Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

10 Hygiea

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Hygieia
(10 Hygiea)
Imagine SPHERE a Hygiea.jpg
Igea a imaginat prin instrumentul SPHERE montat pe telescopul foarte mare
Mama vedetă Soare
Descoperire 12 aprilie 1849
Descoperitor Hannibal de Gasparis
Clasificare Formația principală
Familie Hygieia
Clasa spectrală C.
Denumiri
alternative
1849 GA , 1900 GA
Parametrii orbitali
(la momentul respectiv JD 2459000.5
31 mai 2020 [1] )
Axa semi-majoră 470 108 336 km
3.1424354 au
Periheliu 417 401 054 km
2.790114 au
Afelion 522 815 617 km
3.4947568 au
Perioadă orbitală 2034,69 zile
(5,57 ani )
Viteza orbitală 16.802 km / s [2] (medie)
Înclinare
pe ecliptică
3,83179 °
Excentricitate 0,1121173
Longitudine de
nod ascendent
283.19845 °
Argom. a periheliului 312,41291 °
Anomalie medie 222,85056 °
Par. Tisserand (T J ) 3.197 [3] ( calculat )
Ultimul periheliu 16 decembrie 2016
Următorul periheliu 13 iulie 2022
MOID de la Jupiter 1.53545 au [3]
Sateliți nu [4]
Inele Nu
Date fizice
Dimensiuni 450 × 430 × 424 km ; [5]
Diametrul mediu 407,12 ± 6,8 km [6]
444 ± 35 km [7]
434 ± 14 km [5]
Masa
8,67 ± 0,147 × 10 19 kg [8]
Densitate medie 2,19 ± 0,42 × 10³ kg / m³ [9]
2,8 ± 0,10 × 10³ kg / m³ [8]
1,944 ± 0,25 × 10³ kg / m³ [5]
Accelerare de greutate la suprafață 0,13 m / s² [2]
Viteza de evacuare 0,235 km / s [2]
Perioada de rotație 13,82559 ± 0,00005 h [5]
Temperatura
superficial
~ 200 K [10] (medie)
230 ± 5 K [11] (max)
Albedo 0,066 [12]
0,0717 [6]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 9,2 [13] (min)
Magnitudine abs. 5.5

Igea (din grecescul Ὑγίεια, Hygieia, numită inițial Igea Borbonica, [14] catalogată după denumirea asteroidală ca 10 Hygiea) este un asteroid mare al centurii principale , al patrulea în ordinea mărimii, [15] cu un diametru mediu mai mare de 400 km [6] [7] și o masă estimată egală cu 3% din masa totală a centurii de asteroizi. În ciuda acestui fapt, a fost a zecea parte identificată, deoarece suprafața întunecată face asteroidul mai puțin vizibil decât ar presupune dimensiunea sa. Dimpotrivă, de fapt, atinge o magnitudine medie de 10,2. [16] Hygieia a fost descoperită de Annibale de Gasparis la 12 aprilie 1849, de laobservatorul Capodimonte din Napoli . [17] A fost numit după sugestia lui Ernesto Capocci di Belmonte din numele Hygieia , zeița greacă a sănătății; în plus, în cinstea casei domnești din Napoli, cei doi oameni de știință au adăugat adjectivul Bourbon [14], care, totuși, a scăzut rapid în utilizare. [18]

Higia este alcătuită din material carbonic primitiv, similar conditelor carbonice . [12] Călătorește o orbită foarte apropiată de planul ecliptic , în medie excentric , pe care o finalizează în 5 ani și 7 luni, [1] variind de la distanța medie Ceres și Pallas de la Soare până la marginea exterioară a principalului centură, lângă periheliul obiectelor familiei Hilda . Este prototipul familiei Igea . [19] Observațiile din 2017 și 2018 sugerează că Hygieia poate avea caracteristicile de a fi clasificate printre planetele pitice . [5]

Observare

Deși Hygiea este al patrulea asteroid din centura principală ca mărime și cel mai mare din regiunea sa exterioară, datorită albedo-ului scăzut al suprafeței sale și distanței medii față de Pământ, este destul de slab atunci când este observat de pe planeta noastră. În opoziție, nu este niciodată mai slab decât magnitudinea a unsprezecea [20] și atinge în medie o magnitudine de 10,2. [16] În condiții deosebit de favorabile se poate apropia de a noua magnitudine. [13] [21] Prin urmare, asteroidul nu este niciodată vizibil cu ochiul liber și poate fi observat cu un telescop de 50 mm în diametru sau mai mare. [22]

Istoria observațiilor

Descoperire

Annibale de Gasparis a descoperit Hygieia la 12 aprilie 1849.

