La caduta di piccoli corpi celesti sui pianeti, con la formazione dei relativi crateri da impatto, è uno dei principali processi di rimodellamento delle superfici planetarie. La superficie lunare è un buon esempio di superficie craterizzata. Nell’emisfero visibile dalla Terra si contano ben 300 000 crateri con un diametro superiore al km. Sulla Terra il numero di crateri noti è molto inferiore (circa 200), ma solo perché la crosta terrestre è continuamente rimodellata da processi tettonici (assenti sulla Luna), che distrugge la maggior parte delle strutture esistenti. Gli studi della superficie lunare indicano che il tasso di craterizzazione era molto più intenso nelle prime fasi di vita del Sistema Solare, mentre oggi si è ridotto in modo considerevole ma non è zero.
Un enorme numero di comete ed asteroidi continua ad orbitare attorno al Sole. Una piccola frazione di questi corpi descrive orbite che possono portare in prossimità della Terra. I corpi che transitano ad una distanza minima inferiore alle 0.3 UA dall'orbita terrestre sono chiamati NEO (Near Earth Object). Un NEO diventa un PHO (Potentially Hazardous Object), quando la minima distanza con l'orbita terrestre scende sotto le 0.05 UA (7.48 milioni di km, 19.4 volte la distanza media Terra-Luna), e il diametro del corpo è di almeno 150 m. I PHO attualmente noti sono circa 300 ma il numero aumenta continuamente, a mano a mano che si scoprono nuovi oggetti.
L'atmosfera terrestre ci protegge dai NEO più piccoli, per intenderci quelli con un diametro dell'ordine di una decina di metri. Questi corpi, durante l’attraversamento dell’atmosfera, generano superbolidi come quello dello Yukon del 18 gennaio 2000 o quello austriaco del 6 aprile 2002. Il numero dei NEO diminuisce a mano a mano che si sale con le dimensioni, tuttavia la probabilità che, alla fine, un NEO di dimensioni chilometriche impatti la Terra non è zero. Da qui l’importanza di un monitoraggio continuo della volta celeste per scoprire e catalogare tutti i PHO.
La scoperta e il passaggio ravvicinato di 2002 NY40
Un’ottima occasione per l’osservazione di un PHO, si è avuta nella notte fra il 17 e il 18 agosto 2002, quando l’asteroide dal nome provvisorio 2002 NY40 è transitato a soli 530 000 km dalla Terra (1.38 volte la distanza Terra-Luna). L’asteroide è stato scoperto il 14 luglio dal telescopio LINEAR del New Mexico, quando era una pallida stellina di magnitudine 19 poco a sud-ovest di beta Aqr a 0.445 UA dalla Terra. L’orbita descritta (Fig.1) è di tipo Apollo a bassa inclinazione. L’afelio è all’interno della fascia principale degli asteroidi, mentre il perielio è compreso fra le orbite di Mercurio e Venere. Il 2002 NY40 ha un diametro stimato di circa 800 metri. Negli anni a venire saranno possibili altri incontri ravvicinati con la Terra: nelle date attorno al 18 agosto quando l’asteroide si avvicina al Sole, e attorno al 14 febbraio quando se ne allontana. Le agenzie di stampa si sono focalizzate sul futuro passaggio del 18 agosto 2022 che, al momento, ha una probabilità di impatto di 1/500 000. Movendosi verso il Sole, durante questo passaggio ravvicinato, l’asteroide era visibile il 17 in prima serata nella costellazione del Delfino. Grazie al veloce moto proprio ha attraversato le costellazioni della Freccia, Volpetta e Lyra, perdendosi nel chiarore dell’alba del 18. Nella fase di allontanamento, si è verificato un brusco calo della magnitudine apparente perché l’asteroide mostrava al nostro pianeta l’emisfero non illuminato dal Sole. Quello che segue è il resoconto dell’osservazione fotometrica dell’asteroide.
Fig.1 – Rappresentazione dell’orbita che 2002 NY40 descrive attorno al Sole vista dal polo nord dell’eclittica. La posizione dei corpi celesti è per le 20:30 UT del 17 agosto 2002. I triangoli vuoti indicano il nodo discendente, quelli pieni il nodo ascendente, i trattini verticali l’afelio. I cerchi bianchi sono asteroidi della fascia principale.
