggerito un diametro di 219 ± 25 km. [7] Le osservazioni di un'occultazione del 14 ottobre 1999, usando quattro accordi ben posizionati , indicano un ellissoide di 278 × 142 km e che 48 Doris è un oggetto di forma estremamente irregolare.
Caratteristiche fisiche
Dimensioni278 × 142km
(occultazione)

221,8 ± 7,5 km ( IRAS )
216,473 +/- 4,76 km
( NEOWISE )
Massa(1,23 ± 0,60) × 10 19  kg 
Densità media
2,12 ± 1,07 g / cm 
Periodo di rotazione
11.89 h 
Albedo geometrico
0,062 
Tipo spettrale
CG (Tholen) 
Magnitudine assoluta  (H)
+6.90 

Occultazione stellare:

Curva di luce:

Spettro:

Parametri Orbitali:
Doris passerà entro 0,019  UA da Pallade nel giugno 2132.
Caratteristiche orbitali 
Epoca 31 dicembre 2006 ( JD 2454100.5)
Afelio500,093 Gm
(3,343 UA )
Perielio430,463 Gm
(2,877 AU )
semiasse-maggiore
465,278 Gm (3.110 UA )
Eccentricità0,075
Periodo orbitale
2003,453 d (5,49 anni )
Anomalia media
336,191 °
Inclinazione6,554 °
Longitudine del nodo ascendente
183,754 °
Argomento del perielio
257,583 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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(45) EUGENIA

45 Eugenia è un grande asteroide della Fascia principale, con un diametro di 214 km. È conosciuto come uno dei primi asteroidi per i quali sia stato individuato un satellite naturale in orbita attorno ad essi. È stato il secondo asteroide per cui si è accertato che fosse un sistema triplo.


Scoperta e denominazione:
Eugenia fu scoperto il 27 giugno 1857 da Hermann Mayer Salomon Goldschmidt all'Osservatorio astronomico di Parigi. Goldschmidt stesso lo battezzò così in onore dell'Imperatrice Eugenia de Montijo, moglie di Napoleone III, e fu il primo asteroide ad essere chiamato con il nome di una persona realmente esistente, piuttosto che una figura delle leggende classiche.

Superficie e composizione:
Eugenia è un asteroide di tipo F, ciò significa che è di colore molto scuro (nero come la fuliggine) con una composizione carboniosa ed con un'albedo di 0,04. Come 253 Mathilde, la sua densità sembra essere stranamente bassa di 1,12 kg/dm3 e potrebbe quindi trattarsi di un cumulo di pietrisco altamente poroso e non di un oggetto monolitico.
La sua composizione è conforme con un 90% di olivine amorfe e con un 10% di enstatiti, la sua superficie risulta completamente anidra.


Dati fisici:
Ha delle dimensioni irregolari con un diametro medio di circa 214 km.
La massa di Eugenia era stata precedentemente calcolata a 5,69x10E18 kg . La luminosità assoluta (H) è data in +7.46 mag.
La temperatura media della superficie è di circa 171 K (-102° C) e può aumentare a mezzogiorno fino a un massimo di 253 K (-20° C).



CURVE DI LUCE:
L'analisi della curva luminosa indica che il polo di Eugenia punta probabilmente verso coordinate eclittiche (β, λ) = (-30°, 124°) con un'incertezza di 10°, che gli conferisce un'inclinazione assiale di 117°. La rotazione di Eugenia è quindi retrograda.
Eugenia ruota attorno al suo asse in 5 ore e 41,9 minuti , (0,2375 giorni).

