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

433 Eros

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Eros
(433 Eros)
Eros - PIA02923.jpg
433 Eros fotografiat de sonda NEAR Shoemaker a NASA.
Descoperire 13 august 1898
Descoperitor Carl Gustav Witt
Clasificare Asteroid Amor ,
aerosecante
Clasa spectrală S [1]
Denumiri
alternative
1898 DQ; 1956 PC
Parametrii orbitali
(la momentul respectiv JD 2455000.5
(18 iunie 2009) [1] )
Axa semi-majoră 218 155 000 km
( 1.458 au )
Periheliu 169 548 000 km
( 1.133 au )
Afelion 266 762 000 km
( 1.783 au )
Perioadă orbitală 643.246 de zile
(1,76 ani )
Viteza orbitală 24,36 km / s (medie)
Înclinare
pe ecliptică
10,830 °
Excentricitate 0,223
Longitudine de
nod ascendent
304,376 °
Argom. a periheliului 178,707 °
Anomalie medie 191,790 °
Par. Tisserand (T J ) 4.582 ( calculat )
MOID de la sol 0.149489 au [1]
Sateliți Nu
Inele Nu
Date fizice
Dimensiuni 34,4 × 11,2 × 11,2 km [2] [3]
Diametrul mediu 16,84 ± 0,06 km [3]
16,92 ± 0,04 km [4]
Suprafaţă 1 125 ± 15 km² [4]
Volum 2 503 ± 25 km³ [3]
2.535 ± 20 km³ [4]
Masa
(6.687 ± 0.003) × 10 15 kg [3]
Densitate medie (2,67 ± 0,03) × 10 3 kg / m³ [3]
(2,64 ± 0,02) × 10 3 kg / m³ [4]
Accelerare de greutate la suprafață 0,0021 ÷ 0,0055 m / s² [3]
Viteza de evacuare 3,1 ÷ 17,2 m / s [3]
Perioada de rotație 0,2194 zile [5]
(5 h 16 min)
Înclinarea axială 89 [6]
AR polul nord 11,3692 ± 0,003 ° [5]
Declinaţie 17.2273 ± 0,006 ° [5]
Temperatura
superficial
−227 K (medie)
Albedo 0,25 [1]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. de la +7,1 la +15. [7]
Magnitudine abs. 11.16 [1]

Eros (formal 433 Eros , din grecescul Ἔρως) este un asteroid al sistemului solar . A fost descoperit la 13 august 1898 de Auguste Charlois și Carl Gustav Witt , independent. Numele său provine din divinitatea iubirii din mitologia greacă . [8]

Orbita sa o aduce periodic foarte aproape de Pământ : are un periheliu de 1.1 au și, prin urmare, este un asteroid aproape de Pământ , o categorie destul de mare care include asteroizi a căror orbită se apropie sau o intersectează pe cea a Pământului; mai precis, Eros este un asteroid tipic Amor . Din punct de vedere chimic, este clasificat ca un asteroid de tip S , adică compus în principal din silicați .

Are o formă neregulată cu dimensiuni de 34,4 × 11,2 × 11,2 km. [2] [3] Are o îngustare centrală caracteristică: dacă este văzută de la poli, seamănă cu o banană sau cu o arahide americană . Masa sa de 6.687 × 10 15 kg . [3] reprezintă aproximativ o zecimilionime din masa lunară . Suprafața, de culoare maro-aurie, apare puternic craterată: craterele mai mari ating dimensiuni comparabile cu cele ale lui Eros însuși. [9] Imaginile de înaltă rezoluție relevă prezența unui strat de regulit care acoperă Eros în toate părțile sale, a căror grosime este estimată a fi între 10 și 100 m. [10]

Dintre obiectele sistemului solar de mărimea sa, Eros a fost cel mai observat. [11] [12] Din punct de vedere istoric, observațiile sale au fost relevante pentru determinarea valorii paralelei solare (și, în consecință, a unității astronomice ) și a masei sistemului Pământ-Lună. [8] [13] Este primul asteroid în jurul căruia a orbitat o sondă spațială și pe care a aterizat o sondă spațială : de fapt, NEAR Shoemaker al NASA , după ce a intrat pe orbită pe 14 februarie 2000 , a aterizat pe 12 februarie 2001 pe suprafața asteroidului, unde a efectuat analize chimice ale solului. [14]

