2 Pallas: differenze tra le versioni

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'''Pallade''' ('''2 Pallas''', dal [[lingua greca|greco]] ''Παλλάς'') è un [[asteroide]] di grosse dimensioni orbitante all'interno della [[fascia principale]], la [[fascia asteroidale]] più interna del [[sistema solare]]. Fu il secondo [[asteroide]] ad essere individuato dopo [[Cerere (astronomia)|Cerere]], ed il primo ad essere individuato da un astronomo non professionista.
'''Pallade''' (formalmente '''2 Pallas''', dal [[lingua greca|greco]] ''Παλλάς'') è un [[asteroide]] di grosse dimensioni orbitante all'interno della [[fascia principale]], la [[fascia asteroidale]] più interna del [[sistema solare]]. Fu il secondo asteroide ad essere individuato dopo [[Cerere (astronomia)|Cerere]], ed il primo ad essere individuato da un astronomo non professionista. Si stima che la sua [[massa (fisica)|massa]] costituisca il 7% di quella dell'intera fascia principale.<!-- 1.027±0.003 ÷ 15±2 (E-10 solar masses) --><ref name="Pitjeva2005">{{cita pubblicazione |lingua=inglese |cognome=Pitjeva |nome=E.V. |titolo= High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants |rivista=Solar System Research |anno=2005 |volume=39 |numero=3 |pagine=176 |url=http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EPM2004.pdf |formato=PDF |doi=10.1007/s11208-005-0033-2 |accessdate=4 settembre 2011}}</ref> Il suo diametro di 530&ndash;565&nbsp;km è confrontabile, o leggermente maggiore, di quello di [[4 Vesta|Vesta]], sebbene Pallade sia meno massiccio di Vesta del 20%.<ref name="Baer2007"/> Probabilmente, è il più grosso corpo del sistema solare dalla forma irregolare ed un probabile [[protopianeta]].

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== Storia delle osservazioni ==
== Storia delle osservazioni ==
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== Parametri orbitali ==
== Parametri orbitali ==

Versione delle 00:05, 13 set 2011

Pallade
(2 Pallas)
Immagine nell'ultravioletto di Pallade ripresa dal telescopio spaziale Hubble nel 2007.
Scoperta28 marzo 1802
ScopritoreHeinrich W. Olbers
ClassificazioneFascia Principale
Classe spettraleB[1]
Designazioni
alternative		Nessuna
Parametri orbitali
(all'epoca 23 luglio 2010 - JD 2455400,5[1])
Semiasse maggiore414,708 Gm (2,772 UA)
Perielio318,910 Gm (2,131 UA)
Afelio510,427 Gm (3,412 UA)
Periodo orbitale1685,870 g (4,62 a)
Velocità orbitale17,888 km/s[2] (media)
Inclinazione
sull'eclittica		34,8409°
Eccentricità0,2309
Longitudine del
nodo ascendente		173,129°
Argom. del perielio310,150°
Anomalia media96,148°
Par. Tisserand (TJ)3,043[1] (calcolato)
Satelliti0
Dati fisici
Dimensioni582×556×500 km[3]
Diametro medio545 km[1]
Massa
Errore in {{M}}: parametro 2 non è un numero valido.[4]
Densità mediaErrore in {{M}}: parametro 1 non è un numero valido.[3]
Acceleraz. di gravità in superficie~0,18 m/s²[senza fonte]
Velocità di fuga~0,32 km/s[senza fonte]
Periodo di rotazione0,32555 g (7,8132 h)[5][1]
Inclinazione assialeprob. 78 ± 13°[6]
Temperatura
superficiale		~164 K[senza fonte] (media)
~265 K (-8 °C)[senza fonte] (max)
Albedo0,1587 (geometrico)[1]
Dati osservativi
Magnitudine app.10,6[senza fonte] (min)
6,4 (max)
Magnitudine ass.4,13[1]
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Pallade (formalmente 2 Pallas, dal greco Παλλάς) è un asteroide di grosse dimensioni orbitante all'interno della fascia principale, la fascia asteroidale più interna del sistema solare. Fu il secondo asteroide ad essere individuato dopo Cerere, ed il primo ad essere individuato da un astronomo non professionista. Si stima che la sua massa costituisca il 7% di quella dell'intera fascia principale.[7] Il suo diametro di 530–565 km è confrontabile, o leggermente maggiore, di quello di Vesta, sebbene Pallade sia meno massiccio di Vesta del 20%.[4] Probabilmente, è il più grosso corpo del sistema solare dalla forma irregolare ed un probabile protopianeta.

