243 Ida e la sua lunaDattilo, il primo satellite di un asteroide a essere stato scoperto.
Unasteroide è un piccolocorpo celeste simile per composizione a unpianeta terrestre, generalmente privo di una forma sferica, di solito con un diametro inferiore al chilometro, anche se non mancano corpi di grandi dimensioni, giacché tecnicamente anche i corpi particolarmente massicci recentemente scoperti nelSistema solare esterno sono da considerarsi tali.
Si pensa che gli asteroidi siano residui deldisco protoplanetario che non sono stati incorporati nei pianeti, durante la formazione del Sistema. La maggior parte degli asteroidi si trova nellafascia principale, e alcuni hanno degli asteroidisatelliti. Hanno spessoorbite caratterizzate da un'elevataeccentricità. Asteroidi molto piccoli (in genere frammenti derivanti da collisioni), con le dimensioni di un masso o anche meno (secondo l'Unione Astronomica Internazionale, corpi di massa compresa fra 10−9 e 107 kg), sono conosciuti come "meteoroidi".
Gli asteroidi composti per la maggior parte dighiaccio sono conosciuti invece comecomete. Alcuni asteroidi sono il residuo di vecchie comete, che hanno perso il loro ghiaccio nel corso di ripetuti avvicinamenti alSole, e sono adesso composti per lo più di roccia.
Dal giorno 1º gennaio1801 in cui l'astronomo italianoGiuseppe Piazzi, dall'Osservatorio astronomico di Palermo, scoprì quello che allora venne definito un "pianetino",[1] assai poco luminoso, orbitante nella fascia traMarte eGiove, e che in seguito sarà classificato come asteroide, gli studiosi cercano di individuare le origini dei singoli "pianetini" e delle famiglie di "corpuscoli" o asteroidi.[2]
Prendendo come riferimento gli asteroidi formati nel sistema solare, quelli vicini ai pianeti come la Terra e a Marte mostrano lospettro deimineralirocciosi mescolati colferro, mentre quelli vicini a Giove tendono a essere scuri e rossastri, indice di una composizione non molto diversa da quella dellanebulosa primordiale, che circa 4,5 miliardi di anni fa avrebbe prodotto i pianeti dacondensare.[3]
Quindi, in base alle ipotesi più accreditate, in una prima fase i minuscoli corpi solidi si aggregarono per formare i mattoncini dei pianeti, ma nella zona oltre Marte, a causa degli effetti dellerisonanze gravitazionali con la massa di Giove, furono impedite le formazioni di corpi con diametro superiore a 1000 chilometri.
I corpuscoli che non riuscirono a essere inglobati all'interno dei pianeti in formazione divennero asteroidi, e tra essi i più grandi raggiunsero unatemperatura sufficiente per consentire una differenziazionechimica; la conseguenza fu che in alcuni di essi si formò l'acqua, in altri fenomenivulcanici.
Grazie all'interferenza di Giove sulle orbite primarie degli asteroidi aumentarono gradualmente le lorocollisioni, che portarono a numerose distruzioni e mutilazioni dalle quali sopravvissero i corpi più grandi, mentre altri corpuscoli furono proiettati fuori dal sistema solare.
Quindi alcuni asteroidi, e anche imeteoriti, rappresentano i resti di questi protopianeti, mentre altri, come lecomete, sono corpi ancora più primitivi, che non sono riusciti a differenziarsi e perciò sono testimonianze di un passato molto remoto, vicino alle origini del sistema solare.[3]
Per quanto riguarda la struttura, gli studiosi hanno avanzato l'ipotesi che accanto alla conformazione tipica solida e rocciosa, gli asteroidi più grandi di un chilometro non siano monolitici, ma piuttostoaggregati di frammenti piccoli o addirittura pile di pietre frammentate sulla falsariga delle comete, come proposero per la prima voltaDon Davis e Clark Chapman.[3]
Nelsistema solare sono già stati numerati e catalogati oltre 600 000 asteroidi e probabilmente altre centinaia di migliaia (alcune stime superano il milione) attendono ancora di essere scoperti. L'asteroide più grande delsistema solare interno èCerere, con un diametro di900-1000 km; seguonoPallade eVesta, entrambi condiametri sui500 km; i tre sono anche gli unici asteroidi di forma approssimativamente sferica della fascia principale. Al contrario, numerosi oggetti delsistema solare esterno qualiEris,Sedna,Orco eQuaoar sono più grandi di Cerere.
