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Alberto Cellino INAF --Osservatorio Astronomico di Torino I corpi minori: piccoli, importanti attori nella storia del Sistema Solare. asteroidi comete.

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Presentazione sul tema: "Alberto Cellino INAF --Osservatorio Astronomico di Torino I corpi minori: piccoli, importanti attori nella storia del Sistema Solare. asteroidi comete."— Transcript della presentazione:

1 Alberto Cellino INAF --Osservatorio Astronomico di Torino I corpi minori: piccoli, importanti attori nella storia del Sistema Solare. asteroidi comete Meteoroidi e meteoriti polveri

2 Alberto Cellino INAF --Osservatorio Astronomico di Torino I corpi minori: piccoli, importanti attori nella storia del Sistema Solare. Asteroidi Oggetti Trans-nettuniani (TNO) La fascia principale degli asteroidi e la fascia di Kuiper

3 Comete e TNO

4 Le differenze più importanti tra i diversi tipi di corpi minori sono dovute principalmente alle differenze in distanza dal Sole e alle corrispondenti differenze nelle abbondanze di elementi volatili (ghiacci) nelle loro composizioni. Qui, ci concentreremo soprattutto sugli asteroidi, i corpi minori che orbitano principalmente alle distanze eliocentriche tra Marte e Giove.

5 Una vecchia storia: la legge di Titius-Bode: D n = · 2 n n = -, 0, 1, 2, 3,... D - = 0.4 D 0 = 0.7 D 1 = 1.0 D 2 = 1.6 D 3 = 2.8 D 4 = 5.2 D 5 = 10.0 D 6 = 19.6 a (Mercurio) = 0.39 UA a (Venere) = 0.72 UA a (Terra) = 1.00 UA a (Marte) = 1.52 UA a (??) = 2.8 UA a (Giove) = 5.20 UA a (Saturno) = 9.54 UA a (Urano) = UA a(Cerere) ~ 2.8 AU

6 Gli Asteroidi sono corpi rocciosi Gli Asteroidi non sono stupidi sassi I sassi sono pezzi di roccia, e non sono stupidi Le rocce sono aggregati di minerali I minerali sono composti chimici allo stato solido Le rocce hanno lunghe e interessantissime storie, che risalgono allepoca della formazione del Sistema Solare Un piccolo numero di considerazioni fondamentali

7 Ci sono due ragioni principali per voler studiare gli asteroidi Interesse puramente scientifico Le interazioni col nostro pianeta

8 Che cosa vogliamo capire: di che cosa sono fatti che strutture hanno che età hanno la loro storia la loro evoluzione nel tempo quanti ce ne sono, e come sono distribuiti che cosa possono dirci sulla storia del Sistema Solare

9 Tecniche di osservazione remota Astrometria Fotometria UBVRI Fotometria IR (Radiometria Termica) Polarimetria Spettrofotometria e Spettroscopia Radar Immagini ad alta risoluzione Occultationi + Missioni Spaziali (esplorazione in situ)

10 Cè voluto molto tempo per passare da questo a questo

11 Astrometria: le orbite Scoperta delle famiglie dinamiche

12 Photometria UBVRI: periodi di rotazione poli binarietà forme approssimative colori (423 Diotima, Di Martino and Cacciatori., 1984) Scoperta dei cosiddetti LASPA: Large-Amplitude Short- Period Asteroids

13 La sequenza di forme di equilibrio di Chandrasekhar a 2 /a 1, a 3 /a 1 : axial ratios; l : adimensional angular momentum a: average radius M: mass Triaxial Equilibrium Shapes among the Asteroids ? Farinella et al. (1981)

14 Famiglie + LASPAs Evidenza che levoluzione collisionale è stata un meccanismo fondamentale per levoluzione della popolazione asteroidale Gli Asteroidi come rubble piles

15

16 Esperimenti di laboratorio su impatti ad iper- velocità come mezzi per comprendere la popolazione degli asteroidi.

17 Famiglie di Asteroidi Fisica dei fenomeni di distruzione collisionale Inventario della popolazione e distribuzione delle dimensioni Proprietà interne Origine dei near-Earth Asteroids Formazione di sistemi binari Evoluzione dinamica Evoluzione collisionale degli asteroidi

18 Inventario e Distribuzione di massa Immagini ISO (Tedesco & Désert, 2002) Discrepanze tra I risultati delle osservazioni da Terra nel visibile (SDSS, Subaru) e le osservazioni dallo spazio nellInfrarosso Differenti modelli della distribuzione cumulativa delle dimensioni degli asteroidi. Il ruolo controverso delle famiglie.