Hygieia a fost descoperită de Annibale de Gasparis la 12 aprilie 1849, laObservatorul Capodimonte , din Napoli , ca obiect între magnitudinea a noua și a zecea. [17] Astronomul, care în 1847 începuse să înregistreze meticulos stelele până la a paisprezecea magnitudine prezentă într-o bandă centrată pe ecliptică și cu o lățime de aproximativ 2 ° , a identificat între 1850 și 1853 alți șapte asteroizi [23] și alții doi în anii șaizeci ai secolului.

De Gasperis l-a invitat pe Ernesto Capocci di Belmonte , prietenul său și directorul Observatorului, să atribuie un nume asteroidului ca mulțumire pentru încurajare. [18] Împreună au propus Hygieia Bourbon [14] din numele Hygieia , zeița greacă a sănătății, fiica lui Asclepius , cu adjectivul care intenționa să aducă un omagiu burbonilor din Napoli și, poate, să-l facă pe regele Ferdinand al II-lea să uite că cei doi oameni de știință participaseră la răscoalele liberale din 1848 . [24] În limba engleză, ortografia greacă Hygiea a fost adoptată, în timp ce adjectivul Bourbon a scăzut rapid în utilizare. [18]

La fel ca și cu ceilalți asteroizi descoperiți anterior, Hygieia a primit un simbol astronomic ( Simbol antic al Hygeia . [25] o Simbol alternativ al Hygeia [26] ). Cu toate acestea, în 1851 Encke a propus adoptarea unui alt sistem de identificare, sugerând utilizarea unui număr corespunzător ordinii de descoperire închise într-un cerc, care a fost adoptat rapid în revistele științifice. Pe măsură ce numărul de asteroizi descoperiți a crescut, numărul dintre paranteze urmat de nume a fost apoi folosit, în conformitate cu utilizarea de astăzi a denumirii de asteroid . [25]

Observații ulterioare

Observațiile lui Hygieia au fost inițial realizate în principal pentru a măsura poziția sa, pentru a determina orbita și mărimea acesteia. Orbita a fost calculată cu acuratețe de Julius Zech , ținând cont de perturbările introduse în mișcarea asteroidului de Jupiter , Saturn și Marte ; după moartea astronomului din 1864, Astronomisches Rechen-Institut din Berlin a continuat să o actualizeze până în 1873. În 1876 Ernst Becker a calculat o nouă orbită care arăta unele discrepanțe cu observațiile făcute între 1915 și 1918 și că a fost ulterior revizuită de Henri Blondel , Paul Maître și B. Jehkowski de la observatorul din Marsilia și de către astronomii Rechen-Institut. [27]

Karl Christian Bruhns a propus în 1856 o primă estimare a diametrului Hygieia (estimat la 180 km) și a altor 39 de asteroizi, deducând dimensiunile lor din luminozitate și asumând ca albedo o medie a celor ale planetelor exterioare și ale lunilor lor majore. [28] Ca o consecință a acestei ipoteze, valorile obținute au fost toate insuficiente. [29] În urma unei proceduri substanțial similare și folosind ca termen de comparație măsurătorile diametrului Ceres și Pallas obținute de William Herschel și Johann von Lamont , Edward James Stone a furnizat în 1867 valori alternative pentru diametrul a 71 de asteroizi ( estimând cea a lui Hygieia în 103 mile, egală cu 190 km) din datele observaționale de Norman Robert Pogson . [30] În orice caz, toate estimările dimensiunii Hygieia (și ale celorlalți asteroizi) furnizate înainte de a doua jumătate a secolului al XX-lea au fost substanțial eronate. [29]

În 1917, astronomul japonez Kiyotsugu Hirayama s-a dedicat studierii mișcării asteroizilor și comparării acestora prin trei parametri orbitali - mișcare medie , înclinație și excentricitate - au identificat cinci grupări, denumite ulterior familii de asteroizi sau familii Hirayama. [31] În 1978 Andrea Carusi și Enrico Massaro au identificat primii membri ai familiei Igea , de la numele celui mai mare obiect din grup. [32]

În 1970, Nikolaj Stepanovič Černych a folosit 410 observații ale lui Hygieia colectate din 1932 până în 1969 pentru a îmbunătăți cunoașterea valorii masei lui Jupiter, repetând cu date mai recente procedura pe care Simon Newcomb a efectuat-o în 1895 folosind observațiile lui 33 Polyhymnia sau evaluarea perturbațiilor induse de planetă asupra mișcării asteroidului în timpul abordărilor periodice, care în cazul Hygieia apar la fiecare zece ani și jumătate. [20]

Igea a fost realizată în timpul sondajului All-Sky Two Micron (2MASS)