Confronto in scala fra i 10 più grandi corpi celesti della Fascia principale
La maggior parte degli asteroidi orbita traMarte eGiove, a una distanza compresa tra 2 e 4UA dal Sole, in una regione conosciuta comeFascia principale. Questi oggetti non poterono riunirsi a formare un pianeta, a causa delle forti perturbazioni gravitazionali del vicinopianeta Giove; queste stesse perturbazioni sono all'origine delle cosiddettelacune di Kirkwood, zone vuote dalla fascia dove gli asteroidi non possono orbitare, in quanto si troverebbero inrisonanza orbitale con Giove e ne verrebbero presto espulsi.
Un numeroso gruppo di asteroidi, oltre un migliaio, è costituito dai cosiddettitroiani. Questi asteroidi hanno orbite molto simili a quella di Giove. Sono suddivisi in due gruppi: uno precede Giove di 60 gradi nella sua orbita e l'altro lo segue a una medesima distanzaangolare. In altre parole, i troiani occupano due dei cinquepunti lagrangiani del sistema Sole-Giove, l'L4 e l'L5, dove le orbite sono stabili. Gruppi simili di asteroidi, molto più piccoli e meno numerosi, sono stati scoperti anche nei punti lagrangiani L4 e L5 del sistema Sole-Marte e del sistema Sole-Nettuno.
Icentauri orbitano attorno al Sole in mezzo ai pianetigiganti, quindi oltre l'orbita di Giove. Il primo scoperto di questa categoria fuChirone, nel1977, un asteroide di più di100 km di diametro e il più grande della categoria. Si pensa che questi oggetti siano asteroidi o ex-comete che sono state espulse dalle loro orbite originali e immesse in orbite che le portano in regioni relativamente poco popolate dagli asteroidi tradizionali.
Lafascia di Kuiper è la sorgente di circa la metà dellecomete che arrivano nel sistema interno. Le prime scoperte risalgono al1992, quandoDavid Jewitt dell'Università delle Hawaii eJane Luu di Harvard individuarono corpi ghiacciati poco oltre l'orbita diNettuno. Si conosce molto poco degli asteroidi della fascia di Kuiper, che appaiono come minuscoli puntini anche nei telescopi più potenti. La loro classificazione e composizione chimica è per adesso materia di speculazioni. Alcuni di questi asteroidi si sono rivelati essere non molto più piccoli diPlutone o della sua lunaCaronte. È stata proprio la scoperta, negli ultimi anni, di oggetti di dimensioni sempre maggiori -Quaoar, con i suoi1200 km di diametro, scoperto nel 2002;Eris, nel 2003, con un diametro stimato di2400 km, appartenente alla regione deldisco diffuso - a portare a una stretta finale l'Unione Astronomica Internazionale, che durante l'assemblea generale del 24 agosto 2006 ha promulgato definitivamente la definizione ufficiale dipianeta. Nel 2008 è stata riconosciuta l'appartenenza diPlutone edEris alla nuova classe deipianeti nani.
Gli asteroidi sono classificati in tipispettrali, che corrispondono alla composizione del materiale superficiale dell'asteroide. Il numero degli asteroidi conosciuti nelle diverse classi spettrali potrebbe non corrispondere alla distribuzione effettiva, perché alcuni tipi di asteroidi sono più facili da osservare di altri, e il loro numero viene quindi sovrastimato.
Asteroidi di tipo C - 75% degli asteroidi conosciuti. La C sta per "carbonacei". Sono estremamente scuri (albedo 0,03), simili allemeteoriticarbonacee. Questi asteroidi hanno all'incirca la stessa composizione del Sole, tranne l'idrogeno, l'elio e altri elementi volatili. I loro spettri hanno colori relativamente blu, e sono molto piatti e senza strutture evidenti.
Asteroidi di tipo S - 17% degli asteroidi conosciuti. La S sta per "silicio". Sono oggetti relativamente luminosi (albedo 0,1-0,22). Hanno una composizione metallica (principalmente silicati dinichel,ferro emagnesio). Lo spettro di questi asteroidi ha una forte componente rossa, ed è simile alle meteoriti ferrose.