Observare

Erosul este un obiect care nu este foarte luminos în medie, care menține magnitudini între al doisprezecelea și al cincisprezecelea pentru perioade de câțiva ani. [7] În timpul apropierilor periodice de Pământ (zece pe secol), [1] opoziția poate atinge magnitudini între octavă și a noua. [7] [15] În opoziții și mai rare, care apar la fiecare 81 de ani - ultima a avut loc în 1975 și următoarea va avea loc în 2056 [1] - Eros atinge magnitudinea +7,1, [7] , devenind mai strălucitor decât Neptun și centura principală asteroizi, cu excepția a 4 Vesta și, rareori, 2 Pallas și 7 Iris .

În opoziție, asteroidul pare să se oprească, dar, spre deosebire de ceea ce se întâmplă în mod normal pentru un corp în conjuncție heliocentrică cu Pământul, mișcarea sa aparentă nu devine niciodată retrogradă . [16] La momentul descoperirii sale, Eros era singurul obiect din afara Pământului care prezenta un astfel de comportament, manifestat mai târziu și de alți asteroizi din apropierea Pământului. Perioada sa sinodică de 845 de zile pe Pământ este una dintre cele mai lungi dintre cele posedate de corpurile sistemului solar. [16]

Istoria observațiilor

Descoperire

Carl Gustav Witt , descoperitorul lui Eros.

Descoperirea lui Eros a fost atribuită lui Carl Gustav Witt , [17] care l-a fotografiat în noaptea de 13 august 1898 de la observatorul din Berlin al asociației astronomice Urania ( Urania Sternwarte Berlin ), ca obiect de magnitudine 11, în timp ce efectua măsurători astrometrice. de precizie a poziției asteroidului 185 Eunike , dobândind o imagine a unei zone centrate pe steaua β Aquarii cu o expunere de două ore. [8] Cu toate acestea, imaginile asteroidului au fost, de asemenea, colectate în aceeași noapte de Auguste Charlois de la Observatorul de la Nisa, dar datele au fost publicate de el doar la câteva zile după Witt: în timp ce Charlois însuși a fost învinuit pentru întârziere, cine a fost reproșat că nu a verificat plăcile fotografice în zilele imediat următoare nopții de expunere - 14 august, care a căzut duminică și 15, zi de sărbătoare [17] - cauza întârzierii s-a datorat probabil unui tehnician telescop cu probleme, care nu reușise să anuleze efectul mișcării Pământului, producând imagini mai puțin clare. Această circumstanță, descoperită în 2002 , a însemnat că astăzi descoperirea independentă este recunoscută astronomului francez. [18]

În mai puțin de două săptămâni, Adolf Berberich a calculat o orbită preliminară, care a făcut posibilă notarea singularității asteroidului față de toate celelalte cunoscute atunci: la periheliu , obiectul ar fi fost, de fapt, pe orbita lui Marte . [8] Observațiile ulterioare, combinate cu identificarea imaginilor de pre-descoperire colectate de Harvard College Observatory încă din 1893, [19] au permis determinarea orbitei cu o precizie mai mare și descoperirea faptului că asteroidul din 1894 se apropia de Pământ: [ 8] a fost descoperit astfel primul asteroid din apropierea Pământului .

Numele Eros a fost ales de Witt și Berberich cu referire la zeul grec al iubirii, încălcând tradiția pe care o văzuse până atunci atribuind nume de femei asteroizilor. [8]

Observații ulterioare

O altă imagine a lui Eros realizată de sonda NEAR Shoemaker.

În timpul abordărilor periodice ale Eros către planeta noastră, care corespund unor condiții de observație deosebit de favorabile, asteroidul a făcut obiectul unor campanii de observare vizate - inclusiv a celor internaționale. Primul dintre acestea a avut loc în perioada de doi ani 1900 - 1901 . [20] și cu acea ocazie, Comité International Permanent pour l'Exécution Photographique de La Cartes du Ciel a elaborat un plan de lucru - la care s-au alăturat 58 de observatoare astronomice din diferite națiuni - cu scopul de a măsura paralaxa solară (și, prin urmare, de a determina distanța medie a Pământului de Soare sau de unitatea astronomică ) prin măsurători ale poziției Eros. [21]