În 1987, Hans Scholl și colegii de la Astronomisches Rechen-Institut au furnizat o primă estimare a masei Hygieia în (4,7 ± 2,3) × 10 −11 M , egal cu (9,3 ± 4,5) × 10 19 kg , analizând efectele induse asupra mișcării 829 Academia în timpul unei întâlniri strânse între cei doi asteroizi în 1927, la o distanță de 0,006 UA (890.000 km). A fost al patrulea asteroid din care s-a calculat o masă, deși măsurarea a fost afectată de o incertitudine egală cu 50% din valoarea nominală. [33] Astronomul polonez G. Michalak a furnizat în 2001 o nouă estimare în 5,6 ± 0,7 × 10 −11 M , egală cu 11,13 ± 1,39 × 10 19 kg . [34] De atunci, valoarea masei Hygieia a fost revizuită progresiv în jos: Cernetenko și Kochetova, în 2002, [35] au folosit perturbările induse pe 18 asteroizi în întâlniri apropiate între 1927 și 2000, obținând o valoare egală cu 5,010 ± 0,410 × 10 -11 M , corespunzător la 9,96 ± 0,815 × 10 19 kg ; Chesley și colab. în 2005 au analizat efectele asupra orbitei asteroidului 3946 Shor a întâlnirii strânse la 0,014399 UA cu Hygiea la 29 mai 1998, estimând masa acestuia din urmă la 9,02 ± 0,26 × 10 19 kg . [36] James Baer și alții au furnizat în 2008 și 2011 două estimări destul de consistente ale masei Hygieia luând în considerare perturbările induse pe 14 asteroizi, indicând (în 2011) o valoare egală cu 4,358 ± 0,0740 × 10 - 11 M , corespunzătoare 8,67 ± 0,147 × 10 19 kg . [8] [37] Dintr-o analiză a valorilor disponibile în literatură, Benoit Carry în 2012 a considerat că cea mai bună estimare a masei Hygieia a fost de 8,63 ± 0,52 × 10 19 kg . [9]

În 1971, David Allen a sugerat că dimensiunea asteroizilor majori ar putea fi dedusă din măsurarea emisiilor lor în infraroșu . [38] Între 1983 și 1985 Igea a fost primul asteroid care a fost obținut prin imagini termice IRTF , la lungimi de undă submilimetrice, ceea ce a făcut posibilă identificarea prezenței regolitului la suprafață. [39] Din observațiile din câmpul cu microunde , în 1989 KJ Johnston și colegii săi au estimat diametrul acestuia la 450 km și au identificat o limită inferioară pentru adâncimea stratului de regulit de suprafață, presupunând că acesta are proprietăți similare cu cele prezente pe suprafața lunară . [40] Ca parte a sondajului IRAS Minor Planet, Edward F. Tedesco și colegii săi au analizat datele colectate de satelitul IRAS (lansat în 1983) referitoare la surse infraroșii în mișcare; pentru Hygieia au dedus un diametru mediu de 407,12 ± 6,8 km . [6] În cele din urmă, R. Ragazzoni și colegii săi în 2000, aplicând interferometrie spot la observațiile făcute cu telescopul național Galileo , au estimat că diametrul mediu al Hygieia este de 444 ± 35 km . [7] B. Carry în 2012 a furnizat diametrul Hygiea în 421,60 ± 25,69 km , dintr-o analiză a valorilor disponibile în literatură. [9]

Imagini realizate în iunie și iulie 2017 prin instrumentul SPHERE montat pe telescopul foarte mare care arată variațiile în aspectul Hygiea în timpul rotației

Determinarea perioadei de rotație a lui Hygiea a fost destul de dificilă. De fapt, asteroidul se rotește asupra sa într- un sens retrograd și, pentru mai mulți observatori, destul de lent. De mult s-a crezut, de fapt, că primii astronomi care în anii 1950 au încercat să-i determine perioada de rotație au fost induși în eroare de rotația lentă a asteroidului, deoarece durata observării (o noapte, în general) ar fi fost suficientă pentru obțineți o curbă completă a luminii . Ingrid van Houten-Groeneveld și Gerard Kuiper au indicat perioada de rotație a Hygieia la 18 ore în 1954 în Studiile lor fotometrice ale asteroizilor și lucrările ulterioare au urmat la această estimare. T. Michalowski și colegii în 1991 au oferit o perioadă de 27,63 ± 0,02 ore (1991) [41] , care a devenit ulterior valoarea de referință. Prin modelarea Hygieia ca elipsoid , au determinat și două forme posibile compatibile cu curbele de lumină obținute din observații; [42] rezultate care au fost confirmate substanțial doi ani mai târziu de A. Erikson și P. Magnusson. [43] Elementele clarificatoare ale formei asteroidului ar fi putut proveni din observarea uneia sau mai multor ocultații stelare de către Hygieia; de fapt, cinci dintre ele au fost observate între 1983 și 1997 [44], dar din câteva site-uri de observare diferite și, prin urmare, s-a învățat puțin de la ele. [29] Nici măcar observațiile efectuate cu Telescopul Spațial Hubble (HST) nu ne-au permis inițial să-i definim forma exactă; cu toate acestea, au făcut posibilă excluderea faptului că asteroidul avea sateliți cu un diametru mai mare de 16 km. [45] În cele din urmă, MJ López-González și E. Rodríguez în 2000 au determinat raporturile dintre axele elipsoidului la a / b = 1,31 și b / c = 1,2 dintr-o nouă analiză a curbelor de lumină ale Hygieia. [41] Cea mai bună imagine a lui Hygieia a fost obținută prin reprocesarea imaginilor HST în 2003. [46]

