ASTEROIDI

Caratteristiche

Con il termine asteroide, cioè "a forma di stella", si indica un planetoide simile, per composizione, ad un pianeta terrestre ma più piccolo e, generalmente, di forma non sferica. Si pensa siano i residui del disco protoplanetario che non sono stati incorporati nei pianeti, durante la formazione del sistema.

La maggior parte degli asteroidi noti si trovano nella fascia principale, una regione del Sistema Solare compresa tra le orbite di Marte e Giove, per cui inizialmente si definiva asteroide qualunque piccolo oggetto si trovasse in questa zona, ma già nel marzo 2003 si conoscevano 664 pianetini esterni all'orbita di Nettuno ed altri possono incrociare l'orbita di Marte, della Terra, di Venere e perfino di Mercurio: l'asteroide 1566 Icarus al perielio si trova a 28 milioni di km dal Sole, più vicino di quello di Mercurio. Quindi oggi un corpo per essere un asteroide deve avere le seguenti caratteristiche:

non essere identificabile come un vero pianeta, in genere presenta dimensioni molto inferiori;
non essere il satellite di qualche pianeta;
non avere attività tipiche delle comete.

Alcuni asteroidi esterni all'orbita di Nettuno sono più grandi di Cerere, ad esempio Eris, che ha un diametro di 2400 km; nel 2006 entrambi sono stati riclassificati come nanopianeti.

Il numero degli asteroidi aumenta al diminuire delle dimensioni secondo la legge:

	dN	∝ m^(-q)dm	ove	dN=numero di corpi contenuti nell'intervallo di massa (m, m+dm) o di diametro (D, D+dD) q= esponente prossimo a 1.8.
		∝D^(2-3q)dD

Tale legge può essere estesa anche ai meteoriti. Rispetto a questa legge di potenza c'è un eccesso di corpi con D pari a 100 km, per i quali l'energia di legame gravitazionale favorisce il riaccumulo di frammenti espulsi a velocità inferiori alla velocità di fuga.
Le dimensioni dei pianetini possono essere misurate con tre tecniche:

misure fotometriche nell'ottico, note le distanze del pianetino dal Sole e dalla Terra ed il suo albedo;
osservazioni radar quando i pianetini si trovano in prossimità della Terra;
osservazioni nel visibile mediante telescopi di grandi dimensioni forniti di ottiche adattive;
eclissi di stelle osservate dalla superficie terrestre.

Tutti gli asteroidi sono completamente privi di atmosfera, a causa della debolissima gravità superficiale, inoltre possiedono un bassissimo albedo (o riflettività), che varia infatti tra 0.02 e 0.4 attestandosi su un valore medio di 0.15; sono quindi gli oggetti più scuri che si possono incontrare nel Sistema Solare. Solitamente densità media e albedo sono parametri strettamente correlati alla composizione chimica di un corpo, che nel caso degli asteroidi risulta molto diversa da corpo a corpo. Infatti da varie indagini spettrofotometriche sugli asteroidi della fascia principale sono stati identificati più di dieci tipi diversi di asteroidi, tuttavia se ne identificano tre principali:

asteroidi di classe C: sono i più numerosi, più del 75%, hanno un colore neutro e un albedo molto basso, 0.03; sono ricchi di carbonati, minerali opachi e fotoassorbenti, e il loro spettro è simile a quello delle meteoriti denominate condriti carbonacee, piuttosto rare. Orbitano di preferenza nella parte interna della fascia.
asteroidi di classe S: sono circa il 17% degli asteroidi conosciuti e presentano le caratteristiche spettrali dei corpi composti prevalentemente da rocce silicee, alta riflettività (albedo tra 0.10 e 0.22), bande di assorbimento nell'infrarosso imputabili alla presenza di composti di minerali come l'olivina e il pirosseno, e una colorazione spiccatamente rossastra, che viene attribuita all'abbondanza relativamente alta di metalli quali il ferro e il nichel. Occupano di preferenza la parte interna della fascia asteroidale e sarebbero i corpi progenitori delle meteoriti più comuni che si possono trovare sulla Terra, le condriti ordinarie.
asteroidi di classe M: tutti i rimanenti, sono abbastanza riflettenti (albedo tra 0.10 e 0.18) e sono composti esclusivamente di nichel e ferro.

La distribuzione spaziale delle tre classi non rispecchia la variazione in composizione della nebulosa originaria da cui si è condensato il Sistema Solare, ma è legata al diverso grado di riscaldamento a cui sarebbero stati sottoposti i vari corpi a causa delle differenti velocità di formazione iniziali; infatti anche l'albedo degli asteroidi tende a calare con l'aumentare della distanza dal Sole: i materiali più scuri, ricchi di carbonio e acqua, si condensarono originariamente nelle regioni più fredde e lontane dalla stella, mentre i materiali rocciosi brillanti, che erano meno volatili, e poterono rimanere all'interno delle regioni più calde e vicine al Sole.
Le orbite percorse dagli asteroidi in genere non sono né circolari, eccentricità tipiche comprese tra 0.05 e 0.3, né disposte sul piano dell'eclittica, inclinazioni comprese tra 0^o e 35^o.

Esistono dei gruppi asteroidali simili alle famiglie dinamiche della fascia principale: il gruppo Pallade, il gruppo Hungaria e il gruppo Focea, che hanno o orbite con semiassi inferiori o inclinazioni orbitali più elevate di quelli tipici della fascia asteroidale.