Quando fu scoperto da Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers il 28 marzo 1802, fu incluso tra i pianeti, come accadde anche per gli altri asteroidi scoperti all'inizio del XIX secolo. La scoperta di numerosi altri asteroidi nel 1845 condusse in fine alla loro riclassificazione.[8]

La superficie di Pallade risulta costituita da silicati; lo spettro superficiale ed il valore stimato per la densità ricordano le condriti carbonacee. Pallade segue un'orbita altamente inclinata - 34,8° - rispetto alla giacitura della fascia principale, caraterizzata, inoltre, da un'eccentricità considerevole, pari quasi a quella posseduta da Plutone. Di conseguenza, raggiungere l'asteroide con una sonda spaziale risulta assai dispendioso.[9][10]

Storia delle osservazioni

Scoperta

Pallade fu scoperto il 28 marzo 1802 da Heinrich Wilhelm Olbers[11] mentre, dall'osservatorio privato installato al piano superiore della sua casa a Brema, cercava di individuare Cerere per verificarne l'orbita già calcolata matematicamente. La scoperta fu quindi determinata dalla coincidenza che Pallade transitasse in prossimità di Cerere in quel periodo.[12][11]

Pallade fu battezzato così da Olbers stesso; deve il suo nome all'epiteto dato alla dea Atena quale protettrice e guida assennata in guerra.[11] Il mito racconta che Pallade, una delle figlie di Tritone, era la compagna di giochi della giovane Atena.[13] Dopo che accidentalmente la uccise, Atena eresse una statua a immagine e somiglianza di Pallade, il Palladio, per onorarne il ricordo e scelse di anteporre il nome dell'amica scomparsa al suo, per ricordarla in eterno.

Come già accaduto per Cerere, fu Gauss a calcolare l'orbita di Pallade. Con grande sorpresa, entrambi i corpi completavano l'orbita in 4,6 anni, sebbene qualla di Pallade fosse inclinata di circa 35° rispetto al piano dell'eclittica.[12] Quindi, anche Pallade andava a collocarsi tra Marte e Giove; lì dove ci si aspettava un pianeta, ne erano saltatati fuori ben due nel giro di un anno.[12] A Pallade fu quindi assegnato un simbolo astronomico ( o talvolta  ),[14] così come già si era fatto per Cerere. In seguito il simbolo sarà sostituito con un numero corrispondente all'ordine di scoperta racchiuso in un circoletto, ②, e poi con il numero tra parentesi tonde seguito dal nome, oggi in uso.[8]

Osservazioni

Stabilire le dimensioni dei nuovi corpi non fu semplice. William Herschel si gettò nell'impresa e nel 1802 stimò un diametro di 238 km per Pallade; tuttavia, nel 1811 Schröter propose che il diametro fosse dieci volte tanto, pari a 3.380 km.[15][8] Le limitate capacità dei telescopi della prima metà dell'Ottocento, inoltre, generavano spesso degli aloni attorno a Cerere e Pallade che vennero interpretati ad esempio come una chioma da Herschel - sebbene diversa da quella cometaria - e come un'atmosfera da Schröter. Alcuni miglioramenti si ebbero nella seconda metà del secolo con la diffusione del catalogo stellare Bonner Durchmusterung nel 1852 e l'introduzione della fotometria nel 1861 e della scala logaritimca della magnitudine, sviluppata da Norman Pogson nel 1854. Tuttavia, mancando un valore condiviso per l'albedo di Pallade, come anche per quella degli altri asteroidi fino ad allora scoperti, ogni stima proposta derivava dalle osservazioni, ma anche dal valore di tentativo ipotizzato per l'albedo.[15] Così, von Stampfer nel 1856 stimò il diametro di Pallade in 277 km; Stone nel 1867 in 275 km e Flammarion nel 1894 in 270 km.[15] Il valore di riferimento per i primi cinquant'anni del Novecento fu comunque di 490 ± 118 km, stimato nel 1895 da Edward Emerson Barnard utilizzando un micrometro filare.[15]