2005:


2014:


Parametri orbitali:
Eugenia gira intorno al Sole su un'orbita ellittica, tra i 372.600.000 km (2,49  UA ) del perielio e i 441.000.000 km (2,94 UA) dell'afelio. L'eccentricità orbitale è 0,084 , il piano dell'orbita è inclinato di circa 6,6° rispetto al piano dell'eclittica .
Il periodo orbitale di Eugenia è di 4,48 anni , con quindi un semiasse-maggiore di 2,715 UA.
Anomalia media
45,254 °
Inclinazione6.610 °
Longitudine del nodo ascendente
147,939 °
Argomento del perielio
85,137 °

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Satelliti:
Nel complesso, il sistema Eugenia sembra essere abbastanza stabile, come esplicato nel grafico sotto dove si evidenziano le regioni di stabilità R3 e R4, e non vi sono segni di disturbi orbitali delle due lune dovuti a risonanze , né per l'effetto di Kozai , indicando che le inclinazioni delle orbite delle lune non sono avvenute attraverso l'influenza di Eugenia.

Uno studio di sviluppo decennale del sistema indica che le orbite di Petit-Prince e S / 2004 (45) 1 sono facilmente disturbate dal sole e, in misura minore, dalle interazioni reciproche tra di loro.

(In foto i due piccoli satelliti).


Piccolo Principe:
Nel 1998, gli astronomi del Canada-France-Hawaii Telescope a Mauna Kea, Hawaii, scoprirono una piccola luna orbitante attorno a Eugenia. IAUC 7503 Il nuovo satellite fu chiamato Petit-Prince (45 Eugenia I, S/1998 (45) 1), in onore del figlio dell'Imperatrice Eugenia, il Principe Imperiale Napoleone Eugenio; è stata la prima luna asteroidale a essere individuata da un telescopio situato al suolo. Petit-Prince è molto più piccolo di Eugenia (circa 13 km di diametro) e impiega  poco meno di cinque giorni per descrivere un'orbita completa intorno ad esso.
Orbita ad una distanza di circa 1.164 km, 4,716 giorni , la sua eccentricità orbitale è di 0,002 con un inclinazione di 8° rispetto all'equatore di Eugenia.


Principessa:
Nel 2004 dall'analisi delle immagini raccolte dal telescopio Yepun del VLT dell'ESO a Cerro Parnal in Cile, è stato individuato un secondo satellite più piccolo, Princesse, (diametro stimato 6 km) a cui è stato assegnato il nome provvisorio di S/2004 (45) 1.
La scoperta è stata annunciata nella IAUC 8817, il 7 marzo 2007 da Franck Marchis e dai suoi collaboratori dell'IMCCE .
La luna orbita attorno a Eugenia ad una distanza di 611 km in 1.793 giorni , con un'eccentricità di 0,110 ed un inclinazione del piano orbitale di 18° rispetto al piano equatoriale del primario.

( Collage di immagini di Eugenia ed i suoi satelliti ).
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(375) URSULA

Introduzione:
375 Ursula , designazione provvisoria (A893 SB) , è un grande asteroide della fascia principale di più di 200 km, ed è il corpo progenitore della relativa famiglia collisionale, che orbita nella parte esterna della fascia.

(Immagine da telescopio)

Scoperta e nome:
E 'stato scoperto il 18 settembre 1893, dall'astronomo francese Auguste Charlois all'Osservatorio di Nizza , in Francia.
Il significato del suo nome è sconosciuto, ma potrebbe essere stato dato in onore di qualche donna a cui tenesse particolarmente.

Dati fisici:
Secondo le indagini condotte dal satellite giapponese Akari e dalla missione NEOWISE dell'esploratore a infrarossi a largo campo della NASA , Ursula misura tra 189,45 e 215,67 chilometri di diametro e la sua superficie ha un'albedo tra 0,04 e 0,049.

OCCULTAZIONI:
Le osservazioni di un'occultazione stellare del 15 novembre 1984 che hanno prodotto sei accordi, indicano un diametro stimato di 216 ± 10 km.

Qui a lato è riportato il risultato di un'occultazione stellare del 4 dicembre del 2010 che ha prodotto ben 5 linee di corda positive, che hanno fornito un dato per le dimensioni tradotto in un ellissoide di circa 220 x 188 km.

