La fascia principale degli asteroidi – parte terza: la ricostruzione dei fatti

Parte prima: la fascia degli asteroidi.
Parte seconsa: asteroidi, la storia.

Abbiamo visto che la Fascia principale degli asteroidi è un’ampia zona del sistema solare compresa tra l’orbita di Marte e quella di Giove, occupata da un gran numero di oggetti con dimensioni e masse molto variabili: si va dai quattro più grandi, Cerere, (ora classificato come pianeta nano), Vesta, Pallade e Igea,  con diametri di centinaia di chilometri, fino ai granelli di polvere.

Riprendiamo il racconto.

LA STORIA – la tecnica fotografica
I pianetini destarono comunque grande interesse nonostante le loro modeste dimensioni.
Tuttavia dopo la scoperta di Igea si dovette attendere più di 38 anni prima di scoprire l’8 dicembre 1845 quando si individuò il quinto asteroide: “Astraea”, dal nome della dea della giustizia.
Il successivo asteroide fu individuato il 1° Luglio 1847 e venne chiamato “Hebe”.

Nel corso dei successivi anni tutti gli asteroidi più luminosi furono individuati.
Un impulso fondamentale venne dato dall’astronomo tedesco Max Wolf con la tecnica fotografica quando il 22 dicembre 1891 scoprì fotograficamente il 323 esimo asteroide: “Brucia”.

Gli asteroidi muovendosi sullo sfondo delle stelle fisse lasciavano sulle lastre evidenti tracce allungate.

Con l’applicazione della tecnica fotografica il ritmo delle scoperte aumentò sensibilmente.
A questo punto la sfida fu aperta a tutti: astronomi e dilettanti, professionisti e appassionati.

Al giorno d’oggi l’uso del mezzo fotografico è stato abbandonato da tempo a favore di strumenti elettronici altamente sofisticati e sensibili.

Il CCD (acronimo dell’inglese Charge-Coupled Device), è un dispositivo ad accoppiamento di carica (non vi sto a spiegare come funziona perchè non l’ho capito nemmeno io) che permette di utilizzare le informazioni direttamente in forma analogica per riprodurre immagini sugli schermi ed essere convertite in formato digitale per l’immagazzinamento in file che ne garantiscano il riutilizzo futuro.

Il successo di tali dispositivi ha permesso anche agli astrofili di contribuire in maniera determinante alla ricerca di nuovi asteroidi.
Sta di fatto che negli anni 90 il numero degli asteroidi scoperti è assistito di un aumento esponenziale.

Il successivo avvento di strumenti professionali mirati alla ricerca automatica (Neat, Linear, Loneaos) ha ridotto il contributo degli appassionati, ma non l’interesse.

L’organo mondiale che si cura di coordinare il lavoro di ricerca e ratificare le scoperte è il Minor Planet Center, con sede nell’Harward Center for Astrophysics di Cambridge nel Massachusetts (Usa).
I pianetini dall’orbita conosciuta vengono catalogati con un numero sequenziale seguito da un nome proprio, il quale viene proposto per tradizione dallo scopritore.
Attualmente per ragioni di regolamento la definizione finale del pianetino viene prima vagliata e ratificata da una commissione.

LA SITUAZIONE
Al 20 Febbraio 2003 risultavano catalogati in modo definitivo 55719 asteroidi.
Ci sono poi decine di migliaia, forse milioni, di oggetti sopra il chilometro di diametro e corpi minori fino alla grandezza di un granello di polvere.

TEORIE DI FORMAZIONE
Vale la pena di aprire una parentesi sulle principali teorie riguardanti la formazione della fascia degli asteroidi.

Teoria della esplosione
Già nel 1805 a soli quattro anni dalla scoperta di Cerere, Olbers propose una ipotesi sconvolgente.
Un pianeta orbitante tra Marte e Giove, chiamato “Minerva”, era esistito in epoche primordiali e poi esploso catastroficamente per motivi igniti, lasciando al suo posto solo una moltitudine di piccoli frammenti orbitanti.
Questa ipotesi affascinò subito il pubblico e gli scrittori. Ma le incongruenze vennero presto messe in evidenza.
– Le orbite dei frammenti della esplosione non potevano essere derivanti tutti da una unica esplosione.
– Non si conosceva il motivo fisico che avrebbe portato alla esplosione di un intero pianeta.
– Il materiale degli asteroidi sono di origine “primordiale”, non compresso e riscaldato come invece sono le rocce che compongono l’interno di un pianeta di tipo terrestre.

Teoria dell’aborto
Una nuova teoria fu portata negli anni ’50 del XX secolo dall’astrofisico sovietico Victor S. Safronov (1917- 1999).
L’idea era che gli asteroidi sarebbero stati i resti non di un pianeta distrutto, bensì “abortito”.
L’astrofisico suppose che al tempo della nebulosa primordiale, proto-planetaria, che generò il sistema solare un pianeta cominciò proprio a formarsi in quella zona: Cerere, l’asteroide più grande.
La crescita del pianetino fu però bloccata da quella più “rapida” del vicino Giove la cui influenza gravitazionale provocò un violento “rimescolamento” delle orbite dei corpi aumentando le velocità con cui ciascuno di questi corpi si muoveva rispetto agli altri facendo in modo che gli impatti non fossero di aggregazione ma distruttivi.
Scientificamente questa sequenza di eventi è effettivamente plausibile, dimostrata anche da simulazioni al computer.

