Gli asteroidi si trovano principalmente nell’ampio spazio tra Marte e Giove, una regione del sistema solare chiamato la cintura degli asteroidi. Gli asteroidi sono troppo piccoli per essere visti senza un telescopio; il primo di essi non fu scoperto fino all’inizio del diciannovesimo secolo.

Scoperta e orbite degli asteroidi

Alla fine del 1700, molti astronomi stavano cercando un pianeta aggiuntivo che pensavano dovesse esistere nel divario tra le orbite di Marte e Giove. L’astronomo siciliano Giovanni Piazzi pensò di aver trovato questo pianeta mancante nel 1801, quando scoprì il primo asteroide (o come fu poi chiamato, “pianeta minore”) in orbita a 2,8 UA dal Sole. La sua scoperta, che chiamò Cerere, fu rapidamente seguita dalla scoperta di altri tre piccoli pianeti in orbite simili.

Chiaramente, non c’era un solo pianeta mancante tra Marte e Giove, ma piuttosto un intero gruppo di oggetti, ognuno molto più piccolo della nostra Luna. (Una storia di scoperta analoga si è svolta al rallentatore nel sistema solare esterno. Plutone fu scoperto oltre Nettuno nel 1930 e fu inizialmente chiamato pianeta, ma all’inizio del ventunesimo secolo furono trovati molti altri oggetti simili. Ora li chiamiamo tutti pianeti nani.)

Nel 1890, più di 300 di questi pianeti minori o asteroidi erano stati scoperti da osservatori dagli occhi acuti. In quell’anno, Max Wolf a Heidelberg introdusse la fotografia astronomica alla ricerca di asteroidi, accelerando notevolmente la scoperta di questi oggetti oscuri. Nel ventunesimo secolo, i ricercatori utilizzano telecamere elettroniche guidate da computer, un altro salto nella tecnologia. Più di mezzo milione di asteroidi hanno ora orbite ben determinate.

Agli asteroidi viene assegnato un numero (corrispondente all’ordine di scoperta) e talvolta anche un nome. Originariamente, i nomi degli asteroidi erano scelti tra le dee della mitologia greca e romana. Dopo aver esaurito questi e altri nomi femminili (inclusi, in seguito, quelli di coniugi, amici, fiori, città e altri), gli astronomi si rivolsero ai nomi di colleghi (e altre persone di distinzione) che desideravano onorare. Ad esempio, gli asteroidi 2410, 4859 e 68448 sono chiamati Morrison, Fraknoi e Sidneywolff, per i tre autori originali di questo libro di testo.

L’asteroide più grande è Cerere (numerato 1), con un diametro poco meno di 1000 chilometri. Come abbiamo visto, Cerere era considerato un pianeta quando è stato scoperto, ma in seguito è stato chiamato un asteroide (il primo di molti.) Ora, è stato nuovamente riclassificato ed è considerato uno dei pianeti nani, come Plutone (vedi il capitolo su Lune, Anelli e Plutone). Troviamo ancora conveniente, tuttavia, discutere di Cerere come il più grande degli asteroidi. Altri due asteroidi, Pallas e Vesta, hanno diametri di circa 500 chilometri e circa altri 15 sono più grandi di 250 chilometri (vedi Tabella 1). Il numero di asteroidi aumenta rapidamente con la diminuzione delle dimensioni; ci sono circa 100 volte più oggetti di 10 chilometri di diametro rispetto a 100 chilometri di diametro. Entro il 2016, quasi un milione di asteroidi sono stati scoperti dagli astronomi.

Gli asteroidi ruotano tutti intorno al Sole nella stessa direzione dei pianeti, e la maggior parte delle loro orbite si trovano vicino al piano in cui la Terra e gli altri pianeti circondano. La maggior parte degli asteroidi si trova nella fascia degli asteroidi, la regione tra Marte e Giove che contiene tutti gli asteroidi con periodi orbitali compresi tra 3,3 e 6 anni (Figura 1). Sebbene più del 75% degli asteroidi conosciuti si trovino nella cintura, non sono strettamente distanziati (come a volte sono raffigurati nei film di fantascienza). Il volume della cintura è in realtà molto grande e la spaziatura tipica tra gli oggetti (fino a 1 chilometro di dimensione) è di diversi milioni di chilometri. (Questo è stato fortunato per veicoli spaziali come Galileo, Cassini, Rosetta, e New Horizons, che aveva bisogno di viaggiare attraverso la fascia degli asteroidi senza una collisione.)