Il Collaborative Asteroid Lightcurve Link deriva un albedo di 0,0494 e adotta un diametro di 216,1 chilometri basato su una magnitudine assoluta (H) di +7,21.
Massa(8,45 ± 5,26) × 10 18  kg 
Densità media
2,29 ± 1,43  kg / dm 
Nel gennaio 2017, la curva di luce rotazionale finora più accreditata di Ursula è stata ottenuta da osservazioni fotometriche dell'astronomo americano Frederick Pilcher presso il Mesa Observatory (G50), ne New Mexico. L'analisi della curva della luce ha fornito un periodo di rotazione di 16.899 ore con un'ampiezza di luminosità di 0,11 magnitudini.



( Curva di luce da Lorenzo Franco dell'osservatorio A31 Balzaretto ).

Tipo e composizione superficiale:
Nella classificazione Tholen , Ursula è uno scuro e carbonioso asteroide di tipo C , mentre nella tassonomia SMASS , è un Xc.
Il picco di assorbimento a 3,1 micron indica anche a presenza di ghiaccio d'acqua, e la leggera flessione da 3,4 a 3,6 micron indica anche una certa presenza di composti organici.
Indici di colore:
B – V = 0.683 .
U – B = 0.341 .


Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,1229248 UA e da un'eccentricità di 0,1078015, inclinata di 15,93428° rispetto all'eclittica.
Ha quindi un periodo di rivoluzione di 5,5188 anni ( 2016 giorni).
Afelio3.4544 UA
Perielio2.7928 UA
Longitudine del
nodo ascendente
336,67193°
Argomento del perielio344,56376°
Anomalia media228,37657°
( Grafico dell'orbita - JPL ).
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(29) ANFITRITE

29 Anfitrite è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale.

Scoperta:
Anfitrite fu l'unico asteroide individuato da Albert Marth, e fu scoperto il 1º marzo 1854 grazie al telescopio da 7 pollici dell'osservatorio privato di George Bishop al Regents Park di Londra, Regno Unito. Fu battezzato così in onore di Anfitrite, una dea del mare nella mitologia greca.


Dati fisici:
Le osservazioni sull'emissione termica a infrarossi indicano che Anfitrite ha un diametro medio di circa 210 chilometri e la sua superficie riflette circa il 15% della luce solare.
La quantità di luce riflessa varia con un periodo di rotazione di 5,39 ore in modo altamente irregolare, che indica una forma "piramidale" frastagliata con sporgenze probabilmente anche di 30 chilometri sopra il raggio medio.

(A lato un'immagine diretta effettuata con ottiche adattative).

Ha dimensioni, determinate da occultazioni stellari di 233 km × 212 km × 193 km , in linea con le misurazioni IRAS di un diametro medio di 212,22 ± 6,8 km.
Una stima recente di Baer suggerisce che abbia una massa di 1,18 × 10E19 kg.
Da questi dati sopra se ne deduce una densità di 2,36 ± 0,26 kg/dm3.

OCCULTAZIONI STELLARI:
( 2014 )

( 2015 )

CURVE DI LUCE E PROFILI DERIVATI:





Superficie:
Misure della polarizzazione della luce riflessa indicano che la superficie è coperta da a
strato di materiale polverizzato, presumibilmente creato da piccoli impatti.
I dati ottenuti nella regione spettrale visibile (lunghezza d'onda da 0,3 a 1,1 micron) indica che Anfitrite appartiene alla classe spettrale comune S , con una curva spettrale fortemente arrossata con assorbimento superficiale in bande diagnostiche dei minerali di silicato: olivina 40% e pirosseno 60% , con ferro e nichel allo stato metallico.



Osservazione:
L'orbita di Anfirite è meno eccentrica e inclinata rispetto a quella dei suoi cugini più grandi; in effetti, è il più circolare di qualsiasi asteroide scoperto fino a quel momento.
Di conseguenza, non diventa mai così luminoso come IRIS o EBE , specialmente perché è molto più lontano dal Sole di quegli asteroidi. Può raggiungere magnitudini di circa +8,6 a un'opposizione favorevole, ma di solito è attorno al limite binoculare di +9,5.