Asteroidi di tipo M - Questa classe comprende quasi tutti gli altri asteroidi. La M sta per "metallico". Sono asteroidi piuttosto brillanti (albedo 0,1-0,18), sembrano fatti di nichel-ferro quasi puro.
Ci sono altri tipi di asteroidi, molto più rari:
Asteroidi di tipo G - Una suddivisione degli asteroidi di tipo C, spettralmente distinta per le differenze nell'assorbimento degliultravioletti. Il principale rappresentante di questa classe è l'asteroide1 Ceres.
Asteroidi di tipo E - La E sta perenstatite. Raccoglie asteroidi di ridotte dimensioni che orbitano principalmente nella parte interna della Fascia principale e che probabilmente hanno avuto origine dalmantello di asteroidi di grandi dimensioni, distrutti in tempi remoti[4].
Molti asteroidi sono stati classificati in gruppi e famiglie in base alle loro caratteristiche orbitali. A parte le suddivisioni più ampie (per esempio una volta si usava dare nomi femminili agli asteroidi la cui orbita era interamente compresa tra quelle di Marte e Giove, nomi maschili a quelli che avevano il perielio all'interno dell'orbita di Marte e/o l'afelio oltre l'orbita di Giove: vedi per esempioEros), è abitudine nominare un gruppo di asteroidi dal primo asteroide scoperto tra gli appartenenti al gruppo (ovvero dall'asteroide con il numero identificativo più basso tra gli appartenenti al gruppo). I gruppi sono associazioni dinamicamente sciolte, mentre le famiglie sono molto più "strette" e sono il risultato della disgregazione catastrofica di un progenitore nel passato[5]. Finora, la quasi totalità delle famiglie scoperte appartiene alla Fascia principale. Esse furono inizialmente riconosciute daKiyotsugu Hirayama nel 1918 e sono spesso chiamate famiglie Hirayama in suo onore.
Tra il 30% e il 35% degli oggetti della Fascia principale appartengono a famiglie dinamiche, ognuna delle quali si pensa sia stata originata dalla collisione tra due asteroidi nel passato. Una famiglia è stata associata all'oggetto transnettunianoHaumea[6].
2004 FH è il punto bianco al centro dell'immagine; l'oggetto che attraversa rapidamente lo schermo è unsatellite artificiale.
Fino al1998, e in parte ancora oggi, gli asteroidi venivano scoperti con un procedimento articolato in quattro fasi. Per prima cosa, una regione del cielo veniva fotografata con untelescopio agrande campo. Venivano prese coppie di fotografie della stessa regione, separate, in genere, da un'ora di tempo. In un secondo momento, le due pellicole della stessa regione venivano osservate sotto unostereoscopio, che permetteva di trovare ogni oggetto che si fosse mosso tra le due esposizioni.
Poiché le stelle sono fisse, mentre gli oggetti delSistema Solare si sono mossi leggermente, durante l'ora di tempo trascorsa tra le due foto, ogni asteroide risalta come un punto in movimento. Terzo, una volta che un corpo in movimento fosse stato trovato, si misuravano le sue posizioni in modo molto preciso, usando come riferimento stelle presenti sulla fotografia, le cui posizioni siano conosciute con grande precisione.
Alla fine di queste tre fasi non si aveva ancora una scoperta, ma solo un "candidato asteroide". Il passo finale era di inviare i risultati alMinor Planet Center, dove, a partire dalle posizioni misurate, veniva calcolata un'orbita preliminare e venivano calcolate leeffemeridi per i giorni successivi. Una volta che l'oggetto veniva ritrovato grazie alle predizioni (segno che tutti i passi precedenti erano stati svolti senza errori), l'astronomo, il gruppo di astronomi o il dilettante che aveva fatto le osservazioni ne era riconosciuto lo scopritore e aveva il diritto di proporre all'Unione Astronomica Internazionale il nome da dare all'asteroide.