Vulcanoidi

Sono gli ipotetici asteroidi che orbitano attorno al Sole ad una distanza media compresa fra 0.08 U.A. e 0.21 U.A., quindi all'interno dell'orbita di Mercurio. Si chiamano così in quanto si dovrebbero trovare nella regione in cui gli astronomi del XIX secolo ponevano l'orbita dell'ipotetico pianeta Vulcano, la cui presenza serviva per giustificare la precessione del perielio di Mercurio prima che, nel 1915, venisse spiegata grazie alla relatività generale.
All'inizio del XXI secolo non è ancora stato osservato alcun vulcanoide, neanche dalla sonda SOHO, ma la pesante craterizzazione di Mercurio fa pensare che almeno nelle prime fasi di sviluppo del Sistema Solare la zona fosse ricca di asteroidi.

NEA

In generale si indicano col termine Near-Earth Objects (NEO) tutti quei corpi minori (asteroidi e comete) che al perielio hanno una distanza dal Sole inferiore a 1.3 U.A., quando invece si parla solo di asteroidi allora si utilizza più correttamente il termine Near-Earth Asteroids (NEA). Dai numerosi dati osservativi emerge che le caratteristiche fisiche e la composizione mineralogica dei NEA sono alquanto simili a quelle degli asteroidi della fascia principale del tipo S, pur avendo delle dimensioni generalmente più contenute: i due NEA più grandi sono 1036 Ganymed e 433 Eros, considerando dei diametri medi di 30 km.

Disegno che mostra la distribuzione dei NEA rispetto alla fascia principale (asteroid belt)

Considerando solo i corpi più grandi di 1 km (circa 2000), i NEA rappresentano circa lo 0,1% della popolazione asteroidale totale del Sistema Solare, ma sono stati osservati oggetti di dimensioni inferiori al chilometro, alcuni anzi misurano solo pochi metri, perciò i NEA rappresentano un'opportunità unica per studiare i corpi più piccoli del Sistema Solare.
Alcuni scienziati non escludono che in futuro questi mini-asteroidi possano essere sfruttati come fonti di preziosi materiali utilizzabili in operazioni spaziali su larga scala. A causa delle perturbazioni a cui sono sottoposti tali asteroidi, le loro traiettorie cambiano continuamente in modo caotico, e ciò fa sì che non possano sopravvivere nel Sistema Solare interno più di 200 milioni di anni prima di urtare contro un pianeta o di venire da questo espulsi fuori dal Sistema Solare, cioè un tempo inferiore al 5% dell'età del Sistema Solare; essendo rimasto quasi costante negli ultimi 3 miliardi di anni il tasso di impatti contro i pianeti, è stato dedotto che gli asteroidi vicini non possono essersi formati durante la formazione del Sistema Solare. Presumibilmente provengono dalla fascia asteroidale e si sono inseriti nell'orbita attuale a causa della gravità di Giove, o, per i NEA con orbita molto eccentrica, si tratta di comete che hanno perso le componenti volatili.

I NEA si suddividono convenzionalmente in tre classi, in base al valore del semiasse maggiore e dell'eccentricità: gli Amor, gli Apollo e gli Aten; i nomi dei tre gruppi derivano dal primo asteroide scoperto avente le caratteristiche comuni agli altri componenti della categoria.
L'appartenenza di un dato oggetto a una delle tre categorie non è però fissata una volta per sempre: dagli studi effettuati risulta che esistono oscillazioni secolari delle eccentricità orbitali che, su periodi di tempo dell'ordine di 100 mila anni, porterebbero asteroidi del tipo Amor ad assumere orbite del tipo Apollo e viceversa.

Amor

Hanno il perielio ad una distanza dal Sole variabile tra 1.017 UA e 1.3 U.A. e solo avvicinarsi esternamente a quella terrestre, che non intersecano mai; le due lune di Marte, Deimos e Phobos potrebbero essere due Amor catturati dal pianeta rosso. Gli Amor possono essere divisi in 4 sottogruppi, in base alla loro distanza media dal Sole:

Amor I:	hanno un semiasse maggiore compreso tra 1 UA e 1.523 UA, quindi non intersecano mai l'orbita di Marte, inoltre presentano eccentricità molto piccole; sono circa 1/5 della popolazione complessiva e quelli con semiassi maggiori prossimi a 1 U.A. sono anche detti asteroidi Arjuna.
Amor II:	hanno i semiassi orbitali maggiori compresi tra 1.523 U.A. e 2.12 U.A., presentano eccentricità moderate e sono circa 1/3 della popolazione totale; di questo sottogruppo fa farte l'asteroide Amor.
Amor III:	hanno i semiassi maggiori tra 2.12 U.A. e 3.57U.A., hanno una elevata eccentricità e rappresentano circa il 50% della popolazione totale. Si tratta di asteroidi della fascia principale che a causa della elevata eccentricità hanno il perielio vicino alla Terra, alcuni appartengono a particolari famiglie asteroidali, ad esempio Alinda è il prototipo della omonima famiglia.
Amor IV:	sono pochi e caratterizzati da semiassi maggiori che superano 3.57 U.A, e che possono intersecare l'orbita di Giove; hanno le eccentricità più elevate degli Amor e sono più distanti dal Sole della fascia asteroidale.

