Il “magico anello” degli Hungaria

L’esplorazione della Fascia Principale degli asteroidi è una continua fonte di sorprese, non solo per la fisica dei corpi che contiene ma anche per come si organizzano. Recentemente abbiamo visto la famiglia dinamica degli Hilda, con la sua famosa configurazione a “triangolo”. Così facendo abbiamo esplorando l’estremo confine esterno della Fascia Principale, quello che guarda verso il pianeta Giove. Adesso viaggeremo verso il “confine” opposto, quello che guarda a Marte, esplorando la famiglia dinamica degli asteroidi di tipo Hungaria.

Hungaria1
Il gruppo degli asteroidi Hungaria (quadrati gialli), visti da circa 6,5 UA di distanza da un punto a circa 45° sull’eclittica. L’orbita rossa è quella dell’asteroide (434) Hungaria, che da il nome al gruppo, mentre quelle in blu sono i pianeti da Mercurio a Marte. L’inviluppo degli Hungaria forma una specie di cilindro a pareti sottili che avvolge i pianeti di tipo terrestre (figura creata con il software “Celestia” ver. 1.6).

L’isola di stabilità degli Hungaria

Gli asteroidi del gruppo di Hungaria sono corpi che si trovano nella Fascia Principale più interna, con orbite a bassa eccentricità e alta inclinazione. In effetti l’eccentricità orbitale degli Hungaria è inferiore a 0,18 mentre l’inclinazione sul piano dell’Eclittica è piuttosto elevata, compresa fra 16° e 34°. Con queste condizioni geometriche non si intersecano le orbite della Terra e di Marte, quindi gli Hungaria non rappresentano un rischio impatto per il nostro pianeta. Il semiasse maggiore delle orbite di questo gruppo è compreso fra 1,78 e 2 UA, di conseguenza questi asteroidi possono arrivare ad una distanza compresa fra 0,5 e 1,1 UA rispetto al piano dell’Eclittica. Gli Hungaria hanno un periodo orbitale medio di circa 2,6 anni, ossia sono in risonanza di moto medio 9:2 con Giove e 3:2 con Marte. Questa risonanza a lungo andare sarebbe deleteria per la stabilità orbitale degli Hungaria ma, grazie all’elevata inclinazione sull’Eclittica che li porta lontano dai pianeti, questi asteroidi non sono soggetti a forti perturbazioni gravitazionali o a deformazioni mareali e le orbite sono relativamente stabili.

Gli Hungaria sono separati dal resto della Fascia Principale dalla risonanza di moto medio 4:1 con Giove, che si colloca a 2,07 UA dal Sole. Gli asteroidi che si trovassero a questa distanza eliocentrica, ma con bassa inclinazione orbitale, sarebbero soggetti a forti perturbazioni gravitazionali dovute a Marte e sarebbero espulsi dalle loro orbite quindi, in questa regione del Sistema Solare, l’unica “isola gravitazionalmente stabile” è quella con l’orbita ad alta inclinazione! Questo spiega la presenza del gruppo degli Hungaria e della loro singolare distribuzione geometrica, simile ad un anello. Cambiamenti a lungo termine sull’orbita di Marte possono alterare lentamente la situazione d’equilibrio con gli Hungaria, portare ad una rimozione degli asteroidi da questa zona e alla loro trasformazione in NEA (Near Earth Asteroid).

Hungaria2
Il gruppo degli asteroidi Hungaria (quadrati gialli), visti da circa 6,5 UA di distanza da un punto posto sull’eclittica. L’orbita rossa è quella dell’asteroide 434 Hungaria, che dà il nome al gruppo, mentre quelle in blu sono i pianeti da Mercurio a Marte. Notare la maggiore concentrazione d’asteroidi alle alte latitudini eclittiche (figura creata con il software “Celestia” ver. 1.6).

La vera famiglia di Hungaria

All’interno del gruppo degli Hungaria, c’è la vera famiglia fisica dell’asteroide 434 Hungaria (che dà il nome all’intero gruppo). I membri della famiglia, tutti della stessa classe spettrale E (albedo geometrico medio di 0,40), sono stati generati dalla distruzione collisionale di un comune corpo progenitore. I membri del gruppo degli Hungaria, che non appartengono alla famiglia, tendono invece ad essere comuni asteroidi di tipo S, con un albedo geometrico medio di 0,20. Data la posizione e l’albedo mediamente elevato, il gruppo degli Hungaria forma il più grande insieme di piccoli asteroidi che possono essere ancora osservati con telescopi amatoriali.

Vediamo in maggiore dettaglio il corpo capostipite. L’asteroide 434 Hungaria ha un diametro di circa 20 km (ed è il corpo maggiore di tutto il gruppo…), mentre il periodo di rotazione è di 26,51 ore. Come anticipato, il tipo spettrale è il raro tipo E. Il confronto con lo spettro delle meteoriti indica una composizione a base di enstatite pura (MgSiO3), un pirosseno contenente del magnesio, costituente essenziale di diverse rocce vulcaniche terrestri. Probabilmente, si tratta di un frammento della crosta di un planetesimo primordiale abbastanza grande da essersi differenziato in nucleo e crosta prima di essere distrutto da una collisione. La scoperta di 434, fatta l’11 settembre 1898, si deve a Max Wolf dell’Università di Heidelberg.

Cosa ci dice la fotometria?

Anche se la fotometria è una tecnica ben collaudata, i dati che può fornire possono essere molto importanti per la comprensione delle proprietà collettive degli asteroidi, anche per merito del continuo sviluppo dell’elettronica. Grazie alle innumerevoli osservazioni fotometriche, fatte per lo più con piccoli telescopi amatoriali su oltre 100 asteroidi Hungaria, si è potuto stabilire che:

1. Nel gruppo degli Hungaria sono presenti 7 asteroidi binari che, proiettati sull’intera popolazione, porta ad una stima del 15% la percentuale di sistemi binari, un valore molto simile a quello che si trova fra la popolazione dei NEA.
2. La distribuzione delle frequenze di rotazione ricalca quella dei NEA, con un forte eccesso di rotatori lenti.

Considerato che gli Hungaria non sono soggetti a flyby stretti con i pianeti (almeno non ancora, prima devono essere espulsi dalla loro isola felice…), con conseguente effetto mareale che, per i NEA, può spiegare la percentuale di binari è evidente che deve essere all’opera qualche altro meccanismo in grado di accelerare la rotazione dell’asteroide, arrivare al limite di scissione e formare un sistema binario. L’effetto fisico sospettato per la scissione asteroidale fra gli Hungaria è l’effetto YORP (Yarkovsky–O’Keefe–Radzievskii–Paddack). L’effetto YORP consiste nella accelerazione rotazionale dell’asteroide dovuta alla emissione asimmetrica della radiazione infrarossa da parte della superficie riscaldata dalla radiazione solare. L’effetto YORP è in grado di alterare il periodo e l’orientamento dell’asse di rotazione fino ad asteroidi aventi un diametro di circa 50 km e, di fatto, per piccoli oggetti domina sui normali processi d’evoluzione collisionale.

Conclusioni

Gli Hungaria noti sono più di 7300, un numero considerevole che permette di avere un buon margine per ampliare le osservazioni fotometriche sugli asteroidi con periodo di rotazione ancora sconosciuto. Un ottimo programma di ricerca scientifica per gli astronomi non professionisti dotati di una buona camera CCD e di buon telescopio da almeno 50 cm di diametro.

 

Rispondi

Inserisci i tuoi dati qui sotto o clicca su un'icona per effettuare l'accesso:

Logo WordPress.com

Stai commentando usando il tuo account WordPress.com. Chiudi sessione /  Modifica )

Google+ photo

Stai commentando usando il tuo account Google+. Chiudi sessione /  Modifica )

Foto Twitter

Stai commentando usando il tuo account Twitter. Chiudi sessione /  Modifica )

Foto di Facebook

Stai commentando usando il tuo account Facebook. Chiudi sessione /  Modifica )

w

Connessione a %s...