Nozioni Generali Asteroidi                      

Oltre ai corpi della Fascia Principale, esiste un’ulteriore sotto-popolazione asteroidale. Si tratta degli oggetti le cui traiettorie si spingono all’interno dell’orbita di Marte. Questi corpi, secondo l’orbita percorsa, sono stati raggruppati in tre popolazioni: Aten, Apollo ed Amor. Gli Aten e gli Apollo hanno parte dell’orbita all’interno di quella terrestre ma periodo orbitale, rispettivamente, minore o maggiore di un anno. Gli Amor invece hanno orbite completamente esterne a quella terrestre ma distanza al perielio minore di 1,3 UA. Al 25 ottobre 2004 erano noti 246 Aten, 1461 Apollo e 1330 Amor, per un totale di 3037 oggetti.

Recentemente sono stati scoperti i primi asteroidi con orbita completamente interna a quella della Terra. Le date sono 11 febbraio 2003 per 2003 CP20, il 10 maggio 2004 per 2004 JG6. Gli asteroidi di questo tipo sono stati previsti teoricamente come evoluzione degli Aten-Apollo-Amor e sono noti come Inner Earth Object (IEO, oggetti interni all’orbita della Terra). Collettivamente, tutti gli oggetti (asteroidi o comete) che possono spingersi nelle zone dei pianeti terrestri sono indicati come NEO (Near-Earth Objects,oggetti vicini alla Terra). Se si considerano solo gli asteroidi allora si può parlare di NEA (Near-Earth Asteroids). I NEO che possono raggiungere distanze inferiori a 0,05 UA dalla Terra e hanno un diametro maggiore di 150 m sono chiamati PHO (Potentially Hazardous Objects), perché a rischio di collisione con il nostro pianeta. I PHO noti sono 599.  

Le NEO survey

Gli strumenti amatoriali

Gli astronomi non professionisti hanno sempre dato il loro contributo all’identificazione di nuovi asteroidi e l’attività prosegue anche all’ombra delle survey. Ecco qualche indicazione per chi voglia intraprendere l’attività di astrometrista osservando asteroidi.

Prima di tutto qualche vincolo sul telescopio. Dovrà avere un diametro il più grande possibile (compatibilmente con le risorse finanziarie), come minimo 20 cm, ma sono preferibili valori di 25-30 cm e più. Ottimi i riflettori Newton per il favorevole rapporto prestazioni/prezzo. La montatura, ovviamente equatoriale, dovrà essere sufficientemente stabile da consentire pose non guidate di almeno 60 secondi e in grado di reggere senza problemi la camera CCD e il telescopio per la guida (diametro minimo di 70-90 mm). Per ridurre al minimo i tempi morti e facilitare il puntamento, la montatura deve essere computerizzata e in grado di rivolgere il tubo ottico nella posizione desiderata con la precisione di alcuni primi d’arco. 

Infine la camera CCD, necessariamente del tipo raffreddato per ridurre al minimo il rumore termico. Il sensore deve avere la più alta efficienza quantica possibile per fornire un buon rapporto segnale rumore con pose di qualche decina di secondi. La magnitudine da raggiungere è almeno la +18,5/+19 con pose di 60 secondi in condizioni di cielo ideali. Sotto questo punto di vista sono ottimi i dispositivi CCD in B/N dotati di microlenti sulla superficie del sensore. Le microlenti svolgono la funzione di collettori, convogliando la radiazione verso la zona centrale del pixel (la più sensibile). In questo modo, anche un CCD ad illuminazione frontale (il tipo più diffuso), può raggiungere un’efficienza di picco di 0,8 (cioè è rilevato l’80% della radiazione incidente ad una data lunghezza d’onda), confrontabile con quella dei CCD retro-illuminati (più fragili e costosi).

  Fortunatamente, per l’astrometria non si devono usare filtri ottici e si evita un assorbimento parassita della radiazione (sempre troppo poca). E’ consigliabile avere pixel quadrati con dimensioni non troppo piccole (almeno 9-10 micrometri di lato, meglio 15-20 micrometri), per avere una buona sensibilità ai bassi livelli di illuminazione. La camera CCD dovrà essere interamente gestibile dal computer e con un controllo della temperatura efficiente, tale da mantenerne il valore costante nel tempo.