Figura 1: Asteroidi nel Sistema solare. Questo diagramma generato al computer mostra le posizioni degli asteroidi conosciuti nel 2006. Se le dimensioni degli asteroidi fossero disegnate in scala, nessuno dei punti che rappresentano un asteroide sarebbe visibile. Qui, i puntini di asteroidi sono troppo grandi e danno una falsa impressione di quanto affollata la cintura di asteroidi apparirebbe se tu fossi in esso. Si noti che oltre a quelli nella fascia degli asteroidi, ci sono anche asteroidi nel sistema solare interno e alcuni lungo l’orbita di Giove (come i gruppi Troiani e greci), controllati dalla gravità del pianeta gigante.

Tuttavia, nel corso della lunga storia del nostro sistema solare, ci sono state un buon numero di collisioni tra gli asteroidi stessi. Nel 1918, l’astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama scoprì che alcuni asteroidi rientrano in famiglie, gruppi con caratteristiche orbitali simili. Ha ipotizzato che ogni famiglia potrebbe essere il risultato della rottura di un corpo più grande o, più probabilmente, dalla collisione di due asteroidi. Lievi differenze nelle velocità con cui i vari frammenti hanno lasciato la scena di collisione spiegano la piccola diffusione in orbite ora osservata per i diversi asteroidi in una data famiglia. Esistono diverse dozzine di queste famiglie e le osservazioni hanno dimostrato che i singoli membri della maggior parte delle famiglie hanno composizioni simili, come ci aspetteremmo se fossero frammenti di un genitore comune.

Composizione e classificazione

Gli asteroidi sono diversi quanto il bianco e il nero. La maggior parte è molto scura, con una riflettività di solo il 3-4%, come un pezzo di carbone. Tuttavia, un altro grande gruppo ha una riflettività tipica del 15%. Per capire di più su queste differenze e su come sono correlate alla composizione chimica, gli astronomi studiano lo spettro della luce riflessa dagli asteroidi per indizi sulla loro composizione.

Gli asteroidi scuri sono rivelati da studi spettrali come corpi primitivi (quelli che sono cambiati poco chimicamente dall’inizio del sistema solare) composti da silicati mescolati con composti di carbonio organico scuro. Questi sono noti come asteroidi di tipo C (”C ” per carboniosi). Due dei più grandi asteroidi, Cerere e Pallade, sono primitivi, come lo sono quasi tutti gli asteroidi nella parte esterna della cintura.

Il secondo gruppo più popoloso sono gli asteroidi di tipo S, dove “S” sta per una composizione sassosa o silicata. Qui mancano i composti del carbonio scuro, con conseguente maggiore riflettività e firme spettrali più chiare dei minerali silicati. Gli asteroidi di tipo S sono anche chimicamente primitivi, ma la loro diversa composizione indica che probabilmente si sono formati in una posizione diversa nel sistema solare dagli asteroidi di tipo C.

Gli asteroidi di terza classe, molto meno numerosi di quelli dei primi due, sono composti principalmente di metallo e sono chiamati asteroidi di tipo M (“M” per metallo). Spettroscopicamente, l’identificazione del metallo è difficile, ma per almeno il più grande asteroide di tipo M, Psyche, questa identificazione è stata confermata dal radar. Poiché un asteroide metallico, come un aereo o una nave, è un riflettore radar molto migliore di un oggetto sassoso, Psiche appare luminosa quando puntiamo un raggio radar su di esso.

Come sono nati questi asteroidi metallici? Sospettiamo che ognuno provenisse da un corpo genitore abbastanza grande da permettere al suo interno fuso di sistemarsi o differenziarsi, e che i metalli più pesanti affondassero al centro. Quando questo corpo genitore si frantumò in una collisione successiva, i frammenti del nucleo erano ricchi di metalli. C’è abbastanza metallo anche in un asteroide di tipo M di 1 chilometro per fornire al mondo ferro e molti altri metalli industriali per il prossimo futuro, se potessimo portarne uno in sicurezza sulla Terra.

Oltre agli asteroidi di tipo M, alcuni altri asteroidi mostrano segni di riscaldamento precoce e differenziazione. Questi hanno superfici basaltiche come le pianure vulcaniche della Luna e di Marte; il grande asteroide Vesta (discusso in un momento) è in quest’ultima categoria.

