Sono due nubi di corpi minori in risonanza orbitale 1:1 con Giove, dall’origine incerta e con caratteristiche fisiche in gran parte sconosciute. Un breve viaggio fra una delle più affascinanti popolazioni di asteroidi del Sistema Solare.

La scoperta dei Troiani

Gli asteroidi Troiani sono un gruppo di corpi minori che condividono l’orbita eliocentrica con Giove. Prendendo come riferimento Giove, ciascun Troiano si muove nei pressi dei due punti d’equilibrio Lagrangiani, L₄ e L_5, del sistema Giove-Sole. Questi punti si trovano, rispettivamente, a 60° eliocentrici prima e dopo Giove, secondo il senso orbitale del pianeta. Se si osserva dal polo nord dell’eclittica, L₄ precede Giove, mentre L₅ lo segue. Il primo asteroide Troiano ad essere identificato come tale è stato (588) Achille, appartenente al punto L₄. Quest’asteroide fu scoperto dall’astronomo tedesco Max Wolf il 22 febbraio 1906. Wolf assegnò il nome ispirandosi ai personaggi della guerra di Troia, raccontata da Omero nell’Iliade. Questa nomenclatura fu seguita anche dai successivi scopritori degli asteroidi posti nei punti L₄ e L₅ di Giove. Per questo motivo, oggi sono collettivamente noti come “Troiani”. Per estensione, anche gli asteroidi che si trovano nei punti L₄ e L₅ di altri pianeti del Sistema Solare sono chiamati asteroidi Troiani. Al momento, solo per Marte e Nettuno sono noti, rispettivamente, 4 e 6 asteroidi Troiani. Per evitare di confonderli con quelli di Giove, all’aggettivo Troiani, è bene fare seguire il nome del pianeta. Quando non si specifica nulla, si sottintende che siano i Troiani di Giove.

Caratteristiche orbitali

I Troiani, hanno orbite con un semiasse maggiore medio di 5,20 UA (1 UA = 150 milioni di km, è la distanza media Terra-Sole), caratterizzate da una bassa eccentricità: il valore medio è di 0,074 contro lo 0,13 degli asteroidi della Fascia Principale (o MBA, Main Belt Asteroid). Al contrario, le inclinazioni sull’eclittica, sono mediamente più elevate rispetto a quelle dei MBA. Il risultato è che le nubi di asteroidi Troiani, lungi dall’essere circoscritte al piano dell’eclittica, sono molto estese sia al di sopra sia al di sotto del piano dell’orbita terrestre, mentre lungo la direzione radiale eliocentrica sono molto più sottili. Alla data del 5 novembre 2017, i Troiani noti erano 4271 per il punto L₄ e 2433 per il punto L₅, per un totale di 6704 asteroidi ma se ne scoprono continuamente di nuovi. Rispetto al 2009, il numero di Troiani noti è più che raddoppiato. In realtà, la popolazione presunta è molto più numerosa. Infatti, per il punto L₄ la popolazione stimata è di 1,6·10⁵ corpi con un diametro pari o superiore al km. Se si assume una popolazione analoga per L₅, si arriva ad avere circa 3,2·10⁵ Troiani con diametro superiore al km, un valore paragonabile alla popolazione nota dei MBA. Anche supponendo che l’intera popolazione di MBA, con diametro superiore al km, sia di 10⁶ asteroidi, il valore sarebbe solo circa 3 volte quello dei Troiani presunti. Di fatto, il 99% della popolazione dei Troiani è ancora del tutto sconosciuto.

Un motivo fondamentale per l’osservazione e l’analisi delle proprietà dei Troiani è costituito dal fatto che si tratta di corpi relativamente isolati dalle interazioni collisionali con gli asteroidi di Fascia Principale. Differenze fra le proprietà dei MBA e dei Troiani possono gettare luce sui processi di formazione ed evoluzione del Sistema Solare primitivo, così come sulle caratteristiche fisiche dei Troiani stessi.

Caratteristiche fisiche dei Troiani

Quando si studia una popolazione asteroidale, le caratteristiche fisiche che possono essere determinate con osservazioni telescopiche sono il periodo di rotazione, l’albedo geometrico medio, il diametro effettivo, la densità media, il colore della superficie (lo spettro) e la posizione dell’asse di rotazione. Per la stragrande maggioranza dei Troiani questi parametri sono sconosciuti, solo per poche decine di asteroidi sono noti alcuni di questi.

Il periodo di rotazione dei Troiani, come quello di tutti i corpi minori, si può determinare tramite osservazioni fotometriche. Le curve di luce così ottenute, hanno un periodo di rotazione medio attorno alle 11 ore (poco più di 2 rotazioni al giorno), un valore paragonabile a quello medio dei MBA. Invece, osservando contemporaneamente un asteroide nel visibile e nel medio infrarosso è possibile determinare sia il diametro effettivo sia l’albedo geometrico (o riflettività). L’albedo geometrico di un corpo è il rapporto fra la luce riflessa osservata all’opposizione e quella che sarebbe riflessa da un corpo di dimensioni e geometria orbitale identiche, ma dotato di una superficie Lambertiana, cioè in grado di diffondere in ogni direzione tutta la radiazione incidente. I diametri effettivi dei Troiani determinati con questa tecnica, vanno dai circa 240 km di (624) Hektor ai 60 km di (4832) Palinurus. L’albedo geometrico medio invece, vale P_V = 0,041 ± 0,002. Come si vede, la deviazione standard dell’albedo è piuttosto piccola, un indice dell’omogeneità della popolazione. Una notevole eccezione è costituita dall’asteroide (4709) Ennomos (con 80 km di diametro), che ha un albedo di 0,13 e che non è stato incluso nel valore medio precedente. Il motivo di questa marcata differenza non è chiaro. Forse l’asteroide ha subito un impatto recente che ha portato in superficie del materiale più chiaro rispetto alla crosta preesistente. I valori dell’albedo dei Troiani sono molto simili a quelli cometari, mentre sono più bassi di quelli dei Centauri e dei Transnettuniani (TNO, Trans Neptunian Object).

Le stime dirette della densità dei Troiani non sono molte. Per ottenere la densità media, oltre al diametro effettivo, bisogna conoscere la massa, un parametro che si può misurare con precisione solo nel caso di asteroidi binari. Un valore noto con certezza è la bassa densità media, 0,8 g/cm³, dell’asteroide binario (617) Patroclus. Patroclus è stato il primo asteroide binario scoperto fra i Troiani. Altri due asteroidi Troiani, (17365) 1978 VF11 e (29314) 1994 CR18, probabilmente sono degli asteroidi binari di Roche (un sistema binario di Roche è formato da due corpi in equilibrio idrostatico che orbitano l’uno attorno all’altro). Dalle curve di luce osservate per questi oggetti, si trovano, rispettivamente, densità di 0,78 g/cm³ e 0,59 g/cm³. Infine, un’ulteriore stima di densità viene da (624) Hektor, un sistema binario a contatto con un satellite di 15 km di diametro (scoperto il 17 luglio 2006 al Keck Telescope). In questo caso, si trova una densità media di 2,2 g/cm³. Come si vede, le densità medie note dei Troiani vanno da circa 0,6 a 2,2 g/cm³, con un valore medio di 1,1 g/cm³. Questo range di valori di densità è confrontabile sia con quelli dei MBA (0,6-3,8 g/cm³) sia dei nuclei cometari (0,1-1,5 g/cm³), sia dei TNO (0,6-2,5 g/cm³).

Abbiamo detto che gli asteroidi Troiani sono ad una distanza di 5,2 UA dal Sole, quindi ben oltre il limite delle 3 UA dove si colloca la “linea della neve“, al di sotto della quale per un nucleo cometario inizia il processo di sublimazione. Quindi, dal punto di vista fisico è possibile che i Troiani siano in parte costituiti da ghiaccio d’acqua. Indizi a favore della natura cometaria dei Troiani sono la bassa densità di (617) Patroclus (ma potrebbe anche essere dovuta a porosità interne), il basso valore dell’albedo (confrontabile con quello dei nuclei di comete), il colore rossastro dei Troiani, simile a quello di certi nuclei cometari. Inoltre, è stato dimostrato matematicamente che le collisioni fra i Troiani possono generare frammenti in grado di contribuire per un 20% alla popolazione delle comete a corto periodo. Purtroppo, dal punto di vista spettrale, i Troiani sono classificati come appartenenti ai tipi P e D di Tholen quindi, oltre ad avere un basso albedo, hanno uno spettro infrarosso uniforme, privo di bande di assorbimento e molto diverso da quello dei Centauri e dei TNO (che sono ricchi di ghiaccio).

Se fosse presente del ghiaccio d’acqua sulla superficie, come ci si aspetta per corpi simili alle comete, allora dovrebbero essere visibili le tipiche bande di assorbimento a 1,5 e 2,0 μm. Purtroppo, queste bande non sono state osservate. Il modello correntemente accettato per la composizione superficiale dei Troiani prevede una miscela di silicati idrati, carbonio e composti organici.

Le famiglie dei Troiani

Generalmente, le famiglie di asteroidi sono i resti della frammentazione collisionale fra corpi progenitori di dimensioni maggiori. Per i MBA, gli studi sulle famiglie sono numerosi, a partire dal lavoro pionieristico di Hirayama (1918), mentre per i Troiani sono molto più scarsi. Questa scarsità è dovuta al numero relativamente basso di Troiani conosciuti, troppo basso per la ricerca dei cluster delle famiglie. Infatti, fino a circa 20 anni fa, i Troiani noti utilizzabili per la ricerca di famiglie, erano solo 174 (di cui 84 in L₄ e 90 in L₅). Il punto chiave per l’identificazione di una famiglia di asteroidi è il calcolo degli elementi orbitali propri, cioè gli elementi orbitali corretti per le perturbazioni gravitazionali dei pianeti. Gli elementi propri sono costanti su lunghi periodi di tempo e questo consente di identificare, dopo l’adozione di una metrica opportuna, cluster di asteroidi nello spazio degli elementi orbitali propri, corrispondenti alle famiglie cercate. La famiglia di Troiani più numerosa individuata fino ad ora è quella di (1647) Menelaus (in L₄), con circa 300 membri.

Origine dei Troiani

L’origine dei Troiani è sempre stato un argomento molto controverso, e lo è tuttora. Le ipotesi sono diverse. Si passa dalla cattura dei frammenti di un satellite gioviano distrutto dall’interazione mareale con il pianeta, all’intrappolamento di planetesimi in orbita vicino al proto-Giove, alla cattura di comete a corto periodo.

Tuttavia, secondo i risultati di recenti simulazioni numeriche sulle prime fasi evolutive del Sistema Solare (il famoso “Modello Nizza“), i Troiani non sono corpi catturati da Giove durante la fase di accrezione planetaria, ma sono asteroidi ghiacciati provenienti  dal Sistema Solare esterno che sono stati catturati, stabilmente, nei punti Lagrangiani L₄ e L₅ del sistema Giove-Sole. Quindi, la loro origine è simile a quella dei Centauri e delle comete della famiglia di Giove.

Un ruolo importante sull’origine della popolazione attuale dei Troiani è stata giocata dalla risonanza orbitale 1:2 Giove-Saturno, momentaneamente attiva durante la fase primordiale di migrazione planetaria. La migrazione planetaria è stata causata dell’attrito dinamico con i planetesimi residui della formazione del Sistema Solare. Cambiando progressivamente il raggio orbitale di Giove e Saturno, ad un certo punto la risonanza orbitale fra i periodi di rivoluzione si è attivata. L’attivazione ha avuto l’effetto di rendere caotiche le orbite di eventuali Troiani originari e di eliminarli dai punti Lagrangiani triangolari, sostituendoli con gli asteroidi ghiacciati provenienti dal Sistema Solare esterno, scatterati a causa delle perturbazioni gravitazionali di Urano e Nettuno. Questa nuova popolazione di corpi è rimasta stabilmente intrappolata nei punti Lagrangiani L₄ e L₅ quando la risonanza 1:2 ha cessato di esistere. Prima di restare intrappolati però, questi asteroidi ghiacciati hanno trascorso un periodo di tempo (dell’ordine di 10.000 anni), su orbite ad alta eccentricità, che ha portato il 72% della popolazione a distanze inferiori alle 3 UA dal Sole, permettendo lo sviluppo di coma e coda. Questo periodo di tempo è, grosso modo, la durata della vita attiva di un tipico nucleo cometario. Questo modello spiega come mai la superficie dei Troiani è impoverita di elementi volatili (spiegando la differenza con i Centauri), e l’origine della crosta scura e rossastra che si osserva attualmente. Questo modello evolutivo è anche in grado di spiegare l’origine dell’alta inclinazione delle orbite dei Troiani rispetto ai MBA. In base a quanto detto, se i Troiani sono davvero nuclei di ex comete, è ragionevole pensare che, al di sotto della crosta inerte (o in zone molto limitate della superficie), sia rimasto del ghiaccio d’acqua, non rilevabile per via spettroscopica. Questo spiegherebbe lo spettro infrarosso piatto abbinato a caratteristiche tipiche dei nuclei cometari.

Conclusioni

Come abbiamo visto, l’origine e la vera natura fisica dei Troiani è ancora sfuggente. Gli indizi a supporto di una natura cometaria sono numerosi ma in contrasto con le osservazioni spettroscopiche disponibili. Per risolvere in modo definitivo il mistero sulla natura dei Troiani sarebbe necessaria una missione spaziale sul posto. Purtroppo, i Troiani non sono sulla traiettoria di altri target come succede, ad esempio, per i MBA per le missioni dirette verso il Sistema Solare esterno. Lo studio dei Troiani richiede quindi una missione spaziale dedicata, come la missione Lucy della NASA, il cui lancio è previsto per l’ottobre 2021. Nel complesso Lucy esplorerà 6 asteroidi Troiani e un MBA fra il 2025 e il 2033.

Considerato che al lancio di Lucy mancano ancora 4 anni, le osservazioni da terra restano fondamentali per comprendere meglio i Troiani. Ad esempio, l’osservazione delle curve di luce e la determinazione di periodi e ampiezze è ancora molto utile per ampliare gli scarsi dati in nostro possesso e permettere così uno studio statistico accurato delle frequenze di rotazione e delle forme. Ugualmente molto scarsa è la determinazione dell’orientamento degli assi di rotazione (o spin). Come sono distribuiti? In modo casuale o ci sono orientazioni preferenziali? Nessuno lo sa. Infine, la ricerca sistematica di caratteristiche cometarie transitorie (come coma e/o coda), possibile con i grandi telescopi al suolo, sarebbe utilissima per avere informazioni sulla presenza di sacche di elementi volatili prossimi alla superficie di questi asteroidi. Nel caso di riscontri positivi, la teoria sull’origine dei Troiani che abbiamo illustrato in precedenza riceverebbe una buona conferma.