Il codice MPC

Una volta in possesso della strumentazione minima necessaria si possono iniziare le osservazioni. Per rendere proficuo il lavoro è necessario diventare osservatori accreditati presso il Minor Planet Center (MPC), centro di raccolta internazionale di tutte le osservazioni astrometriche. Per ottenere un codice per l’osservatorio bisogna dimostrare che l’accuratezza delle proprie misure astrometriche è pari o inferiore al secondo d’arco. A questo scopo basta osservare per qualche giorno un asteroide numerato (quindi di orbita nota), con numero d’ordine superiore a 3000 (magnitudine fra la +16 e la +17), e inviare le osservazioni al MPC. Se gli scarti sono inferiori al secondo d’arco sarà assegnato un codice che identifica l’osservatorio. Il tempo di attesa è molto breve, nel mio caso è stato di sole 24 ore. Per l’invio delle osservazioni successive, secondo un’apposita codifica su cui non posso soffermarmi, va sempre usato il codice assegnato. Se si cambia sito di osservazione va ripetuta tutta la procedura. Per i dettagli tecnici è consigliabile leggersi la “Guida all’Astrometria” scaricabile dal sito del MPC, un utile manuale in continuo aggiornamento. Superata questa fase preliminare ci si può lanciare nell’eccitante mondo dell’osservazione astrometrica degli asteroidi.

Nella ricerca di nuovi asteroidi un osservatorio amatoriale si trova a competere con le survey professionali, specialmente con il programma LINEAR. Chiaramente, dal punto di vista tecnico, le NEO survey sono avvantaggiate e da quando sono entrate in funzione il numero di scoperte amatoriali si è ridotto drasticamente. La domanda che ci si pone è se resta un margine di manovra. La risposta è affermativa.

Le survey sono specializzate nella ricerca dei NEO, quindi asteroidi che mediamente hanno un elevato moto proprio, almeno alcuni secondi d’arco al minuto. Più difficile è l’individuazione di oggetti con un moto proprio basso, diciamo al di sotto di un decimo di secondo d’arco al minuto. Questi asteroidi “lenti” possono sfuggire alle survey ma non ad una stazione amatoriale se si ha l’accortezza di osservare per un certo periodo di tempo. Resta il problema di individuare sulla sfera celeste le regioni in cui gli asteroidi hanno un basso moto proprio. Per individuare questi punti bisogna fare un’ipotesi sull’orbita dell’asteroide da scoprire.

Supponiamo di avere un asteroide che si muove sull’eclittica su un’orbita circolare esterna a quella della Terra, quindi un corpo appartenente alla Fascia Principale. La traiettoria apparente sulla sfera celeste è qualitativamente analoga a quella di Marte: ai periodi di moto diretto da ovest verso est si alternano periodi di moto retrogrado (durante l’opposizione), da est verso ovest. Durante l’inversione del moto da diretto a retrogrado o viceversa, l’asteroide si trova in una condizione di moto proprio nullo (punti di stazione). Sono questi i punti da tenere sotto controllo con il proprio telescopio. I punti di stazione sono due, simmetrici rispetto al punto d’opposizione al Sole dell’asteroide.
   

Lo studio Fotometrico

Filmato 

RADAR

Un campo di ricerca molto trascurato da professionisti e dilettanti è quello della osservazione fotometrica degli asteroidi. Lo scopo è stabilirne il periodo di rotazione dall’andamento della curva di luce (in modo analogo a quello che si fa per le stelle variabili). Solo per una piccola frazione degli asteroidi conosciuti, circa 2000, è noto il periodo di rotazione (appena il 2% di quelli numerati!), quindi in questo settore c’è ancora spazio per tutti.

Il tipo di osservazione più semplice fa ricorso alla fotometria differenziale, senza l’impiego di costosi filtri fotometrici standard. Questa tecnica consiste nello stabilire la differenza di magnitudine fra l’asteroide e una stella di confronto (non variabile), di magnitudine e colore simile posta nella stessa immagine. In queste condizioni non è necessario correggere per l’assorbimento atmosferico e le variazioni della curva di luce consentono di stabilirne facilmente il periodo. Per controllo basta verificare, con la stessa stella di confronto, che un’altra stella di campo non subisca oscillazioni di magnitudine. Parecchi asteroidi hanno periodi di qualche ora, quindi è possibile stabilirne il valore esatto con osservazioni fatte in una/due notti.

Ci sono dei buoni motivi per l’osservazione fotometrica degli asteroidi. Uno è che le osservazioni sulla curva di luce possono essere utilizzate per determinare la forma del corpo e l’orientazione dell’asse di rotazione dell’asteroide. Queste informazioni sono essenziali per pianificare le future missioni spaziali.

Anche la semplice determinazione di un maggior numero di periodi è interessante. Fino ad ora sono stati trovati pochissimi oggetti con periodi inferiori alle 2,25 ore (limite al di sotto del quale un oggetto composto da un’aggregazione di corpi si sfascia). Questo significa che la maggior parte degli asteroidi, anche piccoli, sono formati dall’aggregazione di corpi indipendenti e non da blocchi unici. Una maggiore statistica sui periodi permetterebbe di determinare la dimensione fisica al di sotto della quale si ha la transizione dall’asteroide composto a quello monolitico.