Parametri orbitali:
Caratteristiche orbitali 
Epoca 2019-apr-27 
Afelio
2,739786215820556 UA
Perielio
2,368440909439159 UA
semiasse-maggiore
2,554113562629857 UA
Eccentricità
0,0726955355107702
Periodo orbitale
4,08 anni ( 1.490,935 giorni )
Anomalia media
284,235314522542°
Inclinazione
6,082523343833398°
Longitudine del nodo ascendente
356,3417672264347°
Argomento del perielio
63,36324048192493°
( Grafico dell'orbita - JPL ).
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(13) EGERIA

Egeria ( dal latino Ēgeria, originariamente chiamato Egeria Ferdinandea, catalogato secondo la designazione asteroidale come 13 Egeria ) è un grande asteroide della fascia principale.

Scoperta e denominazione:
Egeria Ferdinandea, fu scoperto da Annibale De Gasparis (in foto a lato) il 2 novembre 1850 all'Osservatorio astronomico di Capodimonte, a Napoli.
Fu battezzato così dal matematico francese Urbain Le Verrier (colui che aveva scoperto Nettuno con i suoi calcoli) su richiesta dello stesso De Gasparis, noto per concedere ad altri l'onore di nominare le sue scoperte.
Egeria era una dea (o una ninfa, a seconda delle fonti) protettrice delle nascite e delle sorgenti, venerata ad Aricia, l'antica Ariccia, comune nell'area dei Castelli Romani, divenuta moglie di Numa Pompilio, secondo re di Roma.


Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +6,74 mag , con un albedo di 0,049.
Le determinazioni con NEOWISE hanno fornito un diametro medio di 202,636 km coerente con i risultati delle occultazioni stellari.
Di Egeria sono state osservate diverse occultazioni stellari , l'8 gennaio 1992 l'evento ha fornito informazioni sulla forma dell'asteroide, piuttosto circolare (le misurazioni del disco hanno fornito 217 × 196 km).
Il 22 gennaio 2008, ha occultato un'altra stella, e questa occultazione è stata cronometrata da diversi osservatori nel New Mexico e in Arizona , coordinati dal Programma IOTA Asteroid Occultation .
Il risultato ha mostrato che Egeria presentava un profilo approssimativamente circolare di 214,8 × 192 km, ben d'accordo con l'occultazione del 1992.
L'analisi delle sue curve di luce ha determinato un periodo di rotazione intorni al proprio asse di 7,045 h.

CURVE DI LUCE:


Profilo derivato dalla curva di luce ).

OCCULTAZIONI STELLARI:

SOPRA e SOTTO , 2008 ).


2010 ).

( 2013 ).

Superficie e composizione:
Ha una superficie carbonacea scura.
L'analisi spettrale di Egeria mostra che è insolitamente alto il contenuto d'acqua, il 10,5-11,5% di acqua in massa.
Ciò rende Egeria un candidato di spicco per le future imprese di estrazione idrica.
Secondo la classificazione di Tholen appartiene al tipo spettrale G , con gli indici colore:
B - V = 0,745
U - B = 0,452


Osservazioni:
Nel 1988 è stata eseguita una ricerca di satelliti o polvere in orbita attorno a questo asteroide utilizzando il telescopio UH88 presso gli osservatori del Mauna Kea , ma lo sforzo è rimasto infruttuoso.

( Nella foto sopra è stata ripresa una rara congiunzione tra Egeria e la cometa Wirtanen, il 6 febbraio del 2008 da Mike Harlow ).

Parametri orbitali:
Egeria si muove a una distanza ch varia dai circa 2,35 UA ( perielio ) a circa 2,8 UA ( afelio ) , in 4,13 anni attorno al sole . L'orbita è inclinata di circa 16,5° rispetto all'eclittica , l'eccentricità orbitale è di circa 0,086.