Observațiile efectuate în 2017 și 2018 cu spectrograful SPHERE montat pe telescopul foarte mare al Observatorului Paranal ESO au permis în cele din urmă să rezolve forma asteroidului, care s-a dovedit a fi mai aproape de forma sferică decât se aștepta. În plus, perioada de rotație ar fi de 13,8 ore. [5] Dacă aceste date ar fi confirmate, ar fi aproximativ jumătate din ceea ce a fost estimat anterior.

În cele din urmă, pentru a determina compoziția suprafeței Hygieia, în anii 2000 au fost efectuate studii comparative atât cu meteoriții colectați pe Pământ [12], cât și cu alți membri ai familiei Igea. [47]

Misiuni spațiale

Higia nu a fost niciodată atinsă de nicio sondă spațială . Explorarea asteroizilor principali ai centurii ar putea, totuși, să ofere indicii despre procesul care a dus la formarea sistemului solar și, prin urmare, Hygieia a fost indicată drept unul dintre obiectele care merită să fie studiate îndeaproape. În 2006 CT Russell, Mark V. Sykes și alții au propus misiunii Explorarea celei mai timpurii (EVE) la NASA ca parte a Programului de descoperire . Propunerea, care nu a fost aprobată, sugerează aruncarea unei copii a sondei Dawn care a explorat Vesta și care explorează Ceres la Hygieia. [48] În 2013, P. Vernazza și P. Lamy au trimis în schimbAgenției Spațiale Europene misiunea de clasă mijlocie INSIDER, care ar fi efectuat întâlniri cu diferiți asteroizi mari ai centurii principale și ar fi aruncat aterizatori pe cel puțin doi dintre ei, indicând Hygieia și 24 Themis ca ținte ale modulelor de aterizare. [49] [50]

Parametrii orbitali și de rotație

În albastru orbita a 10 Hygiea, în roșu orbita planetelor interioare și a lui Jupiter

Hygieia urmează o orbită între cele ale lui Marte și Jupiter, în porțiunea exterioară a centurii de asteroizi , pe care o finalizează în 5,57 ani (aproximativ 5 ani și 7 luni). Orbita are o înclinație de 3,8 ° față de planul ecliptic și o excentricitate de 0,122. [1] - valoare destul de mare în comparație cu alți asteroizi mari, cum ar fi Ceres , Vesta și 704 Interamnia , dar nu în comparație cu Pallas . Periheliul este aproape de distanța medie dintre Ceres și Pallas de Soare, dar o coliziune între Hygieia și unul dintre celelalte două corpuri este puțin probabilă, deoarece linia nodurilor orbitei sale este aproape ortogonală cu cea a orbitei lui Pallas, în timp ce nodul ascendent și descendent sunt inversate între ele față de cele din orbita lui Ceres, astfel încât cele două obiecte sunt întotdeauna pe laturi opuse în raport cu ecliptica. În orice caz, pot apărea abordări periodice între cele trei corpuri, așa cum se va întâmpla la 26 ianuarie 2056 când Igea va tranzita la 0,0258 UA (3,8 milioane km) de la Ceres [51] și la 4 martie 2063 când va tranzita la 0, 0201 AU (3 milioane de kilometri) de Pallas. [52] La afeliu , Hygieia ajunge la marginea exterioară a centurii principale, lângă periheliul obiectelor familiei Hilda , în rezonanță 3: 2 cu Jupiter. [53] Face abordări periodice către gigantul gazos cu o periodicitate de aproximativ zece ani și jumătate, fără a ajunge niciodată la o distanță mai mică de 1,5 UA de planetă. [54]

Numeroase studii sunt de acord că Hygeia se va roti pe sine în mod neobișnuit de lent, într- o direcție retrogradă , luând 27,63 ore (aproximativ 27 de ore și 19 minute) pentru a finaliza o rotație. [41] Această caracteristică ar distinge Hygiea de alți asteroizi mari, printre care perioadele de rotație între 6 și 12 ore sunt mai frecvente. Cu toate acestea, analizele efectuate în 2019 par să sugereze că asteroidul se rotește asupra sa în 13,8 ore. [5] Pe baza curbelor de lumină care prezintă încă o anumită ambiguitate (accentuat de faptul că observațiile telescopice colectate într-o singură noapte ar putea acoperi doar o fracțiune din perioada de rotație datorită duratei sale [55] ), s-a estimat că polul nord, în sistemul de referință heliocentric-ecliptic , indică direcția (β, λ) = (34 °, 120 °) sau (43 °, 295 °); [41] în ambele cazuri axa de rotație ar fi înclinată cu aproximativ 60 °.