19 La regione occupata dalla cintura degli asteroidi è fortemente depauperata di massa.

20 La distribuzione usata da Bottke et al., (2005). N 1 km ~ 1.2 · 10 6 Da confrontare con SDSS: N 1 km ~ 7 · 10 5 (Ivezic et al., 2001, 2002) E con la predizione SAM: N 1 km ~ 1.7 · 10 6 (Tedesco et al., 2005) Il grosso problema è di convertire la magnitudine assoluta H in Diametro, avendo una conoscenza inadeguata dellalbedo degli oggetti

21 La maggior parte degli asteroidi luminosità apparenti molto deboli e sono intrinsecamente piccoli: le loro grandezze angolari apparenti sono normalmente ben al di sotto del potere risolutivo anche dei telescopi più grandi da Terra e dallo spazio. Come si fa allora a stimare le dimensioni e le masse di oggetti così minuscoli per mezzo delle nostre tecniche di osservazione remota?

22 Una tecnica potente di indagine remota: il RADAR immagine Radar di 4179 Toutatis Siccome lintensità delleco decresce con la quarta potenza della distanza, la cosa funziona bene solo con gli oggetti più vicini (near-Earth)

23 Osservazioni di Occultazioni: Eccellente in linea di principio, ma molto difficile in pratica. Problemi di conoscenza insufficiente delle orbite degli asteroidi e delle posizioni precise delle stelle. Striscie di visibilità degli eventi molto limitate (e problemi di tempo atmosferico) Aspettando GAIA !

24 Radiometria Termica

25 Distribuzione delle albedo IRAS D > 50 km D < 50 km Problema: Sarà vero?

26 (% ) 1 Cerere Polarimetria: Che cosa si misura ? Polarizzazione lineare parziale e Curve fase-polarizzazione. Presenza di un ramo di Polarizzazione Negativa y z

27 Determinazione dellAlbedo dalle proprietà polarimetriche. Problemi di calibrazione. log p V = C 1 log (h) + C 2 log p V = C 3 log (P min ) + C 4

28 Sviluppi recenti: La scoperta dei Barbari Masiero & Cellino (2009) Le curve tratteggiate mostrano gli andamenti tipici degli oggetti perbene. I punti mostrano invece il comportamento di due Barbari Oggetti noti: 234 (Ld), 172, 236, 387, 980 (L) 679 (K)

29 Spettroscopia e Spettrofotometria (Bus et al., 2002)

30 La classificazione tassonomica degli Asteroidi è tradizionalmente basata sulle proprietà spettrofotometriche, su un intervallo di lunghezze donda che include I colori UBVRI. La distribuzione di diverse classi tassonomiche in funzione della distanza eliocentrica è legata alla variazione generale della composizione con la distanza nel nostro Sistema Solare

31 Linterpretazione mineralogica degli spettri di riflessione

32 Interpretazione delle classi tassonomiche in termini di un confronto con le meteoriti (M -> Metalliche; C -> Carbonacee,...) Generalmente OK, MA... ?? Il problema dellorigine delle Condriti Ordinarie dagli asteroidi della classe S: inconsistenze spettroscopiche.

33 Spettri di tipo Condrite Ordinaria tra gli asteroidi Near-Earth (Da Binzel et al., 2001) I NEA di classe S fanno da cesura tra gli spettri delle C.O. E quelli degli asteroidi S di fascia principale. Questo è molto importante, dato che i NEA sono oggetti giovani, dato che le loro orbite non sono stabili

34 Risultati spettroscopici in accordo con lesplorazione in situ di 243 Ida da parte della sonda spaziale Galileo. Space weathering al lavoro.