DATI :
tipo di orbitaFascia Principale degli asteroidi
Semiasse maggiore2.575 UA
eccentricità0,086
Perielio
Afelio
2.354 UA
2.796 UA
Inclinazione del piano orbitale16,5 °
Longitudine del nodo ascendente43.27711 ± 0.00002 °
Argomento del perielio80,46368 ± 0,00005 °
Periodo orbitale sideralea 48 d
Velocità orbitale media18,5 km / s

Grafico dell'orbita - JPL ).
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(24) TEMI

24 Themis , è uno dei più grandi asteroidi nella fascia principale .
Ed è anche il più grande membro della omonima famiglia.

Scoperta:
Temi fu scoperto il 5 aprile 1853 da Annibale de Gasparis a Napoli , sebbene gli fu dato il nome dal compagno astronomo italiano Angelo Secchi . L'asteroide prende il nome da Themis , la dea della legge greca, figlia di Urano e Gaia. Le perturbazioni gravitazionali nell'orbita di Themis furono utilizzate per calcolare la massa di Giove già nel 1875.

Modelli derivati dall'analisi delle curve di luce ).


Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +7,08 mag , e con un albedo do 0,067 si ottiene un diametro medio di 198 +/- 20 km.
Il 24 dicembre 1975, Temi ha avuto un incontro ravvicinato con 2296 Kugultinov con una distanza minima di 0,016 UA (2,4 × 10E6 km). Analizzando la perturbazione dell'orbita di Kugultinov dovuta all'attrazione gravitazionale fu ricavata la massa di Temi, ma il valore più plausibile secondo gli ultimi studi è di : (1,13±0,43)×10E19 kg , con una densità intorno a 3 kg/dm3.
Dall'analisi delle curve di luce è stato dedotto un periodo di rotazione di 8h 23min .




Superficie e composizione:
Due gruppi di ricerca guidati da Humberto Campins all'Università della Florida centrale e Andrew S. Rivkin alla Johns Hopkins University hanno trovato prove che l'asteroide della fascia principale di 200 chilometri (24) Temi è coperto da un sottile strato di ghiaccio.
(24) Temi ha mostrato una banda di assorbimento pronunciata ad una lunghezza d'onda infrarossa di 3,1 micron. Questo si spiega meglio supponendo che sulla superficie di (24) Temi vi sia un sottile strato di ghiaccio d'acqua, mescolato con piccole quantità di materia organica, che copre le rocce in superficie. Per la prima volta, il ghiaccio d'acqua è stato rilevato direttamente sulla superficie di un asteroide.


La grande sorpresa, tuttavia, è che praticamente l'intera superficie di (24) Temi ad essere ricoperta da brina. A una temperatura media tra -120 e -70 gradi Celsius sulla superficie del corpo celeste, uno strato di brina dovrebbe evaporare completamente entro pochi anni. Tuttavia, Temi si trova nell'orbita attuale da diversi miliardi di anni e l'unica spiegazione è che lo strato di brina viene costantemente rinnovato dal flusso continuo di vapore acqueo rilasciato dall'interno di (24) Temi.
Sulla superficie di Temi sono stati anche rilevati composti organici sotto forma di toline , composti organici ad alto peso molecolare trovati nel sistema solare esterno, contraddistinti da un colore marrone o rossastro negli spettri ottici. I composti trovati negli spettri di Temi includono le toline di ghiaccio (il residuo di una miscela irradiata di ghiaccio d'acqua ed etano), oltre ad asfaltite , e al materiale delle meteoriti carbonacee ed infine anche gli idrocarburi policiclici aromatici .
Tipo spettrale = C / B - Colore (B-V = 0,68).