Nel 1917, l'astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama si dedicò allo studio del moto degli asteroidi e confrontandoli attraverso tre parametri orbitali - moto medio, inclinazione ed eccentricità - individuò dei raggruppamenti, successivamente indicati come famiglie di asteroidi o famiglie Hirayama. In particolare, nel 1928 segnalò un gruppo di tre asteroidi associato con Pallade, indicato come famiglia Pallade, dal nome del membro più grande del gruppo.[16] Al 1994 erano stati individuati più di 10 membri della famiglia, tutti con semiasse maggiore compreso tra 2,50–2,82 UA e inclinatione di 33–38°.[17] La validità del raggruppamento è stata confermata nel 2002 da un confronto tra gli spettri dei comnponenti.[18]

Nei lavori pubblicati negli anni sessanta e settanta, furono proposte nuove stime per il diametro di Pallade basate prevalentemente su misure fotometriche, comprese tra i 500 ed i 660 km con un'incertezza di circa 100 km.[15] Furono inoltre proposte le prime misure della massa di Pallade, che tuttavia sottostimavano il valore oggi accettato.[19]

Le dimensioni di Pallade sono state infine determinate grazie a occultazioni stellari. Pallade, infatti, è stata protagonista di cinque occultazioni stellari, compresa quella che fra tutti gli eventi occultativi asteroidali è stata meglio osservata. Il 29 maggio 1983 l'occultazione della stella 1 Vulpeculae fu osservata da più di 130 punti d'osservazione differenti, distribuiti negli Stati Uniti meridionali e nel Messico settentrionale.[20] Le misurazioni condotte con precisione, permisero un'accurata determinazione della forma di Pallade, della sua densità e l'individuazione di alcune caratteristiche superficiali presenti sul limbo dell'asteroide.[21][22]

In tale circostanza furono inoltre smentite alcune ipotesi avanzate in precedenza.[22] A seguito delle osservazioni condotte durante l'occultazione del 29 maggio 1978 era stata ipotizzata l'esistenza di un piccolo satellite di 1 km, la cui esistenza non aveva trovato conferma. Un secondo satellite con un diametro di 175 km era stato ipotizzato nel 1980 in seguito ad osservazioni condotte con la tecnica dell'inferometria a macchie.[23] Infine, era stato ipotizzato che Pallade fosse circondata da una nube di particelle, di cui l'occultazione del 1983 non ha rivelato tracce.[22]

Pallade è stato ripreso nel 2008 attraverso il Telescopio spaziale Hubble, per raccogliere dati per un confronto con Cerere e Vesta. In tale circostanza, è stata migliorata la conoscenza della forma dell'asteroide, e quindi la stima della sua densità; sono state osservate le variazioni nell'albedo della superficie e raccolte informazioni sulla rotazione dell'asteroide.[3]

Missioni spaziali

Nel 2003, i segnali radio provenienti da sonde in orbita attorno a Marte e sulla sua superficie tra il 1961 ed il 2003 sono stati usati per valutare la massa di Pallade dalle perturbazioni indotte dalla sua attrazione gravitazionale sul moto del Pianeta Rosso.[24]

Nessuna sonda spaziale ha ancora visitato l'asteroide, ma se al termine della fase di studio di Cerere e Vesta, la sonda Dawn avrà ancora disponibile una quantità sufficiente di carburante, la missione potrebbe essere estesa per prevedere un sorvolo ravvicinato di Pallade, quando nel 2018 attraverserà l'eclittica. A causa dell'elevata inclinazione dell'orbita dell'asteroide non sarà possibile per Dawn entrarvi in orbita attorno.[9][25]

Parametri orbitali

Modello di Pallade

Pallade presenta parametri orbitali inusuali per un oggetto di tali dimensioni. La sua orbita è caratterizzata da notevoli valori di inclinazione ed eccentricità, malgrado sia situata alla stessa distanza dal Sole della maggior parte degli asteroidi della fascia principale.