După cum s-a menționat, în 1978 astronomii Andrea Carusi și Enrico Massaro au identificat primii membri ai familiei Igea , [32] un grup de asteroizi cu parametri orbitali apropiați de cei ai Hygeia în sine: axă semi-majoră între 3.108-3.127 UA, înclinare scăzută iar excentricitatea moderată. [53] Începând cu 2014, au fost identificați peste 650 de membri ai familiei, totuși cu o dimensiune mult mai mică decât corpul principal [19]

Formare

Centura principală de asteroizi este alcătuită din obiecte supraviețuitoare relativ intacte din procesul de formare a sistemului solar , [56] spre deosebire de majoritatea protoplanetelor sistemului intern care fie s-au contopit între ele pentru a forma planete terestre , fie au fost expulzate din sistem de Jupiter. [57] Prin urmare, Hygieia s-ar fi format acum 4,57 miliarde de ani în porțiunea exterioară a centurii.

Caracteristici fizice

Masă și dimensiuni

Dimensiunea primilor zece asteroizi descoperiți în centura principală în comparație cu Luna . Hygieia este prima din dreapta

Higia este al patrulea obiect ca mărime și cel mai masiv din centura de asteroizi. [58] și principalul membru al familiei cu același nume , din care reprezintă mai mult de 90% din masă. James Bear și colegii săi au estimat în 2011 masa asteroidului în (4,358 ± 0,0740) × 10 −11 M , corespunzător (8,67 ± 0,147) × 10 19 kg . [8] și egal cu 3% din cea a întregii benzi principale. Pierre Vernazza și colegii săi au furnizat o masă Igea estimată în 2019 (8,32 ± 0,80) × 10 19 kg - o valoare foarte apropiată de cea anterioară. [5]

Hygieia poate fi descrisă cu o anumită aproximare ca un elipsoid de dimensiuni 450 × 430 × 424 km ; [5] diametrul său mediu a fost estimat la 434 ± 14 km din observațiile din vizibil [5] și la 407,12 ± 6,8 km din observațiile din infraroșu. [6] Densitatea sa este estimată la (2,08 ± 0,10) × 10 3 kg / m³ de J. Baer în 2011, [8] în timp ce o revizuire a valorilor din literatura de specialitate efectuată de Benoit Carry converge către (2,19 ± 0,42) × 10 3 kg / m³ . [9] Pierre Vernazza și colegii au estimat-o în 2019 în (1,944 ± 0,250) × 10 3 kg / m³ . [5] Valorile indicate sunt mai apropiate de densitatea Ceres și a sateliților de gheață din Jupiter și Saturn decât de cea a planetelor terestre sau a asteroizilor stâncoși .

Datorită masei sale, Hygieia este unul dintre corpurile minore pe care Centrul Planetei Minore le consideră printre perturbatorii orbitelor obiectelor mai mici. [59]

Compoziţie

Informații parțiale despre compoziția Hygieia au fost deduse prin analiza spectroscopică a suprafeței sale. Hygiea aparține clasei de asteroizi de tip C , [15] care domină porțiunea exterioară a centurii principale (dincolo de gaura Kirkwood la 2,82 UA).

Suprafața Hygieia este alcătuită din material carbonic primitiv, similar cu cel găsit în condritele carbonice , deși cercetări spectroscopice ample efectuate de MA Barucci și colegii în 2002 nu au identificat o potrivire exactă pentru mineralele prezente pe asteroid în meteoriții colectați pe Earth., Deși Takahiro Hiroi și alții au raportat în 1996 o anumită corespondență cu proprietățile meteoritului Yamato 82162, [60] o condrită CI / CM. De asemenea, a fost detectată prezența mineralelor care ar fi fost modificate de interacțiunea cu apa lichidă; pe suprafața asteroidului în trecut, temperaturile ar fi putut fi atinse local astfel încât să conducă la lichefierea gheții care se presupune că este prezentă acolo. [12] Cu toate acestea, prezența materialului primitiv indică, de asemenea, că Hygiea nu s-a topit complet în timpul procesului de formare, [12] spre deosebire de alte planetesimale mari, cum ar fi Vesta.

Suprafaţă

În general, proprietățile Hygieia sunt cele mai puțin cunoscute dintre cele ale celor patru asteroizi majori ai centurii principale. Acest lucru este cu atât mai adevărat în ceea ce privește trăsăturile de suprafață ale asteroidului, chiar înainte ca Ceres și Vesta să se alăture misiunii Dawn.