Le diverse classi di asteroidi si trovano a diverse distanze dal Sole (Figura 2). Tracciando come le composizioni degli asteroidi variano con la distanza dal Sole, possiamo ricostruire alcune delle proprietà della nebulosa solare da cui si sono originariamente formate.

Figura 2: Dove si trovano diversi tipi di asteroidi. Asteroidi di diversa composizione sono distribuiti a diverse distanze dal Sole. Il tipo S e il tipo C sono entrambi primitivi; il tipo M è costituito da nuclei di corpi genitori differenziati.

Vesta: Un asteroide differenziato

Figura 3: Pezzo di Vesta. Questo meteorite (roccia caduta dallo spazio) è stato identificato come un frammento vulcanico dalla crosta dell’asteroide Vesta. (credit: modification of work by R. Kempton (New England Meteoritical Services))

Vesta è uno degli asteroidi più interessanti. Orbita attorno al Sole con un asse semi-maggiore di 2,4 UA nella parte interna della fascia degli asteroidi. La sua riflettività relativamente alta di quasi il 30% lo rende l’asteroide più luminoso, così luminoso che è effettivamente visibile ad occhio nudo se si sa solo dove guardare. Ma la sua vera pretesa di fama è che la sua superficie è ricoperta di basalto, indicando che Vesta è un oggetto differenziato che deve essere stato vulcanicamente attivo, nonostante le sue piccole dimensioni (circa 500 chilometri di diametro).

I meteoriti della superficie di Vesta (Figura 3), identificati confrontando i loro spettri con quelli di Vesta stessa, sono atterrati sulla Terra e sono disponibili per lo studio diretto in laboratorio. Sappiamo quindi molto di questo asteroide. L’età delle colate laviche da cui derivano questi meteoriti è stata misurata da 4,4 a 4.5 miliardi di anni, molto presto dopo la formazione del sistema solare. Questa età è coerente con quello che ci si potrebbe aspettare per i vulcani su Vesta; qualunque processo riscaldato un oggetto così piccolo è stato probabilmente intenso e di breve durata. Nel 2016, un meteorite è caduto in Turchia che potrebbe essere identificato con un particolare flusso di lava come rivelato dalla sonda orbitante Dawn.

Asteroidi da vicino

Sulla strada per il suo incontro del 1995 con Giove, la sonda Galileo era mirata a volare vicino a due asteroidi di tipo S della fascia principale chiamati Gaspra e Ida. La fotocamera Galileo ha rivelato sia lungo e altamente irregolare (simile a una patata malconcio), come si addice frammenti da una collisione catastrofica (Figura 4).

Figura 4: Mathilde, Gaspra e Ida. I primi tre asteroidi fotografati dalla navicella flybys, stampati sulla stessa scala. Gaspra e Ida sono di tipo S e sono stati studiati dal veicolo spaziale Galileo; Mathilde è di tipo C ed è stato un bersaglio flyby per il veicolo spaziale NEAR-Shoemaker. (credit: modification of work by NEAR Project, Galileo Project, NASA)

Le immagini dettagliate ci hanno permesso di contare i crateri su Gaspra e Ida e di stimare il tempo in cui le loro superfici sono state esposte alle collisioni. Gli scienziati di Galileo hanno concluso che questi asteroidi hanno solo circa 200 milioni di anni (cioè, le collisioni che li hanno formati hanno avuto luogo circa 200 milioni di anni fa). I calcoli suggeriscono che un asteroide delle dimensioni di Gaspra o Ida può aspettarsi un’altra collisione catastrofica nei prossimi miliardi di anni, momento in cui verrà interrotto per formare un’altra generazione di frammenti ancora più piccoli.

La più grande sorpresa del flyby Galileo di Ida fu la scoperta di una luna (che fu poi chiamata Dattilo), in orbita attorno all’asteroide (Figura 5). Anche se solo 1.5 chilometri di diametro, più piccolo di molti campus universitari, Dactyl fornisce agli scienziati qualcosa di altrimenti fuori dalla loro portata – una misurazione della massa e della densità di Ida utilizzando le leggi di Keplero. La distanza della luna di circa 100 chilometri e il suo periodo orbitale di circa 24 ore indicano che Ida ha una densità di circa 2,5 g / cm3, che corrisponde alla densità delle rocce primitive. Successivamente, sia grandi telescopi a luce visibile che radar planetari ad alta potenza hanno scoperto molte altre lune di asteroidi, in modo che ora siamo in grado di accumulare dati preziosi su masse e densità di asteroidi.