Inoltre, la sua inclinazione assiale è molto elevata, intorno ai 60° (in effetti le stime variano da 56° a 81°). Questo significa che durante ogni estate e inverno di Pallas, larghe parti della sua superficie sono in costante illuminazione o in costante oscurità, per un tempo dell'ordine di un anno terrestre. Non si è riusciti a stabilire se la rotazione di Pallade sia prograda o retrograda; le più recenti analisi delle curve di luce indicano che il polo punta in direzione delle coordinate eclittiche (β, λ) = (-12°, 35°) o (43°, 193°) con un'incertezza di 10°. Ciò restituisce un'inclinazione assiale di 57° o di 65°, rispettivamente.

La composizione di Pallade è unica, ma abbastanza simile a quella degli asteroidi di tipo B. Ci sono indicazioni che la composizione superficiale del pianetino sia molto simile alle meteoriti di Renazzo, delle condriti carboniose (CR).

Caratteristiche fisiche

Pallade ha un volume paragonabile a quello dell'asteroide Vesta; nel tempo i due corpi celesti si sono contesi il titolo di secondo più grande asteroide del Sistema Solare interno. Tuttavia rispetto a Vesta, Pallade è molto meno massiccio. La massa di Pallade è solo il 22% di Cerere e circa il 0,3% quella della Luna. Si stima che Pallade contenga il 9% dell'intera massa della fascia principale.

Pallade è attualmente il più grande corpo del sistema solare interno la cui superficie non sia stata fotografata da sonde spaziali o da telescopi, ed il più grande corpo celeste conosciuto con una forma irregolare (a parte forse alcuni oggetti trans-nettuniani come Haumea).

Curiosità

  • L'elemento chimico palladio (numero atomico 46), scoperto nel 1803, fu chiamato così proprio in onore di Pallade.

Visibilità dalla Terra

Stazionario, retrogrado Opposizione Distanza dalla
Terra (AU)		 Massima
luminosità (mag)		 Stazionario, progrado Congiunzione con il Sole
14 febbraio 2005 23 marzo 2005 1,37020 7,1 7 maggio 2005 18 novembre 2005
2 maggio 2006 1 luglio 2006 2,52251 9,5 24 agosto 2006 1 febbraio 2007
6 luglio 2007 3 settembre 2007 2,25303 8,8 22 ottobre 2007 29 marzo 2008
28 ottobre 2008 4 dicembre 2008 1,56731 8,0 21 gennaio 2009 12 settembre 2009
24 marzo 2010 3 maggio 2010 1,94004 8,6 2 luglio 2010 22 dicembre 2010
25 maggio 2011 29 luglio 2011 2,54744 9,5 16 settembre 2011 22 febbraio 2012
9 agosto 2012 24 settembre 2012 1,96443 8,3 17 novembre 2012 9 maggio 2013
5 gennaio 2014 20 febbraio 2014 1,23636 7,0 23 marzo 2014 25 ottobre 2014
19 aprile 2015 11 giugno 2015 2,38719 9,4 7 agosto 2015 19 gennaio 2016
18 giugno 2016 20 agosto 2016 2,40255 9,2 7 ottobre 2016 14 marzo 2017
24 settembre 2017 27 ottobre 2017 1,70519 8,2 23 dicembre 2017 5 agosto 2018
4 marzo 2019 8 aprile 2019 1,57083 7,8 1 giugno 2019 2 dicembre 2019
10 maggio 2020 12 luglio 2020 2,55643 9,6 1 settembre 2020 9 febbraio 2021