Albedo-ul geometric a fost estimat la 0,066. [12] și 0,0717, [6] corespunzând unei reflectivități între 6,6% și 7,2% din lumina soarelui incidentă; asteroidul ar părea deosebit de întunecat pentru vederea noastră. Diverse observații au furnizat date spectroscopice contradictorii, care ar putea implica existența unor zone cu compoziție diferită la suprafață. [15] Observarea variațiilor corelate cu latitudinea de către Rivkin în 1997 a fost de asemenea raportată, confirmată de Mothé-Diniz și colegii săi în 2001. [15] Suprafața ar fi acoperită cu un strat de regolit cu o grosime mai mare de 8 cm. [40]

De fapt, suprafața asteroidului a fost rezolvată doar datorită observațiilor efectuate în 2017 și 2018 cu Telescopul foarte mare. Au fost identificate clar două cratere , cu diametre de 180 ± 15 km și 97 ± 10 km . Pe de altă parte, nu ar exista un crater mare - similar cu craterul Rheasilvia de pe Vesta - care ar fi trebuit să se formeze în impactul care a originat familia Igea . Acest lucru sugerează că Hygiea ar fi putut fi supus unui proces de reînnoire a suprafeței. Impactul în sine ar fi putut fragmenta asteroidul care s-ar reagrega ulterior. Acest lucru ar putea justifica prezența unei porozități ridicate a straturilor cele mai superficiale și, în consecință, a valorii estimate pentru densitatea medie a asteroidului, ușor mai mică decât cea a lui Ceres. [5]

Statutul astronomic

Cei patru asteroizi principali ai centurii principale

În timp ce primii patru asteroizi care au fost descoperiți - Ceres (1801), Pallas (1802), Juno (1804) și Vesta (1807) - au fost considerați adevărate planete în prima jumătate a secolului al XIX-lea (cu unii astronomi care au continuat să ia în considerare până la sfârșitul secolului), descoperirea Hygieia a avut loc în anii în care clasificarea asteroizilor era deja în evoluție rapidă. [25] Din a doua jumătate a secolului al XIX-lea, asteroizii au început să fie tratați în principal colectiv, grupați pe baza caracteristicilor orbitale (de exemplu familii ) sau spectrale ( clase ), cu mai puțină atenție asupra obiectului unic. [61] Posibilitățile oferite de explorarea spațiului și capacitățile observaționale îmbunătățite de la sfârșitul secolului al XX-lea și începutul anilor 2000 , au produs o inversare parțială a tendinței care a afectat în principal asteroizii mai mari, pentru care face obiectul discuției includerea în noua categorie a planetelor pitice .

Comitetul pentru definirea planetei (comitetul pentru definirea unei planete) al Uniunii Astronomice Internaționale, care în 2006 a prezentat propunerea pentru noua definiție a unei planete aprobată ulterior, a luat în considerare posibilitatea clasificării Hygieia printre planetele pitice, dacă s-a constatat că suprafața asteroidului este modelată în principal de echilibru hidrostatic . [62] Observațiile din 2019 care au permis rezolvarea formei asteroidului par să sugereze de fapt că este posibil să fi ajuns la echilibrul hidrostatic și că trebuie plasat între planetele pitice. Dacă da, poate fi cea mai mică dintre ele. [63]

Notă

  1. ^ a b c 10 date Hygeia de pe site-ul MPC.
  2. ^ a b c Calculat .
  3. ^ a b 10 date Hygeia de pe site-ul web JPL.
  4. ^ Observațiile efectuate cu telescopul spațial Hubble au exclus că Hygieia ar putea avea sateliți cu un diametru mai mare de 16 km.
    A. Storrs și colab. , 1999.
  5. ^ a b c d e f g h i j k l P. Vernazza și colab . , 2019.
  6. ^ a b c d e f EF Tedesco și colab. , p. 1061 , 2002.
  7. ^ a b c R. Ragazzoni și colab. , p. 317 , 2000.
  8. ^ A b c d și (EN) Jim Baer, Determinări recente ale masei asteroizilor [ link rupt ] , pe home.earthlink.net , 2010. Accesat pe 10 august 2015 .
  9. ^ a b c d B. Carry , 2012.
  10. ^ Temperatura corpului negru .
    MA Barucci și colab. , p. 204 , 2002.
  11. ^ Temperatura punctului sub-solar.
    MA Barucci și colab. , p. 204 , 2002.
  12. ^ a b c d e f MA Barucci și colab. , 2002.
  13. ^ a b Calculat folosind JPL Horizons. Arhivat 20 iunie 2015 la Internet Archive.
  14. ^ a b c

    «Această descoperire mi-a dat dreptul de a-mi atesta public recunoștința față de cav. Capocci, care a fost întotdeauna generos cu ajutorul și sfaturile, oferindu-i sarcina de a-i da numele. Și Capocci a crezut că se numește Hygieia, Zeița sănătății, fiica lui Minerva și Aesculapius, de la care a extras simbolul, făcând aluzie la longevitatea căreia zeița a crezut a fi distribuitorul; ed al nome mitologico l'epiteto di Borbonica si aggiungeva, per rendere un devoto omaggio alla Dinastia felicemente regnante, e che ha fornito il nostro Osservatorio di preziosi e svariati strumenti adatti a sì delicate ricerche.»