Quando l'orbita di un asteroide viene confermata, esso viene numerato, e più tardi può anche ricevere un nome (per esempio,1 Cerere o2060 Chirone). I primi vennero chiamati con nomi derivati dallamitologia greco-romana, ma quando questi nomi iniziarono a scarseggiare, ne vennero usati altri: persone famose, nomi delle mogli degli scopritori, persino attori di televisione. Alcuni gruppi hanno nomi derivati da un tema comune, per esempio i Centauri sono tutti chiamati a partire dacentauri leggendari, mentre i Troiani portano i nomi degli eroi dellaguerra di Troia.
A partire dal1998, un gran numero di telescopi automatizzati eseguono automaticamente tutte le fasi precedentemente descritte, usando camereCCD e computer collegati direttamente al telescopio, che calcolano l'orbita e vanno a ripescare l'asteroide in seguito. Tali sistemi scoprono ormai la maggior parte degli asteroidi, e ognuno è gestito da un gruppo di astronomi e tecnici. Ecco un elenco di alcuni di questi gruppi:
Il solo sistema LINEAR, uno dei più avanzati, al 31 dicembre2007, ha scoperto 225 957 asteroidi.[7] Tutti insieme, i sistemi automatici hanno anche scoperto, al 1º giugno2008, 5 432asteroidi near-Earth, cioè potenzialmente pericolosi per il nostro pianeta.[8]
Prima dell'era dei viaggi spaziali, gli asteroidi erano soltanto dei puntini luminosi anche se osservati con i più granditelescopi. La loro forma e le caratteristiche della superficie rimanevano un mistero.
Le primefotografie ravvicinate di un oggetto di tipo asteroidale furono scattate nel1971 quando la sondaMariner 9 riprese delle immagini delle piccole lune di Marte,Fobos eDeimos, probabilmente due asteroidi catturati. Queste immagini mostrarono la forma irregolare, simile a una patata, comune alla maggior parte degli asteroidi, in seguito confermato dalle immagini acquisite dalle sondeVoyager delle lune più piccole deigiganti gassosi.
951 Gaspra, il primo asteroide a essere fotografato in modo ravvicinato
Nel settembre del2005, lasondagiapponeseHayabusa ha iniziato lo studio dell'asteroide25143 Itokawa, riportando sulla Terra campioni della superficie 5 anni più tardi. La sonda Hayabusa ha incontrato numerosi contrattempi, compresi i guasti di due delle treruote di reazione, che controllano l'orientazione della sonda rispetto al sole e mantengono il puntamento deipannelli solari, e di due dei quattromotori a ioni.
Il lancio dellamissione Dawn dellaNASA, diretta versoCerere eVesta, è avvenuto nel mese di settembre del2007. La sonda ha raggiunto Vesta nel luglio 2011, rimanendo in orbita intorno a essa per circa un anno. Ha successivamente proseguito per Cerere, che ha raggiunto nel marzo 2015.
Questa immagine di Eros, presa il 14 febbraio2000 dalla sonda NEAR (in realtà un mosaico composto da due immagini), i più piccoli dettagli distinguibili sono grandi circa 35 metri. Si riconoscono massi della dimensione di case in molti posti. Uno si trova sull'orlo delcratere gigante che separa le due metà dell'asteroide. Un'area luminosa è visibile nella parte superiore sinistra, e dei solchi possono essere visti subito sotto di essa. I solchi scorrono paralleli alla dimensione maggiore dell'asteroide.
Negli ultimi tempi, si è sviluppato molto interesse attorno agli asteroidi la cuiorbita interseca quella della Terra e che potrebbero, nel corso dei secoli,scontrarsi con essa. La quasi totalità degliasteroidi near-Earth sono classificati, a seconda del semiasse maggiore della loro orbita e della distanza da Sole del loroperielio, comeasteroidi Amor,asteroidi Apollo oasteroidi Aten. Sono stati proposti diversi modi per modificarne l'orbita, nel caso fosse confermato il rischio di collisione, tuttavia la scarsa conoscenza della struttura interna di tali oggetti impedisce di prevedere nel dettaglio come reagirebbero a un impatto o a un'esplosione che avvenga nelle loro vicinanze allo scopo di defletterli o distruggerli. Persino i modelli che cercano di prevedere le conseguenze di unacollisione catastrofica con laTerra sono ancora di dubbia validità a causa dell'impossibilità di sottoporli a una prova sperimentale.