Un meccanismo alternativo per spiegare la presenza di ghiaccio d'acqua su 24 Temi è simile alla formazione ipotizzata di acqua sulla superficie della Luna da parte del vento solare . Tracce di acqua verrebbero continuamente prodotte da protoni solari ad alta energia che interferiscono con i minerali di ossido presenti sulla superficie dell'asteroide .

Parametri orbitali:
Temi fa parte della omonima famiglia di asteroidi , che si trova nella parte esterna della fascia principale, una delle prime tre famiglie scoperte da Hirayama.
La famiglia è composta da un nucleo di oggetti di grandi dimensioni circondati da una nuvola di oggetti più piccoli, di cui Temi è il maggiore membro.
Temi, si trova in un'orbita ellittica attorno al Sole con un'eccentricità di 0,12474277 e un'inclinazione di 0,7516° rispetto all'eclittica.
Ha un periodo orbitale di 5,55 anni (2028,607814 giorni).
La distanza tra Temi e il Sole varia da 2,7449 UA al perielio e 3,5274 UA all'afelio , con una distanza media di 3,136171 UA.
Longitudine nodo ascendente = 35,92589903474867°.
Argomento del perielio = 106,9571689643557°.
Anomalia media = 355,2073823996979°.

Grafico dell'orbita - JPL ).
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(121) ERMIONE

121 Hermione , è un asteroide binario molto grande. Orbita nel gruppo di Cibele nella parte più esterna della Fascia Principale degli Asteroidi .

Scoperta e nome:
Ermione fu scoperto da JC Watson il 12 maggio 1872 ad Ann Arbor al Detroit Observatory, Michigan , negli Stati Uniti, e prese il nome da Hermione , figlia di Menelao ed Elena nella mitologia greca .


Forma e  dimensioni:
L'asteroide ha una forma a doppio lobo, come evidenziato da immagini di ottica adattiva , la prima delle quali è stata scattata nel dicembre 2003 con il telescopio Keck . Di numerosi modelli di forme proposti che concordavano con le immagini, una forma simile a un "pupazzo di neve" è stata trovata per adattarsi meglio al tasso di precessione osservato del satellite Hermione.
In questo modello di "pupazzo di neve", la forma dell'asteroide può essere approssimata da due sfere parzialmente sovrapposte di raggio 80 e 60 km, i cui centri sono separati da una distanza di 115 km , da cui derivano le dimensioni di circa 254x160x160 km, che danno un diametro medio di 186 km. (vedi sotto).
È stata esclusa una semplice forma ellissoidale .

( Grafico a cura di Andreotti Roberto - INSA ).

( Ipotesi per la forma, la soluzione di destra è quella che meglio si adatta a studi ed osservazioni ).


Dati fisici:
Ha una magnitudine assoluta (H) di +7,31 mag.
L'osservazione dell'orbita del satellite ha reso possibile un'accurata determinazione della massa di Hermione, che risulta essere di 5,4 +/- 0,3 x 10E18 kg. Per il modello "pupazzo di neve" che si adatta meglio, la densità è risultata pari a 1,8 ± 0,2 Kg/dm³, fornendo una porosità dell'ordine del 20% e indicando eventualmente che i componenti principali sono corpi solidi fratturati.
Dall'analisi della sua curva di luce si ricava un periodo di rotazione di 5,551 h.
L'asse di rotazione è inclinato di circa 73°.


Superficie:
Essendo un asteroide del tipo spettrale C si presenta molto scuro, con un albedo di 0,0482 ± 0,002 , quindi è probabilmente composto da materiali carboniosi .

( In questo grafico la rilevazione con lo SPITZER nell'infrarosso ).

Parametri orbitali:
Caratteristiche orbitali 
Epoca 2019-apr-27 
Afelio
3,907058238978373 UA
Perielio
2,996619698452278 UA
semiasse-maggiore
3,451838968715325 UA
Eccentricità
0,1318773194198184
Periodo orbitale
6,41 anni (2342,470972 giorni)
Anomalia media
218,8872435853227°
Inclinazione
7,597630696274856°
Longitudine del nodo ascendente
73,12248426848993°
Argomento del perielio
297,951481928939°
( Grafico dell'orbita - JPL ).

