Fotometria dell'asteroide (2867) Steins, obiettivo della missione Rosetta

10 INTRODUZIONE
Marzo 2004 mentre l’incontro con Steins e´ avvenuto il 5 Settembre 2008.
Nel corso del presente lavoro sono state acquisite e ridotte immagini fo-
tometriche di Steins al fine di ricavare la sua magnitudine assoluta e di
tracciare la sua curva di fase.
Le immagini sono state acquisite da Davide Perna, dell’Osservatorio As-
tronomico di Roma (OAR), nelle notti tra il 16 ed il 20 Aprile 2008 presso
il Telescopio Nazionale Galileo a La Palma (Spagna). Una seconda cam-
pagna osservativa e´ stata svolta presso la stazione di Loiano dell’Osser-
vatorio Astronomico dell’Universita´ di Bologna, dal 9 all’11 Marzo 2008,
senza pero´ produrre risultati a causa delle cattive condizioni meteoro-
logiche che hanno impedito le osservazioni. Le campagne svolte vanno
ad inserirsi in un contesto internazionale di osservazioni che ha lo scopo di
approfondire la conoscenza delle caratteristiche di (2867) Steins in vista
del passaggio di Rosetta, in modo da migliorare le operazioni di sorvolo
e ottimizzare il risultato scientifico della missione.
I dati fotometrici di (2867) Steins ottenuti in questo lavoro sono gli unici
attualmente disponibili a bassi angoli di fase, α<4
o
, in corrispondenza
dei quali la curva di fase si discosta dall’andamento lineare a causa del
cosiddetto effetto di fase.
Il Capitolo uno del presente lavoro e´ dedicato alla descrizione degli aste-
roidi in base alle loro caratteristiche principali: le ipotesi sulla loro origi-
ne, l’evoluzione collisionale, le risonanze presenti nella Fascia Principale
e la loro classificazione tassonomica. Nel Paragrafo 1.4 vengono riportati
i risultati ottenuti delle piu´ importanti missioni spaziali a loro dedicate.
Il Capitolo si conclude con la descrizione della missione Rosetta e delle
caratteristiche principali dell’asteroide (2867) Steins.
Nel Capitolo due viene descritta la campagna osservativa effettuata nel
corso del presente lavoro, lo scopo per cui e´ stata svolta, le caratteris-
tiche dello strumento utilizzato e la tecnica di acquisizione e riduzione
11
delle immagini.
Il Capitolo tre, infine, e´ dedicato ai risultati scientifici ottenuti. At-
traverso il tracciamento della curva di luce e´ stato possibile confermare il
periodo di rotazione di 6.059± 0.011 ore trovato da Jorda et al. (2008).
Calcolando il valore dell’ampiezza della curva di luce e´ stato possibile
risalire al rapporto tra i semiassi a/b,paria1.21± 0.06.
Partendo dal valore delle magnitudini ricavate dalla riduzione delle im-
magini e´ stato possibile tracciare la curva di fase completa dell’asteroide,
unendo le misure acquisite in questo lavoro con quelle disponibili in let-
teratura e di ricavare il parametro di salita G(slope parameter)ela
magnitudine assoluta in banda V. I valori ottenuti sono G =0.49± 0.06
per lo slope parameter e per la magnitudine assoluta, H =13.48± 0.04.
Sulla base di questo valore e´ stato possibile ottenere una buona stima
del diametro di Steins. Utilizzando il valore di albedo ricavato da For-
nasier et al. (2006), p
V
=0.45 ± 0.10, si ottiene un diametro D pari
a3.99± 0.44 km, mentre considerando l’albedo ricavata da Jorda et al.
(2008), di 0.34± 0.06, si ottiene D =4.59± 0.41 km.
I risultati ottenuti in questo lavoro sono stati discussi e confrontati con
quelli disponibili in letteratura.
12 INTRODUZIONE
Capitolo 1
Gli asteroidi
Gli asteroidi sono una popolazione di oggetti situata principalmente in
una regione del Sistema Solare posta tra l’orbita di Marte e quella di
Giove: la Fascia Principale. Lo studio della natura fisica, della for-
mazione e dell’evoluzione degli asteroidi e´ importante per comprendere le
fasi iniziali del processo di formazione del Sistema Solare, poiche´questi
rappresentano i resti piu´ diretti dei planetesimi, i corpi da cui si sono for-
mati i pianeti. Questi oggetti possono pertanto contenere informazioni
sulle condizioni iniziali che esistevano nel Sistema Solare 4.6 miliardi di
anni fa. Gli asteroidi che sono riusciti a sopravvivere a quest’epoca han-
no sperimentato in seguito un’evoluzione di tipo dinamico, collisionale e
termico che ha contribuito a determinare le loro attuali proprieta´fisiche
ed orbitali.
Gli asteroidi presentano un vasto intervallo di dimensioni, a partire da
(1) Cerere che ha un raggio di ∼ 470 km. I corpi piccoli sono co-
munque piu´ numerosi, dato che il loro numero scala come una potenza
del raggio: R
−3.5
. Risulta inoltre che la massa totale degli asteroidi e´di
∼ 5× 10
−4
M
⊕
, contenuta nei pochi corpi piu´ grandi.
La distribuzione di circa 4000 di essi, in base alla loro distanza dal Sole,
viene mostrata in Figura 1.1. Nel 1867 Daniel Kirkwood noto´perla
13
14 CAPITOLO 1. GLI ASTEROIDI
prima volta la presenza delle zone vuote posizionate a 2.5, 2.8 e 2.95 AU
dal Sole. Dal nome del loro scopritore queste regioni sono oggi note come
Lacune di Kirkwood. La loro origine e´ legata alla presenza di regioni di
risonanza di moto medio con Giove all’interno della Fascia Principale.
In generale, due corpi si dicono in risonanza di moto medio tra loro
quando il rapporto tra i loro periodi orbitali e´ un numero intero piccolo
e si indica nella forma q : p,conp e q interi positivi. Gli asteroidi che
si trovano in questa posizione orbitano intorno al Sole con un periodo
commensurabile con quello di Giove. In questo modo, una data configu-
razione tra i due corpi si ripete ciclicamente. Le perturbazioni indotte
da Giove producono zone caotiche intorno alla regione sede della riso-
nanza, dove l’eccentricita´ e il semiasse maggiore degli asteroidi possono
essere forzati ad assumere valori sufficientemente elevati da portarli ad
intersecare l’orbita di Marte o della Terra. Gli oggetti possono poi essere
rimossi dalla loro nuova posizione a causa di interazioni gravitazionali o
di collisioni con questi pianeti. Le lacune di Kirkwood piu´ importanti
corrispondono alle risonanze con Giove 1:3 (2.5 AU), 2:5 (2.8 AU) e 3:7
(2.95 AU). Il confine della Fascia Principale e´ segnato dalle risonanze di
moto medio 4:1 e 2:1 con Giove.
Al di fuori della Fascia Principale, le risonanze sembrano invece produrre
un addensamento di oggetti, come nel caso di Hilda e Thule, collocati
rispettivamente nelle risonanze 2:3 e 3:4. In corrispondenza della riso-
nanza 1:1 con Giove si trovano, invece, i Troiani. La loro posizione cor-
risponde ai punti lagrangiani L4 ed L5 (Figura 1.1) di Giove.
Nella Fascia Principale e´ importante anche l’effetto delle risonanze seco-
lari con Giove e con Saturno. Due corpi sono in risonanza secolare tra di
loro se sono caratterizzati da uguale periodo di precessione del piano or-
15
bitale
1
,cio´e della longitudine del nodo ascendente Ω, o da uguale periodo
di precessione della longitudine del perielio 
2
. In alcuni casi, le riso-
nanze secolari possono eccitare le eccentricita´ degli asteroidi a valori tanto
elevati da portare questi oggetti ad impattare con il Sole. I tempi scala
delle risonanze secolari sono dell’ordine di 10
4
anni. Sia le risonanze di
Figura 1.1: Distribuzione degli asteroidi della fascia principale in funzione
della loro distanza eliocentrica.
moto medio che secolari possono quindi aumentare notevolmente l’eccen-
tricita´ dell’orbita degli asteroidi, in genere su scale temporali di milioni di
anni. Tale incremento e´ molto regolare per le risonanze secolari, mentre
1
La precessione del piano orbitale e´ una lenta rotazione di questo intorno al polo
dell’eclittica.
2
Rotazione dell’orbita sul suo piano.
16 CAPITOLO 1. GLI ASTEROIDI
risulta estremamente irregolare nel caso di risonanza di moto medio con
Giove. L’aumento dell’eccentricita´ provoca una variazione della forma
dell’orbita dell’asteroide, trasformandola da quasi circolare a fortemente
ellittica. Questo cambiamento puo´ portare alcuni oggetti in prossimita´
dei pianeti interni, tra cui la Terra, che possono estrarre l’oggetto dalla
loro orbita originaria ed immetterlo in una piu´ interna (Wisdom, 1983;
Wisdom, 1987).
Una piccola parte della popolazione degli asteroidi e´ costituita da oggetti
che orbitano all’interno dell’orbita di Marte. Alcuni di essi si trovano vi-
cino alla Terra e vengono per questo chiamati Near Earth Object oNEO.
A seconda delle caratteristiche orbitali, i NEO possono essere suddivisi
in tre sottogruppi (Figura 1.2):
Figura 1.2: Raffigurazione dell’orbita degli asteroidi (1862) Apollo,
(1221) Amor e (2062) Aten, in blu, proiettate sul piano dell’eclittica.
In nero e´ rappresentata l’orbita della Terra.
• Amor, dall’asteroide (1221) Amor, se la distanza perieliaca e´com-
presa tra 1.0 e 1.3 AU;
• Apollo, da (1862) Apollo, se la distanza perieliaca e´minoredi1.0
AU e il semiasse maggiore di 1.0 AU;
1.1. FORMAZIONE DELLA FASCIA PRINCIPALE 17
• Aten, da (2062) Aten, se il semiasse maggiore ha un valore inferiore
ad 1 AU, mentre la distanza afeliaca e´ maggiore di questo valore.
I NEO hanno in genere vita breve e cio´ suggerisce che deve esserci un
continuo rifornimento da parte di altre regioni del Sistema Solare. Binzel
(2004) stima che circa l’82-90% dei NEO provenga dalla Fascia Princi-
pale, dove le perturbazioni indotte da Giove e Saturno nelle regioni sede
di risonanze forniscono vie di fuga per gli oggetti che le attraversano. Il
restante 18-10% potrebbe essere formato da nuclei di comete estinte, cioe´
quelle che hanno consumato durante la loro vita tutto il materiale volatile
e, pertanto, nel loro passaggio vicino al Sole non sviluppano chioma e co-
da diventando indistinguibili dagli asteroidi.
1.1 Formazione della Fascia Principale
Si ritiene che i processi che hanno dato origine alla Fascia Principale
siano legati alla formazione dei pianeti terrestri e di Giove. La sequenza
della formazione planetaria nel Sistema Solare interno puo´ essere divisa
in quattro fasi (Safronov, 1969; Weidenschilling, 2000):
1. accumulazione della polvere che formava il disco protoplanetario in
planetesimi delle dimensioni di alcuni chilometri.
2. Crescita accelerata (runaway) dei planetesimi piu´ grandi per for-
mare numerosi protopianeti isolati. La loro crescita e´ stata gravi-
tazionale, cioe´ dovuta al fatto che, avendo una massa maggiore
rispetto agli altri planetesimi, il loro campo gravitazionale era piu´
forte, permettendogli di attrarre i corpi piu´ piccoli.
18 CAPITOLO 1. GLI ASTEROIDI
3. Crescita oligarchica dei planetesimi attraverso la cattura degli ogget-
ti che si trovavano nella loro zona di influenza.
4. Mutue perturbazioni tra Giove e gli embrioni planetari, delle di-
mensioni della Luna o di Marte, che causavano collisioni ed ec-
citazioni dinamiche dei corpi piu´ piccoli, non ancora aggregati ai
grandi protopianeti.
Nella regione corrispondente all’attuale Fascia Principale, le ultime due
fasi di accrescimento sono state probabilmente inibite dalla presenza
del proto-Giove che ha rimosso i planetesimi dalle loro orbite originar-
ie. Molti modelli suggeriscono infatti che la massa iniziale della Fascia
Principale dovesse essere di ∼ 2 − 10M
⊕
, mentre oggi si stima essere
di ∼ 5 × 10
−4
M
⊕
, indicando una consistente perdita di massa (Petit
et al., 2002). L’allontanamento dalle orbite originarie e´ stato provocato
dal progressivo aumento dell’eccentricita´ e dell’inclinazione dei plane-
tesimi, in modo da rendere le collisioni distruttive anziche´ costruttive.
Probabilmente i valori iniziali di eccentricita´ ed inclinazione all’interno
della primitiva Fascia Principale erano bassi abbastanza da permettere
l’accrescimento degli oggetti. Misurando i valori medi attuali dei due
parametri, si nota come questi siano invece troppo alti, tanto da provo-
care la frammentazione degli oggetti anziche´ la loro accumulazione. Gli
asteroidi, quindi, sono planetesimi residui della formazione del Sistema
Solare che non sono riusciti ad aggregarsi per formare un unico oggetto.
L’epoca della formazione della Fascia Principale puo´ essere datata stu-
diando il decadimento radioattivo di vari nuclidi
3
presenti sulle meteoriti
ritrovate sulla Terra. Le prime condensazioni di materia che si sono for-
mate nel Sistema Solare sono le inclusioni di calcio ed alluminio (CAI)
ritrovate nelle meteoriti condritiche, risalenti, presumibilmente, a ∼ 4.6
miliardi di anni fa (Shukolyukov & Lungmair, 2002). Circa 2 milioni di
3
ad esempio, il decadimento del
53
Mn in
53
Cr, oppure dell’
26
Al in
26
Mg.
1.1. FORMAZIONE DELLA FASCIA PRINCIPALE 19
anni dopo la comparsa delle CAI, si sono formati asteroidi con un dia-
metro D>10 km. Tutti gli oggetti che hanno accumulato abbastanza
26
Al durante questa fase, sono stati scaldati a causa del decadimento
di questo isotopo in
26
Mg. In alcuni casi la quantita´ di calore disponi-
bile e´ stata abbastanza elevata da permettere il verificarsi di processi di
metamorfismo, fusione (melting) e differenziazione (Bottke et al., 2002).
L’evoluzione termica ha provocato quindi modificazioni degli asteroidi pi u´
grandi, che sono state influenzate da numerose variabili, quali (McSween
et al. 2002, Bottke et al. 2002):
• il tempo di accrescimento, attraverso il quale si puo´ determinare la
quantita´ e la distribuzione di
26
Al attivo disponibile per un dato
asteroide;
• la composizione del materiale che si e´ aggiunto durante la fase di ac-
crescimento, che cambia con l’aumentare della distanza eliocentrica
in modo da includere piu´ acqua e materiali volatili;
• lo spessore e la conducibilita´ termica della regolite presente sul-
la superficie dell’asteroide che puo´ influenzare la sua capacita´di
disperdere il calore;
• il diametro dell’asteroide.
Lo studio delle meteoriti ritrovate sulla superficie della Terra puo´ quindi
fornire informazioni circa l’accrescimento, il metamorfismo e l’evoluzione
collisionale degli asteroidi, poiche´ queste conservano memoria delle pro-
prieta´ fisiche reali degli asteroidi e degli effetti degli impatti. In parti-
colare, dalle meteoriti si puo´ capire se alcuni oggetti della fascia princi-
pale siano riusciti a differenziarsi. Quando un corpo riesce ad accumu-
lare abbastanza massa, infatti, il riscaldamento radioattivo provoca una
stratificazione dei materiali che compongono l’oggetto: quelli piu´pesanti
20 CAPITOLO 1. GLI ASTEROIDI
sprofondano verso il centro, mentre in superficie rimangono quelli pi u´
leggeri.
1.2 Collisioni e famiglie dinamiche
Come descritto nel precedente paragrafo, l’evoluzione della Fascia Prin-
cipale primordiale e´ stata caratterizzata da numerosi impatti, processi
termici e perturbazioni dinamiche, avvenuti in un tempo relativamente
breve, pari a ∼ 100 milioni di anni (Bottke et al., 2002). Una volta
terminata quest’epoca, l’evoluzione della popolazione rimanente e´con-
tinuata in maniera piu´ lenta. I processi fisici dominanti sono diventati le
collisioni e alcuni meccanismi dinamici capaci di modificare l’orbita degli
asteroidi nel tempo.
Le collisioni sono gli eventi geologici principali che avvengono oggi nella
Fascia degli asteroidi. L’esito finale di una collisione dipende sia dalla
velocita´ relativa a cui avviene l’impatto, sia dalle dimensioni e dalla com-
posizione degli oggetti interessati. Le velocita´ tipiche degli asteroidi nella
Fascia Principale sono di alcuni km/s, un valore molto piu´ elevato della
loro velocita´difuga(v
e
∼ 0.6 km/s per Cerere, l’asteroide piu´ grande
della Fascia Principale). Per questo motivo la maggior parte delle colli-
sioni ha un effetto erosivo o distruttivo: i corpi vengono frammentati in
pezzi piu´ piccoli e i loro parametri orbitali vengono modificati. Quando
la collisione provoca la frantumazione totale dei corpi che impattano, i
frammenti possono essere dispersi, immettendosi in orbite indipenden-
ti, ma simili. Un gruppo di asteroidi che presenta gli stessi parametri
orbitali (semiasse maggiore, eccentricita´ ed inclinazione) viene chiamato
Famiglia Dinamica.
´
E stato l’astronomo giapponese Kiyotsugu Hiraya-