Strumentazione e procedura di misura della magnitudine
La magnitudine minima prevista per 2002 NY40 era di 9.8, abbastanza luminoso da essere osservato agevolmente anche con piccoli strumenti. Nel caso di passaggi ravvicinati di asteroidi il problema maggiore per il ritrovamento è costituito dall’elevato moto proprio del corpo celeste. In questo caso, alla minima distanza, per 2002 NY40 era di 4 minuti d’arco al minuto: poco più di 5 diametri di Giove in soli 60 secondi (vedi Fig.2). Per questo sono necessari elementi orbitali aggiornati all’ultimo minuto e effemeridi calcolate specificatamente per il sito di osservazione, in modo da minimizzare l’effetto di parallasse.
Fig.2 – L’asteroide 2002 NY40 ripreso con la telecamera CCD alle 21:42 UT del 17 agosto 2002, mentre era in prossimità della variabile RX Sge (al momento della ripresa di magnitudine 9.2). Media di 20 immagini riprese in 5 secondi. Ben visibile l’allungamento dell’immagine dell’asteroide dovuto all’elevato moto proprio dell’oggetto.
Il telescopio utilizzato per le osservazioni è un Newton da 20 cm di diametro e 100 cm di focale, motorizzato in ascensione retta e declinazione. Come rivelatore si è usato, al fuoco diretto del telescopio, una telecamera CCD b/n con sensore da 582x542 pixel. Ogni pixel è rettangolare e ha dimensioni di 11x9 micrometri (1 micrometro= 1 milionesimo di metro). La telecamera, abbinata al 20 cm, è in grado di riprendere agevolmente stelle di magnitudine 11 in un campo di 13x17 primi d’arco. La telecamera era collegata ad un videoregistratore, per la registrazione su nastro del moto dell’asteroide. Quest’ultimo, a sua volta, era collegato ad una scheda TV per pc. La scheda TV, oltre a visualizzare la zona ripresa dalla telecamera sul monitor del pc, ha permesso la digitalizzazione di sequenze di immagini, utili per la misura della magnitudine visuale utilizzando le stelle del campo come confronto. Le osservazioni, con cielo sereno, sono iniziate alle 20:15 UT con l’individuazione dell’asteroide nel campo stellare: operazione molto rapida, grazie al veloce moto proprio del corpo celeste, ben percepibile all’oculare anche a soli 40x. Dalle 20:28 alle 21:11 UT, sono state eseguite 17 stime visuali di magnitudine con l’occhio direttamente all’oculare: in media una stima ogni 2.5 minuti. Dalle 21:21 alle 23:03 UT, dopo avere montato la telecamera CCD, sono stati ripresi 43 filmati brevi (ognuno di 25 frames) che, una volta sommati e mediati, hanno fornito le immagini finali per la misura digitale della magnitudine dell’asteroide. In media è stata presa una misura ogni 2.4 minuti. Per ottenere il valore della magnitudine dell’asteroide dal valore dell’intensità luminosa sull’immagine (in unità ADU, Analog to Digital Unity), è stata costruita una curva di calibrazione utilizzando le stelle di sfondo presenti nelle immagini stesse (vedi Fig.3). In questo modo si evitano i problemi di assorbimento atmosferico, perché stelle ed asteroide si trovano in pratica alla stessa altezza sull’orizzonte. Ogni valore di intensità di una stella o dell’asteroide è stato ottenuto dopo avere tolto il valore del fondo cielo e mediando almeno tre valori distinti. In questo modo si minimizzano le fluttuazioni di intensità spurie. L’incertezza su una singola misura di magnitudine dell’asteroide è dell’ordine di 0.09 magnitudini in più o in meno. Un valore nettamente inferiore all’errore tipico di 0.2 magnitudini delle stime visuali.
Fig.3 – Curva di calibrazione per la telecamera CCD abbinata al Newton da 20 cm, F/5. Sono state utilizzate 12 stelle con magnitudine visuale compresa fra la 6.68 e la 10.65.
Risultati delle osservazioni
Già dalle stime di magnitudine direttamente all’oculare è risultato che 2002 NY40 si presentava più luminoso del previsto. Durante le tre ore di osservazione la magnitudine media prevista era di +10, mentre dalla media delle stime visuali e successive misure CCD, risulta una magnitudine media di 9.5±0.3. Un’altro aspetto imprevisto è stata la variazione della magnitudine su intervalli dell’ordine di 2-3 minuti. La curva di luce di Fig.4 risulta molto scatterata. Questa oscillazione, su brevi intervalli di tempo, è stata notata anche da osservatori dell’AAVSO. L’andamento diventa più regolare se si mediano le misure a coppie (Fig.5).