Figura 5: Ida e dattilo. L’asteroide Ida e la sua minuscola luna Dactyl (il piccolo corpo alla sua destra), sono stati fotografati dalla sonda Galileo nel 1993. L’Ida di forma irregolare è di 56 chilometri nella sua dimensione più lunga,mentre il Dattilo è di circa 1,5 chilometri. I colori sono stati intensificati in questa immagine; agli occhi, tutti gli asteroidi sembrano fondamentalmente grigi. (credit: modification of work by NASA / JPL)

A proposito, Phobos e Deimos, le due piccole lune di Marte, sono probabilmente asteroidi catturati (Figura 6). Furono studiati per la prima volta a distanza ravvicinata dai Viking orbiters nel 1977 e successivamente da Mars Global Surveyor. Entrambi sono irregolari, un po ‘ allungati e fortemente creati, simili ad altri asteroidi più piccoli. Le loro dimensioni più grandi sono rispettivamente di circa 26 chilometri e 16 chilometri. Le piccole lune esterne di Giove e Saturno furono probabilmente catturate anche da asteroidi di passaggio, forse all’inizio della storia del sistema solare.

Figura 6: Lune di Marte. Le due piccole lune di Marte, (a) Phobos e (b) Deimos, furono scoperte nel 1877 dall’astronomo americano Asaph Hall. I loro materiali di superficie sono simili a molti degli asteroidi nella fascia asteroidale esterna, portando gli astronomi a credere che le due lune possano essere asteroidi catturati. (credito a: modifica del lavoro da parte della NASA; credito b: modifica del lavoro da parte della NASA/JPL-Caltech/University of Arizona)

A partire dal 1990, i veicoli spaziali hanno fornito uno sguardo ravvicinato a molti altri asteroidi. La sonda Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) è entrata in orbita attorno all’asteroide di tipo S Eros, diventando una luna temporanea di questo asteroide. Sulla strada per Eros, la sonda NEAR è stata ribattezzata dopo il geologo planetario Eugene Shoemaker, un pioniere nella nostra comprensione dei crateri e degli impatti.

Per un anno, la sonda NEAR-Shoemaker ha orbitato attorno al piccolo asteroide a varie altitudini, misurandone la superficie e la composizione interna e mappando Eros da tutti i lati (Figura 7). I dati hanno mostrato che Eros è fatto di alcuni dei materiali chimicamente più primitivi del sistema solare. Molti altri asteroidi sono stati rivelati come fatti di macerie vagamente legate in tutto, ma non Eros. La sua densità uniforme (circa la stessa di quella della crosta terrestre) e ampie scanalature e creste su scala globale mostrano che è una roccia incrinata ma solida.

Figura 7: Guardando verso il Polo Nord di Eros. Questa vista è stata costruita da sei immagini dell’asteroide scattate da un’altitudine di 200 chilometri. Il grande cratere in cima è stato chiamato Psiche (dopo la fanciulla che era amante di Eros nella mitologia classica) ed è largo circa 5,3 chilometri. Una regione a forma di sella può essere vista direttamente sotto di essa. Sono visibili crateri di diverse dimensioni. (credit: modification of work by NASA/JHUPL)

Eros ha una buona quantità di materiale superficiale sciolto che sembra essere scivolato verso quote più basse. In alcuni punti, lo strato di macerie superficiale è profondo 100 metri. La parte superiore del terreno sciolto è punteggiata da massi sparsi e semi-sepolti. Ci sono così tanti di questi massi che sono più numerosi dei crateri. Naturalmente, con la gravità così bassa su questo piccolo mondo, un astronauta in visita troverebbe massi sciolti che rotolano verso di lei abbastanza lentamente e potrebbe facilmente saltare abbastanza in alto da evitare di essere colpito da uno. Anche se il veicolo spaziale NEAR-Shoemaker non è stato costruito come un lander, alla fine della sua missione orbitale nel 2000, è stato permesso di cadere delicatamente in superficie, dove ha continuato la sua analisi chimica per un’altra settimana.

Nel 2003, la missione giapponese Hayabusa 1 non solo ha visitato un piccolo asteroide, ma ha anche riportato campioni da studiare nei laboratori sulla Terra. L’asteroide bersaglio di tipo S, Itokawa (mostrato in Figura 8), è molto più piccolo di Eros, lungo solo circa 500 metri. Questo asteroide è allungato e sembra essere il risultato della collisione di due asteroidi separati molto tempo fa. Non ci sono quasi crateri da impatto, ma un’abbondanza di massi (come un mucchio di macerie) sulla superficie.