    ( Annibale de Gasparis riportato negli Annali Civili del Regno delle Due Sicilie del 1852. )
    V. De Ritis , p. XVI , 1852.
  15. ^ a b c d MA Barucci et al. , p. 203 , 2002.
  16. ^ a b ( EN ) Moh'd Odeh, The Brightest Asteroids , su jas.org.jo , Jordanian Astronomical Society. URL consultato l'8 agosto 2015 ( archiviato il 3 novembre 2015) .
  17. ^ a b HC Schumacher , p. 391 , 1849.
  18. ^ a b c JR Hind , p. 126 , 1852.
  19. ^ a b V. Carruba et al. , 2014.
  20. ^ a b NS Chernykh , 1972.
  21. ^ ( EN ) Effemeridi per (10) Hygiea per il periodo dal 8 agosto 2015 al 9 agosto 2025 , su AstDyS-2, Asteroids - Dynamic Site , Dipartimento di Matematica, Università di Pisa. URL consultato l'8 agosto 2015 ( archiviato il 12 marzo 2016) .
  22. ^ Un tale strumento permette un guadagno di 4 magnitudini e mezzo all'osservatore, calcolato utilizzando la formula fornita da ( EN ) Dymock, Roger, Limiting Magnitude , in Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them , Springer, 2010, pp. 88-89, ISBN 1-4419-6438-X . URL consultato l'8 agosto 2015 ( archiviato il 6 ottobre 2013) .
  23. ^ V. De Ritis , pp. XV-XVII , 1852.
  24. ^de Gasparis, Annibale , in Dizionario biografico degli italiani , Roma, Istituto dell'Enciclopedia Italiana. URL consultato l'8 agosto 2015 . .
  25. ^ a b c ( EN ) Hilton, JL, When did asteroids become minor planets? , su aa.usno.navy.mil , US Naval Observatory, 16 novembre 2007. URL consultato l'8 agosto 2015 ( archiviato il 21 settembre 2007) .
  26. ^ V. De Ritis , p. XVI , 1852.
  27. ^ AO Leuschner , pp. 170-171 , 1922.
  28. ^ C. Bruhns , 1856.
  29. ^ a b c ( EN ) James L. Hilton, Asteroid Masses and Densities ( PDF ), in William Frederick Bottke (a cura di), Asteroids III , University of Arizona Press, 2002, pp. 103-112, ISBN 978-0-8165-2281-1 . URL consultato il 9 agosto 2015 (archiviato dall' url originale il 19 agosto 2008) .
  30. ^ EJ Stone, Approximate relative Dimensions of Seventy-one of the Asteroids (Extract of a letter from Prof. Madler) , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 27, 1867, pp. 302-303.
  31. ^ ( 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 ( archiviato il 27 febbraio 2018) .
  32. ^ a b ( EN ) A. Carusi, E. Massaro,Statistics and mapping of asteroid concentrations in the proper elements space , in Astronomy and Astrophysics Suppl. , vol. 34, 1978, pp. 81-90. URL consultato il 12 agosto 2015 .
  33. ^ H. Scholl et al. , 1987.
  34. ^ G. Michalak , 2001.
  35. ^ Yu. A. Chernetenko, OM Kochetova , 2002.
  36. ^ SR Chesley et al. , 2005.
  37. ^ J. Baer et al. , 2011.
  38. ^ DA Allen , 1971.
  39. ^ ( EN ) LA Lebofsky et al. , Submillimeter observations of the asteroid 10 Hygiea , in Icarus , vol. 63, n. 2, 1985, pp. 192-200, DOI : 10.1016/0019-1035(85)90003-X .
  40. ^ a b KJ Johnston et al. , pp. 338-340 , 1989.
  41. ^ a b c d MJ López-González, E. Rodríguez , 2000.
  42. ^ T. Michalowski et al. , 1991.
  43. ^ A. Erikson, P. Magnusson , 1993.
  44. ^ {| class="wikitable" ! Stella !! Data di occultazione |- style="text-align:center" || HD 120984 || 8 agosto 1983 |- style="text-align:center" || SAO 183401 || 8 ottobre 1983 |- style="text-align:center" || - || 9 febbraio 1987 |- style="text-align:center" || BD +06 2274 || 8 marzo 1988 |- style="text-align:center" || HD 79104 || 9 novembre 1997 |} Si veda: ( EN ) David Dunham et al. , Summary of observed asteroidal occultations ( TXT ), su World Asteroidal Occultations , 10 ottobre 1998. URL consultato il 9 agosto 2015 ( archiviato il 4 marzo 2016) .
  45. ^ A. Storrs et al. , 1999.
  46. ^ qui
    L'immagine di Igea può essere consultata Archiviato il 2 ottobre 2015 in Internet Archive .. URL consultato il 12 agosto 2015.