Note

  1. ^ a b c d e f g (EN) 2 Pallas, in Small-Body Database, Jet Propulsion Laboratory (JPL). URL consultato il 12 settembre 2011.
  2. ^ Calcolata.
  3. ^ a b c Schmidt, B.E. et al., 2008.
  4. ^ a b (EN) J. Baer, Chesley, S.R., Astrometric masses of 21 asteroids, and an integrated asteroid ephemeris (PDF), in Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, vol. 100, n. 2008, 2008, pp. 27–42, DOI:10.1007/s10569-007-9103-8. URL consultato il 12 settembre 2011.
  5. ^ (EN) Harris, A.W., Warner, B.D.; Pravec, P. (edit.), Asteroid Lightcurve Derived Data. EAR-A-5-DDR-Derived-Lightcurve-V8.0, su psi.edu, Planetary Data System, NASA, 2006. URL consultato il 12 settembre 2011 (archiviato dall'url originale il 28 gennaio 2007).
  6. ^ (EN) Torppa, J., et al., Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data, in Icarus, vol. 164, n. 2, 2003, pp. 346–383, DOI:10.1016/S0019-1035(03)00146-5.
  7. ^ (EN) E.V. Pitjeva, High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants (PDF), in Solar System Research, vol. 39, n. 3, 2005, p. 176, DOI:10.1007/s11208-005-0033-2.
  8. ^ a b c (EN) Hilton, J.L., When did asteroids become minor planets?, su usno.navy.mil, U.S. Naval Observatory. URL consultato il 9 settembre 2011.
  9. ^ a b (EN) Notable Asteroids, su planetary.org, The Planetary Society, 2007. URL consultato il 12 settembre 2011.
  10. ^ (EN) Pre-Dawn: The French-Soviet VESTA mission, su spacefiles.blogspot.com, Space Files, 5 novembre 2007. URL consultato il 13 settembre 2011.
  11. ^ a b c (EN) Schmadel, Lutz D., International Astronomical Union, Dictionary of minor planet names, Volume 1, 5ª ed., Springer, 2003, p. 15, ISBN 3540002383, 9783540002383. URL consultato il 9 settembre 2011.
  12. ^ a b c (EN) Astronomical Serendipity, in Dawn Mission, JPL, NASA. URL consultato il 9 settembre 2011.
  13. ^ (EN) Dietrich, T., The Origin of Culture and Civilization: The Cosmological Philosophy of the Ancient Worldview Regarding Myth, Astrology, Science, and Religion, Turnkey Press, 2005, p. 178, ISBN 0976498162.
  14. ^ Unicode value U+26B4
  15. ^ a b c d e (EN) Hughes, D. W., The Historical Unravelling of the Diameters of the First Four Asteroids, in R.A.S. Quarterly Journal, vol. 35, 3/SEP, 194, pp. 331-344. URL consultato il 9 settembre 2011.
  16. ^ (EN) Yoshihide, K., Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited), in Proceedings of the International Conference (November 29-December 3, 1993. Sagamihara, Japan), Astronomical Society of the Pacific, 1993. URL consultato l'11 settembre 2011.
  17. ^ (EN) Faure, G., Description of the System of Asteroids, su astrosurf.com, 20 maggio 2004. URL consultato il 15 marzo 2007 (archiviato dall'url originale il 2 febbraio 2007).
  18. ^ (EN) S. Foglia, Masi, G., New clusters for highly inclined main-belt asteroids, in The Minor Planet Bulletin, vol. 31, n. 4, 2004, pp. 100–102.
  19. ^ (EN) Hilton, J.L., Asteroid Masses and Densities (PDF), in Bottke, W.F.Jr.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R.P. (a cura di), Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002, pp. 103-112. URL consultato il 9 settembre 2011.
  20. ^ Dunham, D.W. et al., pp. 1637-1638, 1990.
  21. ^ Drummond, J.D.; Cocke, W.J., 1989.
  22. ^ a b c Dunham, D.W. et al., 1990.
  23. ^ (EN) William Robert Johnston, Other Reports of Asteroid/TNO Companions, su johnstonsarchive.net, Johnson's Archive, 5 marzo 2007. URL consultato il 12 settembre 2011.
  24. ^ E.V. Pitjeva, Estimations of masses of the largest asteroids and the main asteroid belt from ranging to planets, Mars orbiters and landers, 35th COSPAR Scientific Assembly. 18-25 luglio 2004, Paris, France, 2004, p. 2014. URL consultato l'11 settembre 2011.
  25. ^ (EN) E. Perozzi, Rossi, A.; Valsecchi, G.B., Basic targeting strategies for rendezvous and flyby missions to the near-Earth asteroids, in Planetary and Space Science, vol. 49, n. 1, 2001, pp. 3–22, DOI:10.1016/S0032-0633(00)00124-0.

Bibliografia

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