35 (Da Rivkin et al., 2002) Un altro problema: la banda di idratazione a 3-µm osservata tra gli asteroidi di classe M, tradizionalmente creduti essere di composizione metallica

36 Esempio: (21) Lutetia, visitato da Rosetta, non è più classificato come un tipo M, dato che il suo spettro nellIR e le proprietà polarimetriche contraddicono la sua vecchia classificazione e suggeriscono invece analogie inaspettate con alcune meteoriti primitive. Lo spettro IR ha poco a che fare con quello della meteorite metallica Odessa, mentre è molto simile a quello della condrite carbonacea Allende

37 Le meteoriti di tipo HED: composizione basaltica. Pezzi di Vesta sono probabilmente nei nostri laboratori! … aspettando DAWN !

38 Cerere e Vesta: il grande paradosso Il grosso Problema: Perchè sono così diversi?

39 Poco dopo la sua formazione, Vesta fuse quasi completamente e si differenziò. Sorgenti probabili di calore: nuclei instabili come Al 26 Eruzioni vulcaniche ricoprirono la superficie di Vesta di lava, formando una crosta basaltica Impact! Formazione di un grosso cratere e della famiglia dinamica di Vesta (asteroidi di classe V). Una breve storia di Vesta

40 Cerere è un nano-pianeta. Contiene gran parte della massa tra Marte e Giove Spettroscopicamente simile alle meteoriti primitive dette Condriti Carbonacee. Ghiaccio dacqua e minerali argillosi forse presenti in superficie Ceres è una sorgente possibile di condriti carbonacee, che sono i corpi più antichi che conosciamo nel nostro Sistema Solare Proprietà di Cerere Come è possibile ?

41 Essendo grande il doppio di Vesta, Cerere dovrebbe essersi accresciuto più in fretta. Se era fatto dello stesso materiale di Vesta, avrebbe dovuto anchesso fondersi e differenziarsi. E possibile che una differenza ragionevole di composizione iniziale possa spiegare questo paradosso ? Aspettando DAWN

42 Gli Asteroidi di classe C mostrano strette somiglianze con le classi di meteoriti più primitive che conosciamo, le Condriti Carbonacee. Con leccezione degli elementi più volatili (più volatili dellazoto), le Condriti Carbonacee della sottoclasse CI sono campioni che rappresentano in modo eccellente la composizione originaria del Sistema Solare. Sono I campioni più antichi di materiale del Sistema Solare

43 (da Gladman et al., 1997) Le Famiglie di asteroidi come sorgenti possibili di oggetti near- Earth e meteorite showers. Prima (iniezione immediata in risonanza) or poi (Yarkovsky) arrivano! Le Risonanze sono autostrade dinamiche dalla cintura principale degli asteroidi alle regioni interne

44 Le orbite di 5 meteoriti che sono stati visti produrre fireballs in atmosfera. [Brown et al., 2000] In tutti i casi conosciuti, lafelio dellorbita delloggetto era nella cintura principale degli asteroidi. Se le meteoriti provengono dalla cintura principale, alcuni dei campioni di materiale più antico del Sistema Solare che abbiamo nei laboratori, sono pezzi di asteroidi

45 La frammentazione della fireball Morávka (16 maggio 2000) La fireball Peekskill (9 ottobre 1992)

46 +90 ° 0° - 90° -180° 0°180° Eventi ottici in atmosfera con energie > 1 kT rilevati da sensori a bordo di satelliti tra il 1975 e il 1997

47 Wolf Creek Crater, Western Australia Età = 300,000 anni, Diametro = 850 m CI SONO 150 AREE DI IMPATTO RICONOSCIBILI SULLATERRA CI SONO 150 AREE DI IMPATTO RICONOSCIBILI SULLATERRA

48 Evento di Tunguska : 30 giugno 1908 Area devastata = 2000 km 2

49 Barringer Crater, Arizona, USA Età = anni, Diametro = 1.2 km

50 Manicouagan Crater, Quebec, Canada, Diametro = 100 km

51 TIPO TUNGUSKA (15 MT): 1 ogni < 1000 anni REGIONAL CATASTROFI (10,000 MT): 1 ogni anni CATASTROFI GLOBALI (>1,000,000 MT): 1 ogni 1-10 milioni di anni FREQUENZE DI IMPATTO SULLA TERRA Evento Tunguska: 30 giugno Area devastata = 2000 km 2 Wolf Creek Crater, Western Australia. Età = anni, Diametro = 850 m Manicouagan Crater, Québec, Canada, Diametro = 100 km

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54 La grande domanda per le tecniche di difesa: Come sono fatti dentro? ???

55 La scoperta dellemain-belt comets

56 Immagini ad alta risoluzione: La scoperta dei sistemi binari di asteroidi 90 Antiope, 45 Eugenia

57 La scoperta in situ del primo asteroide binario: Ida

58 NEAR 31 X 13 X 13 Km Eros

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60 (25143) Itokawa 535 X 294 X 209 metri

61 La determinazione delle Masse degli asteroidi: la tecnica classica (From Hilton, 2002) aspettando Gaia !! Misure di deflessioni orbitali in seguito ad incontri ravvicinati tra asteroidi Grandi incertezze !

62 La precisione astrometrica di Gaia sarà senza precedenti Astrometria da Terra Singola misura di Gaia arcsec0.1 – 1 mas Capacità di misurare « piccoli » effetti: –Perturbazioni mutue (<100 mas) => Masse per circa 100 oggetti –Misure di grandezza angolare (<0.1 diameter) Differenza fotocentro-baricentro –Accelerazioni non-gravitazionali Da emissione termica (Yarkovsky, ~0.1 mas) –Effetti relativistici Miglioramento dellorbita (> 100)

63 Scenario previsto post-GAIA per gli studi degli Asteroidi: Masse e densità medie per ~100 oggetti Dimensioni misurate direttamente per ~1,000 oggetti Rotazioni, poli e forme generali per migliaia di oggetti; Rotazioni come vincoli ulteriori per I modelli di evoluzione collisionale Orbite conosciute con una precisione enormemente migliorata Nuova classificazione tassonomica di un campione molto grande della popolazione. Implicazioni sul gradiente originale di composizione del Sistema Solare in funzione della distanza dal Sole, sui fenomeni di diffusione dinamica e sui meccanismi collisionali. Nuove famiglie spettroscopiche.

64 Scoperte recenti: Il grande legame tra le proprietà fisiche e dinamiche: leffetto Yarkovsky diurno (a) e stagionale (b)

65 Il valore dellaccelerazione dovuta a Yarkovsky dipende da molti parametri fisici: Angolo di obliquità Periodo di rotazione Dimensioni (svanisce per diametri grandi o molto piccoli) Condittività superficiale (inerzia termica) Distance eliocentrica: Gran bellesempio di un legame tra proprietà fisiche e dinamiche (moto orbitale) degli oggetti. Il problema è che leffetto è intrinsecamente assai complicato.

66 Calcolo della deriva in semi-asse maggiore orbitale prodotta dalleffetto Yarkovsky diurno nella parte interna della cintura principale degli asteroidi in funzione di possibili diversi valori della conduttività termica della superficie K (W/m 2 ) (a): in 1 Milione di anni (b): vita collisionale (Bottke et al., 2006)

67 Leffetto YORP (Yarkovsky-OKeefe-Radzievskii-Paddack) Previsione di unevoluzione sia del periodo di rotazione, sia dellangolo di obliquità

68 La famiglia di Koronis Distribuzione delle direzioni degli assi di rotazione ricavata da osservazioni fotometriche. Bimodalità prodotta dalla collisione originale, o da unevoluzione diretta dalleffetto YORP ? … aspettando linversione dei dati fotometrici di Gaia…

69 Riassumendo: I corpi minori sono interessanti e mostrano grande diversità. Includono oggetti con storie diverse, e che hanno alle spalle evoluzioni termiche molto diversificate. Forniscono campioni del materiale più primitivo del nostro Sistema Solare. Ruolo delle collisioni e di effetti non-gravitazionali. Sistemi binari non sono rari. Problemi aperti: Inventario e distribuzione di massa; paradosso Cerere-Vesta; strutture interne; effetto Yarkovsky e YORP; masse e densità; rischio di impatto e strategie di difesa, ecc., solo limitandosi agli asteroidi.

70 Grazie

71 CAIs Chondrules HED differentiation Eucrites Differentiation Planetesimal Differentiation Angrites Pallasite Mesosiderites Mars Earth PlanetaryAccretion #


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