  47. ^ T. Mothé-Diniz et al. , 2001.
  48. ^ CT Russell et al. , pp. 200-201 , 2007.
    ( EN ) Mark V. Sykes, PSI Proposes a Distant Asteroid Mission ( PDF ), in Planetary Science Institute Newsletter , vol. 7, n. 2, 2006, pp. 1-2. URL consultato l'11 agosto 2015 ( archiviato il 24 settembre 2015) .
  49. ^ ( EN ) P. Vernazza, P. Lamy, Investigation of the interior of primordial asteroids and the origin of the Earth's water: The INSIDER space mission ( PDF ), in K. Muinonen et al. (a cura di), Asteroids, Comets, Meteors 2014. Proceedings of the conference held 30 June - 4 July, 2014 in Helsinki, Finland . URL consultato l'11 agosto 2015 ( archiviato il 23 settembre 2015) .
  50. ^ P. Ulivi, DM Harland , p. 431 , 2014.
  51. ^ Dai Close-Approach Data forniti per Cerere Archiviato il 7 ottobre 2020 in Internet Archive . dallo Small-Body Database del JPL. URL consultato il 12 agosto 2015.
  52. ^ Dai Close-Approach Data forniti per Pallade Archiviato il 6 ottobre 2020 in Internet Archive . dallo Small-Body Database del JPL. URL consultato il 12 agosto 2015.
  53. ^ a b ( EN ) G. Faure, Description of the System of Asteroids , su astrosurf.com . URL consultato il 15 marzo 2007 (archiviato dall' url originale il 2 febbraio 2007) .
  54. ^ Dai Close-Approach Data forniti per Igea Archiviato il 5 novembre 2020 in Internet Archive . dallo Small-Body Database del JPL. URL consultato il 13 agosto 2015.
  55. ^ M. Kaasalainen et al. , pp. 372, 376 , 2002.
  56. ^ ( EN ) Gradie, J., Tedesco, E., Compositional structure of the asteroid belt ( PDF ), in Science , vol. 216, n. 25, 1982, pp. 1405-1407, DOI : 10.1126/science.216.4553.1405 . URL consultato il 3 ottobre 2011 .
  57. ^ ( EN ) J.-M. Petit, Morbidelli, A. , The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt ( PDF ), in Icarus , vol. 153, n. 2, 2001, pp. 338–347, DOI : 10.1006/icar.2001.6702 . URL consultato il 9 settembre 2011 ( archiviato il 21 febbraio 2007) .
  58. ^ ( EN ) Patrick Moore, Robin Rees, Patrick Moore's Data Book of Astronomy , 2ª ed., Cambridge University Press, 2011, p. 165 , ISBN 978-1-139-49522-6 .
  59. ^ ( EN ) MPC, Perturbing Bodies , su minorplanetcenter.net . URL consultato il 13 febbraio 2021 ( archiviato il 30 gennaio 2021) .
  60. ^ T. Hiroi et al. , 1996.
  61. ^ Curtis Peebles, Asteroids: a history , Smithsonian Institution Press, 2000, ISBN 1-56098-389-2 .
  62. ^ ( EN ) David A. Weintraub, Is Pluto a Planet?: A Historical Journey through the Solar System , Princeton University Press, 2014, p. 238, ISBN 978-1-4008-5297-0 .
  63. ^ Un telescopio dell'ESO rivela quello che potrebbe essere il pianeta nano più piccolo del Sistema Solare , su eso.org , 28 ottobre 2019. URL consultato il 28 ottobre 2019 ( archiviato il 28 ottobre 2019) .

Bibliografia

Libri

Articoli scientifici

Altri progetti

Collegamenti esterni

V · D · M
L'asteroide 4 Vesta

Precedente: 9 Metis Successivo: 11 Parthenope


Pianeti nani CererePlutoidi : Plutone ( ) · Haumea ( ) · Makemake ( ) · Eris ( )
Raggruppamenti asteroidali VulcanoidiNEA ( Apollo · Aten · Amor ) • Fascia principale • Planetosecanti ( Mercurio · Venere · Terra · Marte · Giove · Saturno · Urano · Nettuno ) • Troiani ( della Terra · di Marte · di Giove · di Nettuno ) • CentauriTNO ( Fascia di KuiperPlutini · Cubewani · Twotini – · Disco diffuso ) • Gruppi e famiglie ( Famiglie collisionali )
Classi spettrali Tholen : B · F · G · C · S · X · M · E · P · A · D · T · Q · R · VSMASS : C · B · S · A · Q · R · K · L · X · T · D · Ld · O · V
Altro Asteroidi principaliLista completaSatelliti asteroidaliAsteroidi binariFamiglie asteroidali
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 10 ottobre 2015 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue