Bella domanda: la risposta è che non lo sappiamo. È probabile che esista una popolazione di asteroidi all’interno dell’orbita di Mercurio, ma, fino a ora, le ricerche hanno dato esito negativo pur essendo state fatte sia dal suolo (durante le eclissi totali di Sole), sia dallo spazio. Facciamo il punto su questa ipotetica ed elusiva popolazione di asteroidi.

Le Verrier e il pianeta Vulcano

I pianeti noti del Sistema Solare sono otto: da Mercurio fino al remoto Nettuno. Oltre si estende la fascia di Kuiper, una cintura di asteroidi che circonda il Sistema Solare. Fino al 1992 la Fascia di Kuiper era solo stata ipotizzata, ma quell’anno, con la scoperta di 1992 QB1 (ora noto come 15760 Albion), si ebbe la prima prova della sua esistenza. Cosa abbiamo al limite interno del Sistema Solare? Il pianeta Mercurio, il primo protagonista della nostra storia. Si tratta di un corpo celeste che si muove su un’orbita ellittica attorno al Sole con un semiasse maggiore di 0,39 au (1 au = 150 milioni di km), un’eccentricità di 0,20 e un periodo orbitale siderale di 87,97 giorni. Con un diametro di 4880 km è il più piccolo fra i pianeti del Sistema Solare; è privo di atmosfera e la sua superficie è molto simile a quella della Luna, fittamente craterizzata. Come pianeta, Mercurio è visibile a occhio nudo; infatti, era già noto agli antichi greci che lo identificarono con Hermes, il messaggero degli dèi, per la rapidità di spostamento in cielo. La difficoltà nell’osservazione di Mercurio a occhio nudo consiste nel fatto che non si allontana mai molto dal Sole, quindi può essere visto solo poco dopo il tramonto o poco prima dell’alba, quando il cielo è ancora chiaro. Considerato che l’orbita è sensibilmente ellittica, le sue massime elongazioni dal Sole possono variare da 18° a 28°: nella migliore delle condizioni si può osservare circa due ore dopo il tramonto del Sole.

Il secondo protagonista è l’astronomo e matematico francese Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1877), famoso per la scoperta “a tavolino” del pianeta Nettuno, avvenuta dall’osservatorio di Berlino il 23 settembre 1846, grazie all’analisi delle perturbazioni gravitazionali sull’orbita di Urano. Dopo la scoperta dell’ottavo pianeta del Sistema Solare, Le Verrier si dedicò all’analisi dell’orbita di Mercurio e, nel 1859, pubblicò i risultati delle sue ricerche. Secondo i calcoli di Le Verrier, la precessione del perielio di Mercurio – tenendo conto delle perturbazioni gravitazionali esercitate dagli altri pianeti – non poteva essere completamente spiegata dalla teoria newtoniana della gravitazione; restava un eccesso di circa 43 arcsec/secolo. Per spiegare questo eccesso, Le Verrier suggerì, tra le possibili spiegazioni, che la causa della precessione anomala del perielio di Mercurio fosse dovuta alle perturbazioni gravitazionali esercitate da un altro pianeta (oppure da una serie di corpi più piccoli) posto su un’orbita interna a quella di Mercurio. Il successo nella scoperta di Nettuno portò gli astronomi a riporre una certa fiducia in questa possibile spiegazione e l’ipotetico pianeta fu chiamato Vulcano. Non fu mai trovato alcun pianeta e, alla fine, la teoria della relatività generale di Einstein spiegò la precessione anomala di Mercurio come un effetto relativistico.

La zona di stabilità orbitale dei vulcanoidi

Anche se il pianeta Vulcano non esiste, la ricerca di possibili piccoli corpi presenti fra l’orbita di Mercurio e il Sole non è stata abbandonata ed è tuttora in corso: si tratta degli asteroidi vulcanoidi (chiamati così in omaggio al pianeta teorizzato da Le Verrier). L’attuale popolazione, se esiste, è probabilmente un piccolo residuo di un’ipotetica popolazione vulcanoide primordiale dovuta agli effetti combinati sia dell’evoluzione collisionale, sia del successivo trasporto radiativo di frammenti collisionali. Nel 1999, in un articolo pubblicato su Nature da Evans & Tabachnik [1], è stato dimostrato che la zona in cui planetesimi di raggio superiore a 0,1 km possono sopravvivere per un tempo paragonabile all’età del Sistema Solare si trova tra 0,09 e 0,21 ua dal Sole: solo in questo range di distanze si trovano orbite sufficientemente stabili. Tuttavia, anche all’interno di questo range, ci sono delle “orbite proibite”, ad esempio a 0,15 e a 0,18 ua corrispondenti a risonanze di moto medio con Mercurio e Venere. Proiettando nel cielo, visto dalla Terra, la fascia di distanze 0,09-0,21 au dal Sole, questa si traduce in un intervallo di massime elongazioni compreso tra 5,1° e 11,8°. Se si considera che è già difficile osservare Mercurio al tramonto o poco prima dell’alba, perché il cielo è sempre abbastanza chiaro, si comprende quale possa essere la difficoltà nella ricerca degli asteroidi vulcanoidi al telescopio.

Non è solo la gravità che incide sul tempo di vita degli ipotetici vulcanoidi, bisogna anche considerare la sublimazione o la fratturazione della superficie, l’effetto Poynting-Robertson e l’effetto Yarkovsky, diurno e stagionale. La sublimazione e la fratturazione superficiale sono dovute all’alta temperatura a cui è sottoposto un vulcanoide. Supponendo un albedo di Bond di 0,2 (ossia solo il 20% della radiazione solare viene riflessa nello spazio, mentre l’altra viene assorbita aumentando la temperatura del corpo), emissività di 0,9 e un raggio orbitale a 0,15 au dal Sole la temperatura di equilibrio è di circa 700 K il che può causare la sublimazione della superficie: poca cosa, ma se si tiene conto che il Sole brilla da almeno 4,5 miliardi di anni (per fortuna con una luminosità minore dell’attuale in passato), si trova che un vulcanoide deve avere un diametro iniziale di almeno 15 km per poter arrivare ai giorni nostri. L’effetto Poynting-Robertson tende a far spiraleggiare gli asteroidi più piccoli verso il Sole ed è dovuto all’aberrazione che la luce solare subisce se osservata dal corpo in orbita eliocentrica: in pratica, la luce del Sole tende ad arrivare dal senso di marcia dell’asteroide, il che ne fa diminuire la velocità orbitale. Il tempo di decadimento orbitale è direttamente proporzionale al diametro dell’asteroide e al quadrato del semiasse maggiore dell’orbita, quindi per gli asteroidi da 50 metri a 0,15 au dal Sole il tempo di decadimento è circa uguale all’età attuale del Sistema Solare, mentre per quelli da 1 km di diametro si arriva a 32 miliardi di anni e l’orbita è sostanzialmente stabile. L’effetto Yarkovsky è dovuto all’azione di rinculo dell’emissione asimmetrica della radiazione termica da un asteroide rotante in orbita attorno al Sole. Si tratta della somma di due effetti, diurno e stagionale. L’effetto diurno è dovuto alla rotazione dell’asteroide attorno al proprio asse e, a seconda che il verso di rotazione sia concorde o meno con il senso orbitale, può comportare un aumento o una diminuzione del raggio dell’orbita. L’effetto stagionale, invece, è dovuto al fatto che il corpo orbita attorno al Sole, quindi l’emisfero illuminato cambia lentamente nel tempo e provoca sempre una diminuzione del raggio orbitale. L’effetto stagionale è più importante del diurno per asteroidi piccoli e in rapida rotazione attorno al proprio asse, che non fanno in tempo a raffreddarsi dall’emisfero notturno, che già sorge il Sole. In questo caso abbiamo un effetto che può aumentare o diminuire il raggio orbitale, quindi può contrastare l’effetto Poynting-Robertson. Per un asteroide da 1 km di diametro, con periodo di rotazione di 5 h, a circa 0,15 au dal Sole, con inclinazione dell’asse di rotazione di 45°, il tempo di decadimento per il Yarkovsky stagionale è dell’ordine di 2 miliardi di anni. Il destino dell’asteroide, però, dipende anche dall’evoluzione dell’inclinazione dell’asse di rotazione e dalla sua composizione superficiale, e non è possibile fornire una regola generale valida per tutti. Per questo motivo la presenza dei vulcanoidi non può essere esclusa sulla base di considerazioni teoriche e bisogna andare a cercarli.

A caccia di vulcanoidi con SOHO e STEREO

Il problema della vicinanza dei vulcanoidi al Sole può essere aggirato osservando dallo spazio, in particolare tramite le immagini del telescopio spaziale SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), un progetto congiunto ESA-NASA lanciato nel 1995 per l’osservazione continua della nostra stella. Nel 2000 Durda e colleghi [2] hanno analizzato le immagini del coronografo SOHO/LASCO C3 alla ricerca di eventuali vulcanoidi in orbite eliocentriche con raggi compresi tra 0,07 e 0,21 au. Lo studio non ha rivelato alcun oggetto in movimento con un diametro compreso tra 20 e 60 km. In un lavoro degli stessi anni, Stern e Durda [3], esplorando gli effetti dell’evoluzione collisionale dei vulcanoidi, conclusero che i vulcanoidi potrebbero popolare la regione compresa tra 0,06 e 0,21 au dal Sole e che il luogo più favorevole alla sopravvivenza è probabilmente vicino al bordo esterno della zona di stabilità dinamica a 0,2 au. Secondo questi autori non ci dovrebbero essere più di qualche dozzina di oggetti di raggio maggiore di 1 km.

Un altro interessante paper è quello di Steffle et al., pubblicato nel 2013 [4], che riguarda la ricerca di vulcanoidi nella zona dinamicamente stabile utilizzando i dati d’archivio dello strumento Heliospheric Imager-1 (HI-1) posto sulla sonda spaziale STEREO-A, che, insieme a STEREO-B, compone la coppia di sonde della missione STEREO, lanciata dalla NASA nel 2006. In questo caso il Sole è osservato contemporaneamente dalle due sonde STEREO che si muovono sul piano dell’eclittica, ma riprendono la nostra stella da due posizioni diverse così da poter fornire una visione stereoscopica. Purtroppo, anche in questo caso, nessun vulcanoide è stato rilevato nelle immagini con parametri orbitali e < 0,15 e i < 15°. Ciò ha permesso di concludere che, attualmente, non esistono vulcanoidi più grandi di 5,7 km di diametro e, in base alla distribuzione dei diametri degli asteroidi, non ci si aspetta più di 76 vulcanoidi più grandi di 1 km di diametro.

Alla ricerca dei vulcanoidi durante le eclissi totali di Sole

Se non si hanno a disposizione sonde spaziali, un’alternativa è cercare oggetti inframercuriali durante i pochi minuti di un’eclisse di Sole. Una ricerca recente di asteroidi vulcanoidi è stata fatta durante l’eclisse totale di Sole del 1 agosto 2008 da Zhao et al. [5]. Le eclissi totali di Sole sono il momento ideale per andare alla ricerca di eventuali vulcanoidi dalla Terra perché la luminosità di fondo cielo diventa simile a quella che si ha allo zenit circa 30 minuti dopo il tramonto del Sole e, anche se il cielo non diventa mai completamente buio, si possono raggiungere magnitudini stellari abbastanza elevate, tali da poter potenzialmente rilevare asteroidi di qualche km di diametro. Per le loro osservazioni, i ricercatori cinesi hanno allestito due stazioni equipaggiate con telescopi da 150 mm di diametro, F/1,3, a cui è stata applicata una camera CCD con sensore Kodak KAF-1001E da 1024 x 1024 pixel quadrati da 24 μm di lato. Le due stazioni, poste in punti diversi del percorso della totalità, hanno ripreso il cielo in prossimità del Sole in due momenti diversi, permettendo così di rilevare l’eventuale moto proprio di asteroidi veloci. Per ridurre il background bluastro del cielo sono stati usati dei filtri rossi Schott RG10 e i telescopi sono stati installati su montature equatoriali alla tedesca, commerciali, per compensare la rotazione terrestre. Il campo di vista di ciascun setup telescopio + CCD era di 10° x 10° ed è stata esplorata la zona di cielo in prossimità dell’eclittica, a partire da circa 2° dal bordo del Sole, riprendendo diverse sequenze di immagini con tempi di posa crescenti: 1, 2, 4 e 5 secondi. Con i setup usati, le immagini delle sequenze con pose di 4 e 5 secondi sono risultate saturate, mentre nelle altre è stata raggiunta una magnitudine limite di +13,5. Purtroppo non è stato trovato alcun vulcanoide, il che permette di escludere la presenza di asteroidi più grandi di 2-6 km nella zona analizzata. Essendo così vicini al Sole, la stessa corona solare contribuisce ad alzare il background; inoltre, eventuali vulcanoidi potrebbero essere dietro la nostra stella, oppure in transito sul disco solare (essendo piccoli, sarebbero del tutto invisibili).

Conclusioni

Siamo giunti alla fine di questo breve excursus sulla ricerca dei vulcanoidi. Si tratta di un’ipotetica popolazione di corpi asteroidali che potrebbe esistere all’interno dell’orbita di Mercurio, nel range 0,09 – 0,21 au dal Sole. Le osservazioni della SOHO hanno escluso l’esistenza di corpi di almeno 20-60 km di diametro; quelle di STEREO hanno ridotto questo limite superiore a circa 6 km, mentre le osservazioni durante le eclissi totali di Sole tendono a ridurlo a 2-6 km. Non sappiamo se questa popolazione di asteroidi verrà mai individuata, ma la “caccia” ai vulcanoidi continua.

Bibliografia

[1] N.Wyn Evans and Serge Tabachnik. Possible long-lived asteroid belts in the inner solar system. Nature, 399:41–43, 1999.

[2] Daniel D. Durda, et al., A new observational search for vulcanoids in SOHO/LASCO coronagraph images. Icarus, 148(1):312–315, 2000.

[3] S.A. Stern and D.D. Durda. Collisional evolution in the vulcanoid region: Implications for present-day population constraints. Icarus, 143(2):360–370, 2000.

[4] A.J. Steffl, N.J. Cunningham, A.B. Shinn, D.D. Durda, and S.A. Stern. A search for vulcanoids with the STEREO heliospheric imager. Icarus, 223(1):48–56, 2013.

[5] HaiBin Zhao, Hao Lu, GeTu Zhaori, JinSheng Yao, and YueHua Ma. The search for vulcanoids in the 2008 total
solar eclipse. Science in China Series G: Physics, Mechanics and Astronomy, 52(11):1790–1793, 2009.