Satellite:
Un satellite di Hermione fu scoperto nel 2002 con il telescopio Keck II .
Ha un diametro di circa 13 km.
Il satellite è provvisoriamente designato S/2002 (121) 1 .
Non è stato ancora ufficialmente nominato, ma il nome "LaFayette" è stato proposto da un gruppo di astronomi in riferimento alla fregata usata in segreto dal Marchese de Lafayette per raggiungere l'America al fine di aiutare gli insorti della rivoluzione nelle 13 colonie inglesi.
Il satellite di Ermione orbita a 768 +/- 11 km dal primario con un periodo di 2,582 +/- 0,002 giorni con un'orbita approssimativamente circolare e prograda.
Ha un'eccentricità di 0,001 +/- 0,001 ed un'inclinazione del piano orbitale di 3 +/- 2° rispetto al piano equatoriale del primario.

( Collage delle varie posizioni rilevate del satellite ).
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(94) AURORA

94 Aurora è uno dei più grandi asteroidi della Fascia principale.

Scoperta e nome:
Aurora fu scoperto da James Craig Watson il 6 settembre 1867 dal Detroit Observatory dell'università del Michigan (USA) ad Ann Arbor; fu battezzato così in onore di Aurora, la dea romana dell'alba.


Dati fisici:
Aurora ha occultato una stella poco luminosa il 12 ottobre 2001. Dalle misurazioni effettuate è stata rilevata una forma piuttosto ovale del pianetino, l'osservazione forni nove accordi indicano un contorno ovale di 225 × 173 km.
Ha una superficie molto scura, più della fuliggine, e una composizione carboniosa primitiva.

Dati fisici
Dimensioni204,9 km
Massa9,01×1018 kg
Densità media~2.0 g/cm³
Accelerazione di gravità in superficie0,0573 m/s²
Velocità di fuga0,1083 km/s
Periodo di rotazione0,3008 giorni (7,220 h)
Temperatura
superficiale
~159 K (media)
Albedo0,040


Parametri Orbitali:
DATI :
tipo di orbitaFascia principale esterna
Semiasse maggiore3.161 UA
eccentricità0,088
Perielio
Afelio
2.882 UA
3,44 UA
Inclinazione del piano orbitale°
Longitudine del nodo ascendente2,7 °
Argomento del perielio59,9 °
Periodo orbitale siderale5 anni 227 giorni
Velocità orbitale media16,7 km / s
( Grafico dell'orbita - JPL ).
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(334) CHICAGO

334 Chicagosigla provvisoria 1892 L o A892 QB ), è un grande asteroide della fascia principale di cui non sappiamo molto, si trova nella parte più esterna della fascia degli asteroidi, ed è molto scuro.
Chicago fa parte del gruppo dinamico di Hilda, in risonanza 3/2 con Giove .

Scoperta e nome:
Fu scoperto il 23 agosto 1892 da Max Wolf, ad Heidelberg.
Il suo nome è dedicato alla città di Chicago, ed è stato il primo asteroide a infrangere la legge non scritta secondo cui agli asteroidi venivano sempre dati nomi femminili.

Dati fisici:
Per le sue dimensioni il sondaggio NEOWISE della NASA indica il valore di 198,770 +/- 5,597 km, come confermato da un occultazione a singola corda del 2007 , si ritiene che la sua forma non sia sferica difatti in un occultazione stellare multi-corda del 2002 i risultati davano un valore minore, ipotizzando di aver ripreso la parte più stretta giusto in quel momento.



Ha una magnitudine assoluta (H) di +7,7 mag.
Il suo tipo spettrale, secondo la classificazione di Tholen risulta essere di tipo C , con un albedo molto scuro di 0,041 come il catrame fresco, ed è quindi molto probabilmente composto da materiale carbonioso.
I suoi indici colore risultano essere:
B - V = 0,736 
U - B = 0,358 
Il suo periodo di rotazione è di 7,361 h.