Figura 8: Asteroide Itokawa. La superficie dell’asteroide Itokawa sembra non avere crateri. Gli astronomi hanno ipotizzato che la sua superficie sia costituita da rocce e blocchi di ghiaccio tenuti insieme da una piccola quantità di gravità, e il suo interno è probabilmente anche un cumulo di macerie simile. (credit: JAXA)

La sonda Hayabusa è stata progettata per non atterrare, ma per toccare la superficie abbastanza a lungo da raccogliere un piccolo campione. Questa manovra ingannevole fallì al suo primo tentativo, con la navicella spaziale che si rovesciò brevemente su un fianco. Alla fine, i controllori sono riusciti a raccogliere alcuni grani di materiale superficiale e trasferirli nella capsula di ritorno.

Figura 9: Ritorno Hayabusa. Questa immagine drammatica mostra la sonda Hayabusa che si rompe al rientro. La capsula di ritorno, che si è separata dalla navicella principale e paracadutata in superficie, si illumina in basso a destra. (credit: modifica del lavoro da parte della NASA Ames / Jesse Carpenter / Greg Merkes)

Il rientro 2010 nell’atmosfera terrestre sopra l’Australia è stato spettacolare (Figura 9), con una rottura infuocata del veicolo spaziale, mentre una piccola capsula di ritorno si è paracadutata con successo in superficie. Mesi di attenta estrazione e studio di oltre mille minuscole particelle di polvere hanno confermato che la superficie di Itokawa aveva una composizione simile a una ben nota classe di meteoriti primitivi. Stimiamo che i granelli di polvere raccolti da Hayabusa siano stati esposti sulla superficie dell’asteroide per circa 8 milioni di anni.

La più ambiziosa missione spaziale di asteroidi (chiamata Dawn) ha visitato i due più grandi asteroidi della fascia principale, Cerere e Vesta, orbitando ciascuno per circa un anno (Figura 10). Le loro grandi dimensioni (diametri di circa 1000 e 500 chilometri, rispettivamente) li rendono appropriati per il confronto con i pianeti e le grandi lune. Entrambi si sono rivelati molto craterizzati, il che implica che le loro superfici sono vecchie. Su Vesta, ora abbiamo effettivamente localizzato i grandi crateri da impatto che hanno espulso i meteoriti basaltici precedentemente identificati come provenienti da questo asteroide. Questi crateri sono così grandi che campionano diversi strati di materiale crostale di Vesta.

Figura 10: Vesta e Cerere. La sonda NASA Dawn ha scattato queste immagini dei grandi asteroidi (a) Vesta e (b) Cerere. (a) Si noti che Vesta non è rotonda, come Cerere (che è considerato un pianeta nano) è. Una montagna due volte l’altezza di Mt. L’Everest sulla Terra è visibile nella parte inferiore dell’immagine di Vesta. (b) L’immagine di Cerere ha i suoi colori esagerati per far risaltare le differenze di composizione. Puoi vedere una caratteristica bianca nel cratere Occator vicino al centro dell’immagine. (credito a, b: modifica del lavoro da parte della NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)

Cerere non ha avuto una storia paragonabile di impatti giganti, quindi la sua superficie è coperta da crateri che assomigliano più a quelli degli altopiani lunari. La grande sorpresa di Cerere è la presenza di macchie bianche molto luminose, associate principalmente ai picchi centrali di grandi crateri (Figura 11). Il minerale di colore chiaro è una sorta di sale, prodotto quando questi crateri si sono formati o successivamente rilasciato dall’interno.

Figura 11: Macchie bianche in un cratere più grande su Cerere. Queste caratteristiche luminose sembrano essere depositi di sale in un cratere di Cerere chiamato Occator, che si trova a 92 chilometri di diametro. (credito: modifica del lavoro da parte della NASA / JPL-Caltech / UCLA/MPS/DLR / IDA)

Glossario

asteroide: pietra o un oggetto metallico che orbitano attorno al Sole, che è più piccolo di un grande pianeta, ma che non mostra segni di un’atmosfera, o di altri tipi di attività associate con comete

cintura degli asteroidi: la regione del sistema solare, tra le orbite di Marte e Giove, in cui la maggior parte degli asteroidi si trovano; fascia principale, in cui le orbite sono generalmente più stabile, si estende da 2,2 a 3,3 AU dal Sole