RICOSTRUZIONE DEI FATTI
Facciamo a questo punto una plausibile ricostruzione dei fatti.
La fascia degli asteroidi, da quanto emerso, ha dovuto fare i conti con la presenza ingombrante di Giove.
Giove nel suo accrescimento ha dovuto fare i conti con numerosi suoi antenati che si erano venuti a formare. Alcuni di questi avevano già assunto dimensioni come quella della Terra e le loro traiettorie si spingevano anche nelle zone più interne.
Lo stesso Marte dovette limitare la sua crescita in conseguenza di queste presenze, che a causa delle perturbazioni orbitali riducevano di molto il numero dei pianetini a disposizione per completare la formazione del pianeta.
Più vicino a Giove i problemi erano maggiori. Nella fascia degli asteroidi la formazione di un pianeta era cominciata secondo le regole della aggregazione gravitazionale ma venne presto interrotta dalla presenza di questi corpi perturbatori antenati di Giove. Esso non riuscì ad andare oltre a un oggetto di circa 1000 km di diametro e furono pochi quelli che superavano i 400 km di diametro

Poi le cose precipitarono.
Le perturbazione dei pianeti perturbatori antenati di Giove fecero aumentare la eccentricità delle orbite dei pianetini che si stavano aggregando tra l’orbita di Marte e quella di Giove, ossia le orbite  divennero sempre più allungate.
Questo significava che in alcuni tratti dell’oblita le velocita dei pianetini aumentavano fino a 4/5 km al secondo che anziché favorire l’accrescimento li faceva scontrare tra loro fino alla completa distruzione.

Tutto ciò che si era costruito pian piano nella fascia degli asteroidi venne velocemente sconquassato e nel giro di pochi milioni di anni iniziò una nuova fase dominata dagli urti catastrofici. I vari pianetini si auto distruggevano riducendosi in sciami di innumerevoli frammenti più piccoli, mettendo cos’ la parola fine alla formazione di un vero pianeta su quell’orbita.
Soli i più grandi riuscirono a salvarsi.

Questa situazione, anche se in maniera più ridotta, permane ancora dove gli asteroidi più piccoli scontrandosi tra loro si sminuzzano fino a diventare polvere.

CONCLUSIONE
La mancata formazione di un vero pianeta in questa fascia può tuttavia essere vista in senso positivo.
I frammenti di questi asteroidi non ebbero il tempo di innescare quei processi termici dei pianeti maggiori e di conseguenza quei processi chimici tipici della aggregazione della materia per compressione gravitazionale. Essi rappresentano un popolazione di veri e propri fossili delle origini del sistema solare

Oggigiorno la cintura degli asteroidi rappresenta una regione unica per lo studio delle prime fasi di origine del sistema solare. In essi è possibile leggere i primi milioni di anni del nostro sistema planetario.

Asteroidi e comete sono dunque un interessante campo di studio e ricerca “archeologica”.

FINE

ULTERIORI OSSERVAZIONI (a beneficio dei più curiosi)

La classificazione
Le prime misurazioni condotte storicamente hanno portato a una classificazione degli asteroidi in due grandi categorie sulla base della riflettività, o albedo: la fascia più interna, caratterizzata da una maggiore riflettività e da un’emissione di luce più rossa, e quella più esterna, con una riflettività inferiore e una luce più blu.

Un primo modello, formulato negli anni ottanta, prevedeva che questa distinzione di colore, correlata con la distanza dal Sole, fosse stata prodotta dalle diverse temperature presenti nelle diverse zone della fascia degli asteroidi nel sistema solare primordiale: gli asteroidi più rossi, in particolare, avrebbero subito un fenomeno di fusione parziale. Proprio i dati sulla temperatura, inoltre, erano considerati cruciali per riuscire a capire le condizioni presenti durante la formazione dei pianeti.

Modello di Nizza
Con il passare degli anni, le osservazioni hanno messo in crisi questa visione, smentendo direttamente la suddivisione basata sulla riflettività e aprendo la strada, insieme con nuove e più accurate simulazioni della dinamica dei pianeti, a ipotesi di un’evoluzione molto più “movimentata” del sistema solare.
L’esito di questa messa in discussione dei vecchi modelli è stata la formulazione del cosiddetto Modello di Nizza, il quale prevede che, poco dopo la dissipazione del disco protoplanetario, vi sia stata una fase d’intensa instabilità delle orbite dei quattro giganti gassosi, Giove, Saturno, Urano e Nettuno, che sarebbero migrati verso le attuali orbite.

Questa ipotesi è stata poi corroborata dall’osservazione di alcuni asteroidi isolati, non assimilabili per caratteristiche fisiche agli asteroidi circostanti. Le misurazioni sulla composizione di decine di migliaia di asteroidi, successivamente, hanno portato alla conclusione che, nell’evoluzione del sistema solare, il rimescolamento degli asteroidi ha rappresentato la regola più che l’eccezione.

Nonostante tutti gli studi, le analisi e le mappature, rimane ancora molto da scoprire su questi corpi celesti e la loro struttura interna.

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