Parametri orbitali:
Presenta un'orbita quasi circolare, caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 3,8844833 UA e da una lieve eccentricità di 0,0239606, inclinata di soli 4,64330° rispetto all'eclittica.
Il suo periodo di rivoluzione intorno al Sole è di 7,67 anni ( 2802,676 giorni ).
Longitudine del nodo
ascendente
130,163 °
Argomento
del perielio
148,771 °
( Grafico dell'orbita - JPL ).
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(19) FORTUNA

19 Fortuna , è uno dei più grandi e più scuri asteroidi della fascia principale.


Scoperta e denominazione:
Fortuna fu scoperto da John Russell Hind il 22 agosto 1852 grazie al telescopio da 7 pollici dell'osservatorio privato di George Bishop al Regents Park di Londra, Regno Unito (di cui era direttore). Venne battezzato così in onore di Fortuna, la dea Romana del caso e del destino.


Studi ed osservazioni:
Il Telescopio spaziale Hubble ha osservato Fortuna nel 1993, risolvendo un diametro apparente di 0.20 arcosecondi (4.5 pixel della Planetary Camera); la sua forma è pressoché sferica.
Sono stati cercati dei satelliti naturali dell'asteroide, ma senza successo.
Sono state osservate molte occultazioni stellari di Fortuna.




Superficie e composizione:
Ha una superficie molto scura, con un albedo di 0,037, ed ha una composizione di carbonati primitivi, degradati dall'esposizione spaziale come le Toline, quindi simile a quella di 1 Cerere.
E' classificato secondo Tholen come tipo G.
Indici colore:
B - V = 0,719
U - B = 0,324
Gli spettri dell'asteroide (vedi sotto), mostrano segni di alterazione acquosa.


Dati fisici:
Fortuna ha dimensioni di (225 × 205 × 195) ± 12 km, con una magnitudine assoluta di +7,13 mag.
Fortuna è stata turbata da 135 Hertha di 80 km, ed è stata inizialmente stimata da Baer con una massa di 1,08 × 10E19 kg.
Una stima più recente di Baer suggerisce che abbia una massa di 1,27 × 10E19 kg, con quindi una densità di 2,70 ± 0,48 kg/dm³ .
Il suo periodo di rotazione, determinato dalla sua curva di luce, risulta essere di 7,4432 h.
Caratteristiche fisiche
Dimensioni(225 × 205 × 195) ± 12 km  
Massa1,27 × 10 19 kg 
Densità media
2,70 ± 0,48 g / cm³ 
Gravità superficiale 
equatoriale
~ 0,0629 m / s²
Velocità di fuga equatoriale
~ 0,1190 km / s
Periodo di rotazione
0,3101 giorni
(7,4432 h) 
Albedo geometrico
0,037 
Temperatura~ 180 K.
Tipo spettrale
G (Tholen)
Magnitudine apparente
da 8,88 a 12,95
Magnitudine assoluta  (H)
7.13 
Diametro angolare
Da 0,25 "a 0,072"

 ( curva di luce ).

Parametri orbitali:
La sua orbita ellittica ha un semiasse maggiore di 2,441 UA, ma spazia da in perielio di 2,052 UA fino ad un afelio di 2,831 UA , quindi possiede un eccentricità di 0,159 , mentre il suo piano dell'orbita risulta poco inclinato con soli 1,573° rispetto all'eclittica.
Ha un periodo di rivoluzione intorno al sole di 3,81 anni (1393,378 giorni).
Il 21 dicembre 2012 Fortuna è passata innocuamente entro 6,5 milioni di km dall'asteroide 687 Tinette .

( Grafico dell'orbita - JPL ).
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A cura di ANDREOTTI ROBERTO, leggi anche:


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