L'Amor più conosciuto è l'asteroide 433 Eros, infatti è stato uno dei primi asteroidi studiati da una sonda spaziale, la Near, che lo ha raggiunto il 14 febbraio 2000 e un anno dopo vi è atterrata sopra, continuando a fornire informazioni anche dopo l'atterraggio. Si tratta di un asteroide di tipo S, che attraversa l'orbita di Marte, ruota su sé stesso in 5 ore e 16 minuti ed ha il periodo sinodico più grande di tutto il Sistema Solare, con i suoi 846 giorni terrestri. L'orbita è inclinata di 10.829^o, ha una eccentricità pari a 0.223, viene percorsa in 643.219 giorni terrestri ed è instabile, portando Eros ad intersecare l'orbita terrestre tra circa 2 milioni di anni; sempre grazie alla sonda Near si è potuto accertare che su Eros la gravità varia tantissimo sulla sua superficie, a causa della forma ad arachide dell'asteroide (dimensioni 13x13x33 km).

Foto di Eros presa dalla NEAR del lato diametralmente opposto al grande cratere

Foto del Polo Nord di Eros presa dalla NEAR

La sonda ha inoltre rilevato che il suolo è simile a quello delle meteoriti chiamate condriti, ma che rispetto a queste risulta più povero di elementi volatili, come lo zolfo; sono state identificate varie strutture geologiche:

-due regiones,	che portano il nome degli scopritori dell'asteroide: Charlois Regio e Witt Regio;
-due crinali,	o dorsa, che portano il nome di coloro che hanno studiato l'asteroide: Finsen Dorsum e Hinks Dorsum;
-molti crateri,	che portano i nomi di famosi amanti di tutto il mondo, ad esempio Aida, Cupido, Don Giovanni, Galatea, Narciso e Tutenakai (mitologia polinesiana).

Si è accertato anche che la maggior parte delle piccole strutture superficiali sono il risultato di impatti meteorici e non di processi interni, così come la presenza di grandi rocce disseminate sull'asteroide. In particolare gran parte di tali rocce sarebbero state "espulse" da un singolo cratere meteorico creato 1 miliardo di anni fa, così come il fatto che in un'area di 9 km di raggio attorno al punto dell'impatto non ci sono crateri di diametro inferiore a 0.5 km; si pensa che ciò sia dovuto alle onde d'urto sismiche che ha "trasformato" i crateri più piccoli in pietrisco. La stessa area è replicata nel lato diametralmente opposto di Eros.

Apollo

Immagini prese dalla Muses-C che mostrano la rotazione su sè stesso dell'asteroide Itokawa

Hanno il perielio sempre tra 1 U.A. e 1.017 U.A., essendo l'afelio maggiore del perielio terrestre intersecano tutti l'orbita della Terra; il loro periodo orbitale è più lungo di un anno terrestre. Il prototipo della classe è l'asteroide 1862 Apollo, scoperto nel 1932 da Reinmuth, poi smarrito e ritrovato solo nel 1973; quando venne scoperto era l'unico in grado di intersecare l'orbita terrestre, si è poi scoperto che interseca anche le orbite di Venere e di Marte. Osservazioni effettuate al radiotelescopio di Arecibo tra il 29 ottobre e il 2 novembre 2005 hanno rilevato la presenza di un piccolo setellite asteroidale, ad una distanza media di appena 3 km, denominato provvisoriamente S/2005 (1862) 1; quindi 1862 Apollo è un asteroide doppio.
Fra gli Apollo quello meglio studiato è l'asteroide 25143 Itokawa, la cui orbita viene percorsa in 556.355 giorni terrestri, ha una inclinazione di 1.622^o, una eccentricità pari a 0.280 ed incrocia l'orbita di Marte. Tale asteroide ruota su sé stesso in 12.132 ore ed è stato visitato nel 2005 dalla sonda giapponese Muses-C. Si tratta di un asteroide di tipo S scoperto nel 1998 nell'ambito del progetto LINEAR e inizialmente chiamato 1998 SF36, il nome definitivo gli venne dato solo nel 2000: quello di un famoso progettista di razzi giapponese; analogamente si decise che tutte le strutture geologiche identificate successivamente sull'asteroide avrebbero portato i nomi delle persone coinvolte nel progetto Muses, esattamente come le tre regiones, identificate da Terra: MUSES-C Regio, Sagamihara Regio e Uchinoura Regio. Durante la missione sono stati confermati i sospetti derivanti dalle immagini ottenute con il radar di Goldston: l'asteroide è formato da due o più piccoli asteroidi, possiede una forma allungata ed ha un periodo di rotazione di 12.5 ore, inoltre non si sono visti crateri da impatto e la superficie risulta molto ruvida e piena di asperità. Si aspetta con ansia il 2010, quando il probe della Muses, l'Hayabusa, riporterà a Terra dei campioni di suolo dell'asteroide.

Aten

Sono stati scoperti a partire dal gennaio 1976 e sono i più rari; la loro orbita è quasi sempre interna a quella della Terra, a cui si avvicinano solo all'afelio, quando sono a poco più di 1 U.A. dal Sole. Il loro periodo orbitale risulta minore di un anno.
Sono Aten anche gli asteroidi co-orbitanti con la Terra: 3753 Cruithne e 2002 AA29.

3753 Cruithne è stato scoperto il 10 ottobre 1986 e classificato come un NEA; era già stato individuato nel 1983, ma a causa della suo orbita molto particolare non si era riusciti a seguirlo, si arrivò anche a pensare che si trattasse di un "rifiuto spaziale" lasciato dal programma Apollo. Gli è stato assegnato il nome di una popolazione celtica, la prima ad abitare le isole britanniche; alle volte viene anche erroneamente chiamato " la seconda luna" del pianeta Terra, in quanto, a causa della sua strana orbita, sembra orbitare attorno al pianeta. Si tratta di un asteroide di circa 5 km di diametro che si trova ad una distanza media di 0.998 U.A. e che ruota attorno al Sole mediamente in 364.008 giorni, su un'orbita con una eccentricità pari a 0.515 e inclinata di 19.810^o sull'eclittica; quindi l'orbita dell'asteroide è quasi in risonanza orbitale 1:1 con quella terrestre e attraversa sia la terrestre che le orbite di Venere e Marte, sfiorando dall'interno quella di Mercurio.

L'orbita dell'asteroide e della Terra rispetto al Sole

L'orbita di tale asteroide è estremamente complessa, infatti, a seguto dell'attrazione gravitazionale di Giove e della Terra, è soggetta ad una piccola deviazione, per cui, vista da Terra, sembra a forma di "fagiolo", o a ferro di cavallo.

L'orbita dell'asteroide rispetto al Sole e alla Terra

Ciò succede in quanto quando la sua orbita è più vicina al Sole della Terra, avendo una velocità angolare orbitale superiore si allontana dal pianeta, ed avendo il periodo orbitale di poco inferiore a quello terrestre, precede la Terra e dopo 385 anni la raggiunge dalla parte opposta. A questo punto il pianeta, per effetto fionda, fornisce energia sufficiente all'asteroide affinchè la sua distanza dal Sole superi 1 U.A., il suo periodo orbitale supera quindi l'anno ed è più lento della Terra, che lo raggiunge in 385 anni e gli sottrae energia, sempre per effetto fionda, e il ciclo riprende; quindi considerando un ciclo completo di 770 anni l'asteroide si allontana per 385 anni e per altrettanti si avvicina, formando l'orbita a ferro di cavallo, inoltre tale orbita spiraleggia leggermente.

Il punto più vicino al pianeta Terra è pari a 30 volte la distanza Terra-Luna, ma non vi è alcun pericolo di collisione per qualche milione di anni.

2002 AA29 è stato scoperto il 9 gennaio 2002 all'interno del progetto LINEAR ed appartiene alla classe spettrale C/S; si trova ad una distanza media dal Sole di 1 U.A. e orbita attorno al Sole in 361.62 giorni, su un'orbita con una eccentricità pari a 0.0012. La differenza di 4 giorni con il periodo orbitale terrestre fa sì che l'asteroide si avvicini alla Terra ogni 95 anni circa, l'ultima volta è successo l'8 gennaio 2003, quando si trovava ad una distanza 12 volte superiore a quella Terra-Luna.

Orbita dell'asteroide rispetto a quella della Terra.

L'asteroide ha un diametro di circa 60 m e ruota su sè stesso in 33 minuti; proprio a causa della sua alta velocità di rotazione si ritiene che si tratti di un monolite, cioè di un unico blocco massiccio di roccia, in quanto la velocità centrifuga prodotta è più alta della velocità di fuga dalla superficie dell'asteroide.

Vista dalla Terra l'orbita di questo asteroide assume l'aspetto di una molla, le cui spire, a causa dell'interazione gravitazionale, diventano più fitte quando si avvicina al pianeta; inoltre ogni 3200 anni il passaggio è talmente ravvicinato alla Terra da rendere le spire così fitte che 2002 AA29 diventa un "quasi satellite" del pianeta per alcuni decenni, l'ultima volta è successo dal 600 a.C. al 550 a.C. e succederà nuovamente poco prima del 2600. È stato ipotizzato che 2002 AA29 possa essere nato dallo scontro tra la Terra e il pianetino Theia, scontro da cui potrebbe essersi originata la Luna.

IEO

Il 13 febbraio 2003 è stato scoperto il primo Inner-Earth Object, l'asteroide 2003 CP20; ha l'orbita completamente interna a quella terreste, in quanto il suo semiasse maggiore è di 0.76 U.A. e l'afelio è a 0.9778 U.A. dal Sole, inoltre presenta una eccentricità pari a 0.29.
Gli asteroidi che hanno l'intera orbita interna a quella della Terra formano il sottogruppo degli asteroidi Apohele, dalla parola hawaiana che significa orbita, che alcuni chiamano anche asteroidi Atira, dal nome del primo asteroide di questo tipo scoperto; alla fine di febbraio 2010 tali asteroidi erano, tra certi e sospetti: (163693) Atira, 2003 CP20, 2004 JG6, (164294) 2004 XZ130, 2004 JG6, 2005 YQ96, 2005 TG45, 2006 WE4, 2006 KZ39, (202683) 2006 US216, 2007 EB26, 2007 BD, 2007 AG, 2008 EA32 e 2008 UL90. Il dodicesimo Apohele osservato, 1998 DK36, è stato osservato solo il 24 febbraio 1998 e poi più, per cui Tholen, il suo scopritore, lo ha dichiarato perduto.

Centauri

Si tratta di planetoidi ghiacciati che orbitano tra Marte e Nettuno; non hanno orbite stabili e, a causa dell'interazione gravitazionale con i pianeti gassosi, vengono facilmente espulsi dal Sistema Solare. Si ipotizza che i Centauri siano la "fase orbitale intermedia" di oggetti della fascia di Edgeworth-Kuiper in via di trasformazione in comete a corto periodo della famiglia di Giove, anche a causa del fatto che la loro composizione risulta al momento più simile a quella delle comete che a quella dei normali asteroidi.
Le occasionali perturbazioni gravitazionali spingerebbero tali corpi dal Sistema Solare esterno verso il Sole, incrociando l'orbita di Nettuno; a causa delle continue interazioni gravitazionali con i pianeti giganti le loro orbite diventano altamente caotiche portando alcuni Centauri ad intersecare l'orbita di Giove. Se, una volta raggiunto il Sistema Solare interno, tali planetoidi mostrano attività cometarie, possono venire riclassificati come comete attive della famiglia di Giove, altrimenti vengono espulsi dal Sistema Solare o collidono con un pianeta o col Sole.
I Centauri più noti sono tre: 2060 Chirone, 5145 Pholus e 5245 Damocle.

2060 Chirone È stato il primo centauro scoperto, nel 1997; inizialmente venne classificato come un asteroide di classe C; i suoi parametri orbitali erano simili a quelli di una cometa anche se non mostrava alcuna coda visibile e le sue dimensioni erano molto maggiori i quelle tipiche dei nuclei cometari (137 km contro i 16 km della cometa di Halley), per cui si decise di creare per questo planetoide la categoria dei Centauri e gli venne dato il nome di un centauro della mitologia greca.
Chirone orbita in maniera caotica tra Saturno e Urano e l'ellisse orbitale, viene pesantemente modificata ogni qualche decina di migliaia di anni dalle perturbazioni dei pianeti gassosi. Le osservazioni effettuate tra il 1986 e il 1988 mostrarono che all'avvicinarsi al perielio Chirone stava sviluppando una chioma cometaria, per cui è stato classificato anche come cometa 95 P/Chiron, tuttavia viene ancora considerato il prototipo dei Centauri.
5145 Pholus Detto anche Folo, presenta un'orbita piuttosto eccentrica , 0.573, con il perielio che rasenta l'orbita di Saturno e l'afelio che si trova oltre Nettuno; presenta un colore rossastro, forse dovuto alla presenza di composti organici e non mostra segni di attività cometaria. Porta il nome del fratello di Chirone.

Disegno che mostra come dovrebbe essere la superficie di Absolo

5245 Damocle

La sua orbita si estende da Marte ad oltre Urano; porta il nome di un famoso personaggio mitologico greco.

Nessun centauro è mai stato avvicinato da una sonda spaziale, ma ci sono indizi che Febe, satellite di Saturno fotografato dalla sonda Cassini nel 2004, sia un asteroide centauro catturato dal pianeta; inoltre il telescopio spaziale Hubble ha fornito informazioni dettagliate sulla superficie del centauro 8405 Asbolo. Attualmente si conosce solo un altro centauro che, oltre a Chirone, mostra un comportamento cometario: Echeclo.

Damocloidi

È un piccolo gruppo di asteroidi che prende il nome dall'asteroide 5335 Damocles; a causa dei loro parametri orbitali alcuni astronomi ritengono che tali asteroidi siano in realtà delle comete "dormienti", in effetti alcuni oggetti classificati come damocloidi hanno successivamente sviluppato chiome e code cometarie.
I criteri orbitali per appartenere a tale gruppo sono stati definiti dall'astronomo giapponese A. Nakamura e sono:

perielio interno all'orbita di Giove;
semiasse orbitale >8U.A.;
eccentricità >0.75, oppure un'inclinazione orbitale retrograda (>90^o);
un parametro di Tisserand <2.

All'inizio del 2008 erano classificati 80 Damocloidi, di cui la metà con orbite retrograde, i 3/4 con eccentricità >0.80 e quasi mketà con periodi orbitali superiori ai 100 anni.
Si sa poco sulla loro natura fisica, tranne il fatto che sono di colore rossastro, che hanno un albedo tra i più bassi del Sistema Solare e che l'80% di essi ha un diametro compreso fra 2.5 km e 15 km.

Asteroidi multipli

I modelli collisionali hanno portato ad ipotizzare l'esistenza di asteroidi doppi o binari; in genere si indicano come asteroidi doppi quando i due corpi hanno circa la stessa massa, altrimenti sono chiamati asteroidi binari.
Una teoria molto seguita ipotizza che i piccoli satelliti asteroidali si siano originati da materiale espulso dall'asteroide principale; in alternativa la gravità dell'asteroide principale potrebbe aver catturato un asteroide di dimensione inferiore.

La prima "luna asteroidale" fu scoperta nel 1993 dalla Galileo, si tratta di Dactyl, che orbita attorno all'asteroide 243 Ida, seguita poi nel 1998 dalla luna di 22 Calliope.
243 Ida è un asteroide della fascia principale considerato, a causa dei suoi parametri orbitali (semiasse maggiore di 2.860 U.A., eccentricità di 0.046, inclinazione orbitale di 1.138^o), membro della famiglia di asteroidi Koronis, venne scoperto nel 1884 e porta il nome della ninfa cretese che sull'omonimo monte fece da balia a Zeus. Compie un'orbita completa in 4.84 anni e ha una forma molto irregolare: 53.6x24.0x15.2 km, e mostra delle variazioni di colore superficiali, dovute probabilmente alla diversa composizione del suolo ferroso.

Su Ida sono state identificate alcune formazioni geologiche:

-	moltissimi crateri di varie dimensioni, che portano tutti il nome di famose grotte terrestri: Azzurra (Italia), Castellana (Italia), Choukoutien (Cina), Lescaux (Francia),...;
-	tre regiones, che portano il nome dello scopritore di Ida e delle città in cui ha lavorato: Palisa Regio, Pola Regio e Vienna Regio;
-	la "cresta" montuosa, o dorsum, Townsend Dorsum, che porta il nome di un membro del team della sonda Galileo.

Il suo satellite naturale, (243) Ida I Dactyl è stato scoperto durante la missione della sonda Galileo, il 17 febbraio 1994 e gli è stato dato il nome delle creature mitologiche che per i Greci abitavano il Monte Ida, così come ai suoi due crateri, Acmon e Celmis. Dactyl ha solo 1.4 km di diametro ed orbita attorno a Ida in 1.54 giorni ad una distanza media di 108 km e con una inclinazione di 9^o; alcuni astronomi ritengono che si tratti di un pezzo di Ida espluso da questo a causa di impatto avvenuto in passato, altri che si siano formati contemporaneamente 2 miliardi di anni fa dalla disgregazione di un unico corpo.

22 Calliope è un grande asteroide di tipo M della fascia principale (diametro medio di 181 km), probabilmente di forma leggermente allungata, e con una composizione ricchissima di nichel e ferro; recenti misurazioni indicano che la sua densità è di soli 2.37 g/cm³, quindi dovrebbero essere presenti anche materiali meno pesanti e in quantità considerevole.

Immagini di Callope e del suo satellite Linus

Venne scoperto nel 1852 e fu battezzato col nome della Musa greca della poesia epica, percorre in 4.96 anni un'orbita piuttosto inclinata, 13.710^o, con una eccentricità di 0.103 ed un semiasse maggiore di 2.909 U.A..
Il 29 agosto 2001, grazie al telescopio di Mauna Kea (Hawaii) è stato scoperto il suo piccolo satellite, battezzato successivamente come (22) Kalliope I Linus, il nome di una delle figlie di Apollo. Linus ha un diametro 5 volte più piccolo (38 km) e ruota attorno a 22 Calliope di moto retrogrado in 3,59 giorni, ad una distanza media di 1065 km, su un'orbita praticamente circolare ma molto inclinata (93.4^o). Si pensa che Linus sia un frammento di 22 Calliope espulso a causa dell'impatto con un altro corpo, oppure un frammento catturato dopo la disgregazione dell'asteroide progenitore di 22 Calliope.

Nel 2005 è stato scoperto il primo asteroide triplo, 87 Silvia, seguito poi dall'asteroide 45 Eugenia.
87 Silvia è uno dei più grandi asteroidi della fascia principale (384x264x232 km) e descrive in 6.521 anni un'orbita piuttosto inclinata (i=10.856^o), con eccentricità pari a 0.080, situata nella parte esterna della fascia, al di là della maggior parte dei pianetini (semiasse maggiore=3.490 U.A.), e per questo si ritiene faccia parte della famiglia di asteroidi Cybele. Fu scoperto nel 1866 a Madras (India) e gli è stato assegnato il nome di Rea Silvia, madre dei gemelli Romolo e Remo; ha una superficie molto scura ed una densità piuttosto bassa, 1.20 gr/cm³, facendo supporre che sia molto poroso, tanto che il 60% di esso potrebbe essere spazio vuoto. Inoltre ruota molto velocemente, facendo un giro completo intorno ai suoi assi ogni 5.18 ore circa, ad una velocità media di 160 km/h.

La prima luna venne scoperta nel 2001 col telescopio del Keck ed è stata chiamata (87) Sylvia I Romulus; ha un diametro di 18 Km e orbita in 87,59 ore ad una distanza di 1356 km da Silvia. (87) Sylvia II Remus, la seconda luna, fu scoperta nel 2004 utilizzando il telescopio Yepun dell'ESO in Cile; ha un diametro pari a 7 km e orbita a una distanza di 706 km da Silvia, compiendo una rivoluzione in 33.09 ore. Dalla superficie di Silvia, Romolo e Remo hanno approssimativamente la stessa dimensione, inoltre le due lune asteroidali sembrano orbitare sullo stesso piano, quindi si occulterebbero a vicenda ogni 2.2 giorni.
Gli astronomi sono convinti che questi satelliti siano frammenti espulsi da Silvia in un impatto avvenuto in passato, e che altri piccoli satelliti possano essere ancora individuati.

Disegno che riproduce il sistema triplo di Sylvia

45 Eugenia è un grande asteroide della fascia principale (diametro di 214 km) ed è stato il secondo asteroide doppio scoperto per poi diventare il secondo asteroide triplo scoperto. 45 Eugenia fu scoperto nel 1857 all'Osservatorio di Parigi e gli venne dato il nome dell'Imperatrice Eugenia di Montijo, moglie di Napoleone III: fu il primo asteroide ad essere chiamato con il nome di una persona realmente esistente.

Foto del satellite Petit-Prince durante il suo moto attorno all'asteroide Eugenia

Si tratta di un asteroide di colore "nero come la fuliggine" e come 253 Mathilde la sua densità sembra essere stranamente bassa; potrebbe quindi trattarsi di un cumulo di pietrisco altamente poroso e non di un oggetto monolitico. Il suo periodo di rivoluzione, retrogrado, è di 4.484 anni durante il quale compie un'orbita quasi circolare (e=0.082), di semiasse maggiore pari a 2.720 U.A., inclinata di 6.610^o.
Nel 1998, gli astronomi scoprirono con il telescopio del Mauna Kea (Hawaii) una piccola luna orbitante attorno ad esso, che chiamarono (45) Petit-Prince, in onore del figlio dell'Imperatrice Eugenia:è stata la prima luna asteroidale a essere individuata da un telescopio situato al suolo. Petit-Prince è molto più piccolo di Eugenia (circa 13 km di diametro) e impiega cinque giorni per descrivere un'orbita completa intorno ad esso.
Nel 2007 è stato comunicato che un secondo satellite, denominato S/2004 (45) 1, è stato scoperto nel febbraio 2004 analizzando tre immagini prese dal VLT dell'ESO a Cerro Paranal (Cile). Sembra che abbia un diametro di circa 6 km e che si trovi ad una distanza da 45 Eugenia paragonabile a quella di (45) Petit-Prince.

Nel 2003 venne scoperto il primo asteroide doppio orbitante vicino alla Terra, in cui i due asteroidi hanno la stessa dimensione: la coppia 69230 Hermes - S/2003 (69230) 1.
69230 Hermes è un asteroide di tipo Apollo di classe S che attraversa le orbite di Marte e di Venere; venne scoperto nel 1937 quando, il 30 ottobre, passò a solo 0.005 U.A. dalla Terra (1.9 volte la distanza della Luna). La sua orbita ha un semiasse maggiore pari a 1.655 U.A., è inclinata di 6.06743^o sull'eclittica ed ha un'eccentricità di 0,624. Alla fine del 2003 osservazioni radar fatte all'Arecibo Observatory rivelarono che 69230 Hermes è doppio e che entrambe le componenti, distanti solo 1200 m, hanno circa la stessa dimensione: 300-450 m di raggio.
Nel 2006 risultavano identificati più di 70 asteroidi dotati di satelliti, anche nella fascia principale e nella fascia di Kuiper; l'identificazione è stata realizzata utilizzando le seguenti tecniche:

l'analisi delle curve di luce;
eventi osservati durante l'occultazione di stelle brillanti da parte degli asteroidi.

Asteroidi potenzialmente pericolosi

Tra i NEA si chiamano Earth-Crossing Asteroids (ECA) o Earth-Grazing Asteroids (EGA) quegli asteroidi che hanno una possibilità "fisica" di collidere con il nostro pianeta, in quanto a causa di perturbazioni a lungo termine dovute ai pianeti possono intersecare la sezione di cattura della Terra, e quindi rappresentano un potenziale pericolo; solo gli Aten e gli Apollo sono potenzialmente pericolosi e dai calcoli statistici risulta che è probabile qualche collisione ogni milione di anni.

Disegno che riproduce la disgregazione di Baptistina e l'impatto con la Luna e la Terra di due dei suoi frammenti.

L'attenzione relativa ai possibili futuri impatti è aumentata negli ultimi decenni del 1900 sia a seguito dell'ipotesi di Alvarez, che spiega l'estinzione del Cretaceo-Terziario con un impatto tra la Terra e un grande asteroide, o una cometa, come quello della collisione della cometa Shoemaker-Levy 9 con Giove il 16 luglio 1994, che per l'asteroide di tipo Apollo 4581 Asclepius, che il 23 marzo 1989 è passato a circa 684^.000 km dalla Terra, nell'esatto punto in cui il pianeta si trovava solo 6 ore prima.
Nel settembre 2007 i dottori Bottke, Vokrouhlicky e Nesvorny hanno presentato una teoria sulla possibile provenienza dell'asteroide che 65 milioni di anni fa causò l'estinzione dei dinosauri sulla Terra. Secondo la loro ipotesi 160 milioni di anni fa l'asteroide 298 Baptistina, di 170 km di diametro e con caretteristiche simili a quelle delle meteoriti carbonacee, si scontrò con un altro asteroide, di circa 60 km di diametro, producendo la famiglia di asteroidi Baptistina. La famiglia comprendeva inizialmente circa 300 corpi con diametro maggiore di 10 km e 140 mila con diametro superiore ad 1 km. A causa delle forze prodotte dall'assorbimento e riemissione della luce solare, i frammenti migrarono nello spazio; circa il 20% di quelli con diametro maggiore possono essere sfuggiti all'orbita di gruppo e si pensa che il 2% di questi possa avere incrociato l'orbita terrestre.

Probabilmente uno dei frammenti di dimensioni maggiori è responsabile della creazione del cratere lunare Tycho, di 85 km di diametro, che venne creato da un impatto 108 milioni di anni fa.
Analogamente un altro frammento di Baptistina avrebbe creato 65 milioni di anni fa sulla Terra, nello Yucatan, il cratere Chicxulub, di 180 km di diametro, provocando l'estinzione.
I ricercatori stimano che esistano circa 10.000 NEA con dimensioni comprese tra 0,5 e 5 km, di cui circa 1000 potrebbero avvicinarsi pericolosamente all'orbita terrestre.

Immagine radar della zona d'impatto del meteorite nello Yucatan

Nel giugno 2010 dei 6000 NEA catalogati 1150 presentano caratteristiche tali da avere probabilità di impatto molto maggiori della media, sono stati chiamati Potentially Hazardous Asteroids (PHA). Molti PHA non rappresentano attualmente un pericolo per la Terra, ma devono essere tenuti sotto controllo, perché le loro orbite potrebbero essere alterate dal passaggio loro radente con altri oggetti simili o con i pianeti stessi.
Esistono vari progetti per localizzare i NEA in tempo, gli "Spaceguard" e alcuni ricevono fondi NASA:

LINEAR, nel New Mexico;
Japanese Spaceguard Association;
Asiago-DLR Asteroid Survey;
CINEOS, il Campo Imperatore Near-Earth Objects Survey;
LONEOS, il Lowell Observatory Near-Earth Objects Survey.

La Scala Torino

Nel giugno 1999 si è tenuta a Torino una conferenza internazionale sui NEA, sotto l'egida dell'ONU, che ha adottato una scala dei valori di pericolosità dei NEA denominata, anche in inglese, Torino Scale.

Lo scopo della Torino Scale è quello di essere strumento di comunicazione e valutazione per predizioni sul rischio d'impatto sulla Terra di un asteroide o di una cometa nel futuro.
L'istituzione della Torino Scale semplifica la comunicazione pubblica per la valutazione di un incontro ravvicinato di un NEO ed aiuta gli astronomi per un'informazione chiara e coerente sui rischi d'impatto.
Per un oggetto che può avere un incontro ravvicinato con la Terra in un futuro prossimo, assegnare un valore di rischio secondo la Torino Scale richiede due numeri: il primo è la probabilità di collisione dell'oggetto nella data dell'incontro, il secondo è la valutazione più attendibile dell'energia cinetica associabile all'oggetto. Tali numeri individuano una posizione all'interno di una regione colorata di un grafico e danno il valore della Torino Scale espresso con un intero.

La Torino Scale prevede:


Colore bianco	Livello 0:	Eventi che non portano a collisioni, o collisioni che non producono danni sulla superficie terrestre.
Colore verde	Livello 1:	Collisione estremamente improbabile, ma l'oggetto merita un monitoraggio.

Eventi preoccupanti colore giallo	Livello 2:	Incontro abbastanza ravvicinato ma non insolito, la collisione è molto improbabile.
Eventi preoccupanti colore giallo	Livello 3:	Incontro ravvicinato con l'1% o più di possibilità di una collisione capace di causare distruzione localizzata.
	Livello 4	Incontro ravvicinato con l'1% o più di possibilità di una collisione capace di causare devastazione regionale.

Eventi minacciosi colore arancione	Livello 5:	Collisione capace di causare devastazione regionale.
Eventi minacciosi colore arancione	Livello 6:	Collisione capace di causare una catastrofe globale.
	Livello 7:	Collisione capace di causare una catastrofe globale.

Collisioni certe colore rosso	Livello 8:	Collisione capace di causare distruzione localizzata, una volta ogni 1000 anni.
Collisioni certe colore rosso	Livello 9:	Collisione capace di causare devastazione regionale, una volta ogni 100 mila anni.
	Livello 10:	Collisione capace di causare una catastrofe climatica globale, evento rarissimo.

Il valore più alto della Torino Scale è stato assegnato all'asteroide 99942 Apophis, un NEO che raggiunse il 23 dicembre 2004 il livello 2, per poi arrivare fino a livello 4; attualmente gli è stato assegnato un livello 1. Si attende un suo passaggio ravvicinato il 13 aprile 2029, ma, salvo oscillazioni impreviste dell'orbita, non dovrebbe esserci alcun impatto.
A metà del 2005 oltre ad Apophis solo gli asteroidi 1997 XR2 e 2004 VD1 avevano raggiunto il livello 1 della scala.
Poiché la probabilità di collisione e l'energia cinetica dell' asteroide sono calcolati da dati osservativi, il valore della Torino Scale può cambiare in modo significativo usando nuovi dati ottenuti successivamente. I tre aspetti più problematici di questa scala sono:

scenari simili ricevono lo stesso punteggio sia che l'impatto possa avvenire tra 90 giorni che tra 90 anni,
l'uso di una scala intera porta inevitabilmente ad approssimazioni,
assegna un valore nullo a tutti gli impatti con energia al di sotto di 1 MT, indipendentemente dalla probabilità.

La Scala Palermo

Nel gennaio 2001, durante l'Asteroids 2001-Piazzi meeting, la Torino Scale è stata aggiornata tenendo conto del tempo entro il quale l'impatto potrebbe verificarsi ed è stata denominata Palermo Scale.
Si tratta di una scala logaritmica in base 10 che restituisce un solo valore P, che viene calcolato usando la probabilità d'impatto p_i, la frequenza annua di un impatto (o rischio di fondo annuo) f_b e il tempo che ci separa dall'impatto T in anni, secondo la seguente formula:

dove E=energia dell'impatto in megatoni (MT)

Il rischio di fondo annuo f_b esprime la probabilità che un oggetto delle stesse dimensioni dell'asteroide in esame colpisca la Terra nel tempo T; quindi P=-2 indica che l'impatto è l'1% più probabile di un impatto casuale della stessa gravità nel corso degli anni che ci separano da quell’evento. Viceversa P=+2 indica che l’evento è 100 volte più probabile del rischio di fondo annuo.
L'asteroide 99942 Apophis ebbe nel dicembre 2004 per un breve periodo il valore di Palermo Scale più alto mai registrato: 1.12 per una possibile collisione nel 2029, ma con successive osservazioni si è raggiunto il valore -1.4 per una possibile collisione nel 2036.

Tabella dei principali asteroidi

Tabella dei principali NEA

Tabella dei principali asteroidi multipli