Fig.4 – Curva di luce grezza dell’asteroide 2002 NY40 fra le 20:28 UT e le 23:03 UT del 17 agosto 2002. I primi 17 punti sono osservazioni visuali.
Fig.5 – Curva di luce media, ottenuta mediando a coppie i valori della curva di Fig.2
Per un qualsiasi asteroide la magnitudine apparente è data dalla generica formula:
Dove m0 è la magnitudine assoluta, r la distanza dal Sole, D la distanza dalla Terra, k il coefficiente di fase e y l’angolo di fase in gradi (angolo Sole-asteroide-Terra). La formula precedente vale per asteroidi ad angoli di fase maggiori di 5°, per evitare la non-lineartià dell’effetto d’opposizione. La magnitudine assoluta e il coefficiente di fase, per un dato asteroide, possono essere ricavate dalle osservazioni. A questo scopo è sufficiente plottare m-5log(rD) in funzione di y (noto dalle effemeridi), per avere subito m0 e k dall’interpolazione lineare dei punti. Nell’intervallo di tempo in cui si è osservato l’asteroide, l’angolo di fase è passato da 39.1° a 46.5°. In Fig.6 è mostrato il risultato dell’interpolazione. I punti si dispongono abbastanza bene su una linea retta.
Fig.6 – Interpolazione dei dati di magnitudine media per il calcolo della magnitudine assoluta e del coefficiente di fase. La linea rossa è la retta interpolante.
Nell’intervallo di tempo considerato dalle osservazioni, la magnitudine dell’asteroide è data da:
La magnitudine assoluta vale 14.06, mentre il coefficiente di fase è 0.15. Di solito, il valore tipico di quest’ultimo parametro per un asteroide è compreso fra 0.023 e 0.035 ma può variare a seconda della posizione lungo l’orbita.
Ora che abbiamo ricavato la formula per la magnitudine media dell’asteroide possiamo andare alla ricerca di eventuali variazioni di magnitudine causata alla rotazione del corpo celeste attorno al proprio asse. A questo scopo basta riportare le magnitudini osservate meno quelle calcolate con la formula precedente, in funzione del tempo. In questo modo si sottrae dalle magnitudini osservate la variazione dovuta all’effetto della geometria variabile fra asteroide e Terra e resta solo il contributo intrinseco. Il risultato è riportato in Fig.7. Come si vede gli scarti, invece di essere distribuiti in modo uniforme al di sopra e al di sotto della linea dello zero, tendono ad avere un andamento sinusoidale.
E’ lecito supporre che questo andamento sia dovuto alla rotazione dell’asteroide. Se ipotizziamo che la forma dell’asteroide sia allungata, la curva di luce presenterà due massimi e due minimi. Dal plot osservato-calcolato, si vede che sono stati osservati due minimi e un massimo di luminosità. Interpolando con una sinusoide usando il metodo dei minimi quadrati, l’ampiezza risulta di 0.1 magnitudini e il periodo di 1.65 ore. L’andamento medio dei punti viene riprodotto abbastanza bene. Il periodo di rotazione totale risulta allora di 3.3 ore (circa), mentre il rapporto fra l’asse maggiore e l’asse minore dell’asteroide è 1.1. Questo risultato è molto probabile, ma si tenga presente che è legato all’ipotesi di asteroide allungato: il tempo di osservazione non è stato sufficiente per registrare il ripetersi della curva di luce. Durante il periodo di osservazione, l’asteroide non ha occultato stelle luminose. Nel caso fosse successo, la registrazione su nastro avrebbe permesso di ricavare con precisione il tempo di occultazione, e porre così un limite inferiore al valore del diametro. Infatti, in prima approssimazione, la stima di 800 metri è fatta assumendo il valore dell’albedo (la riflettività della superficie), cambiando questo dato cambia il corrispondente diametro.
Fig.7 – Plot degli scarti fra magnitudini osservate e calcolate. Il tempo t=0 è quello dell’inizio delle osservazioni. E’ sovrapposta la variazione sinusoidale ottenuta con i minimi quadrati (in rosso), di ampiezza 0.1 magnitudini e periodo di 1.65 ore. Il periodo di rotazione dell’asteroide, per un corpo allungato, è il doppio di quello della sinusoide.