Profitând de faptul că asteroidul era în opoziție (ajuns la 30 octombrie 1900), [21] am procedat prin măsurarea unghiului subtins de joncțiunile dintre Eros și punctele de observație de pe Pământ. Distanța asteroidului de Pământ a fost deci determinată cu relații trigonometrice simple: de fapt, măsurătorile au permis să se cunoască valorile unghiurilor interne ale triunghiului care are asteroidul la vârfurile sale și, de exemplu, două puncte de pe Pământ (era cunoscută și lungimea liniei de legătură dintre colonul de pe Pământ). [22] Triunghiul care avea Pământul, Soarele și 433 Eros la vârfuri a fost apoi luat în considerare: distanța Pământ-asteroid fusese măsurată; cunoscută perioada orbitei de 433 Eros, distanța Soare-asteroid ar putea fi dedusă din a doua lege a lui Kepler ; prin urmare, a fost posibil să se determine distanța medie a Pământului de la Soare, găsind pentru aceasta o valoare de 149 504 000 km (valoarea obținută prin măsurători radar moderne este 149 597 870 , 66 km ). [22] Rezultatele au fost publicate de Arthur Hinks în 1910 . [23] Metoda poate fi în principiu utilizată cu orice al treilea corp, [24] cu toate acestea, pentru ca măsurătorile unghiulare să fie cât mai precise, al treilea corp trebuie să fie aproape de Pământ. De aici și avantajul utilizării unui asteroid precum Eros. [22] [25] . [26] [27]

O a doua campanie internațională care vizează determinarea unei mai bune aproximări a paralaxei solare a fost organizată în 1930 - 1931 de Comisia Solar Parallax a Uniunii Astronomice Internaționale . [28] Cu acea ocazie, asteroidul a ajuns la o distanță de aproximativ 0,178 au de pe Pământ, mult mai puțin decât cu ocazia anterioară. [1] Rezultatele au fost publicate în 1941 de Harold Spencer Jones . [29]

Animație de rotație de 433 Eros.

Mai mult, în 1901 astronomul francez Charles André înregistrase variații periodice ale luminozității lui Eros și propusese ca obiectul să fie format din două nuclee în formă de „ gantere gimnastice ”. [30] [31] În 1931 , astronomii sud-africani van den Bos și Finsen au descris forma asteroidului ca „opt”, au măsurat perioada de revoluție în 5 ore și 17 minute [32] și și-au estimat diametrul în 23 km (foarte aproape de valoarea reală a 21 km ). [33] În această perioadă, în plus, tehnica curbelor de lumină a fost aplicată și rafinată pe Eros pentru determinarea perioadei de rotație și a direcției axei de rotație a unui asteroid. [33]

Orbita urmată de asteroid o face, de asemenea, deosebit de potrivită pentru determinarea masei sistemului Pământ-Lună, evaluând variațiile produse în mișcarea sa prin întâlniri strânse cu sistemul. De fapt, orbita pe care fiecare obiect o parcurge în jurul Soarelui este perturbată de acțiunile gravitaționale ale planetelor majore. Pentru a determina masa unei planete comparând orbita reală a unui obiect eșantion cu cea prezisă pentru același obiect de mecanica Kepleriană , este necesar ca orbita parcursă de obiect să fie cunoscută cu precizie adecvată și că acțiunile gravitaționale ale perturbarea exercitată de planetă ajunge la o entitate apreciabilă, adică din moment ce sunt invers proporționale cu pătratul distanței, [34] că obiectul eșantion este suficient de aproape de planeta a cărei masă urmează să fie determinată. [35] Eros îndeplinește ambele cerințe, deoarece el a fost cel mai studiat obiect al sistemului solar de mărimea sa. [11] [12] este observabilă de pe Pământ în fiecare punct al orbitei sale și efectuează abordări periodice către planeta noastră. [13]

Eduard Noteboom, [36] în 1921, a fost primul care a efectuat astfel de calcule, pe baza observațiilor făcute în perioada dintre 1893 și 1914; Witt le-a repetat în 1933, folosind observații pe o perioadă mai mare, efectuate între 1893 și 1931. În cele din urmă, o a treia valoare a fost propusă de Eugene Rabe în 1950, folosind observațiile colectate în perioada cuprinsă între 1926 și 1945 și revizuită în 1967 de Rabe. el însuși și Mary Parmenter Francis. De atunci, pentru a îmbunătăți în continuare estimarea masei sistemului Pământ-Lună, a fost mai convenabil să apelăm la sondele spațiale . [8] [13]

Emisfera sudică a Erosului realizată de sonda NEAR Shoemaker.

În perioada de doi ani 1974 - 1975 a fost, prin urmare, subiectul unei a treia campanii de observare, cu ocazia unei abordări deosebit de strânse a Pământului, ale cărei rezultate au fost publicate în numărul din mai 1976 al revistei Icarus . [11] Erosul a fost observat în vizibil , în infraroșu și prin instrumente radar; albedo (egal cu 0,19 ± 0,01 ), dimensiunea (13 × 15 × 36 km³ ), perioada de rotație (5 ore 16 minute și 13,4 secunde) și direcția axei de rotație. [12] Au fost căutate indicii privind compoziția sa, [37] [38] în timp ce observațiile în infraroșu au dezvăluit prezența la suprafață a unei stări de regulit asemănătoare lunii. [39]

La 23 ianuarie 1975, Statele Unite au observat, de asemenea, ocultarea de către Eros a stelei emin Geminorum (cu magnitudinea 3,73), singura dintre care există urme istorice. [40]

În anii optzeci și nouăzeci , Eros a făcut obiectul unor noi observații, inclusiv radar, menite să-i determine mărimea și forma cu o mai mare precizie [11] și, mai general, să adune cât mai multe informații în vederea misiunii de asteroid din apropierea Pământului Întâlnire pe care NASA o va lansa în 1996.

În ianuarie 2012 Eros a trecut din nou în apropierea Pământului, ajungând la o distanță comparabilă cu cea atinsă în 1931 [1] și, de asemenea, cu această ocazie a făcut obiectul observațiilor. [41]

Misiuni spațiale

O altă animație a rotației de 433 Eros.

În 1996, NASA a lansat nava spațială Near Earth Asteroid Rendezvous , redenumită ulterior NEAR Shoemaker, dezvoltată pentru a efectua studiul prelungit al unui asteroid din apropierea Pământului. [14] Constrângerile delta-v impuse în transferul orbital de specificațiile de proiectare, au plasat o misiune la Eros la limita de fezabilitate, în comparație cu alte obiective mai apropiate de Pământ, cum ar fi 1943 Anteros , 3361 Orpheus și 4660 Nereus , inițial preferate. Erosul a fost totuși considerat mai interesant și a fost atins datorită identificării unui plan de zbor adecvat - calculat de Robert W. Farquhar - care prevedea o manevră gravitatională de prindere cu Pământul și permitea, de asemenea, survolul asteroidului 253 Mathilde din centura principală . [42]

În orice caz, misiunea era în pericol de eșec atunci când, în momentul primei manevre de întâlnire cu Eros, a apărut o problemă de control al atitudinii care a dus la pierderea contactului cu sonda timp de 27 de ore. [43] Aceasta a întârziat întâlnirea preconizată cu asteroidul cu aproximativ un an, până la 14 februarie 2000 , când nava spațială a intrat cu succes pe orbită. [44]

NEAR Shoemaker a orbitat în jurul Erosului pe orbite progresiv mai înguste până la o rază de 35 km - atât în ​​planul polar al asteroidului, cât și în planul ecuatorial - și efectuând survoluri de pășunat atingând o distanță minimă de 2- 3 km de la suprafață. El a cartografiat suprafața și i-a identificat formațiunile geologice, a permis măsurători gravimetrice și a efectuat analiza compoziției asteroidului prin spectrometre cu infraroșu și cu raze X. [45] La 12 februarie 2001, cu două zile înainte de încheierea inițială a misiunii, a fost încercată o coborâre controlată la suprafață, care a dus la aterizarea sondei în apropierea craterului Himeros - lângă „șa” asteroidului. Spre surprinderea controlorilor de misiune înșiși, sonda era încă operațională și pentru următoarele șaisprezece zile s-au făcut măsurători ale compoziției solului la locul de aterizare cu spectrometrul cu raze gamma, care s-a dovedit ineficient în observațiile efectuate de pe orbită. [46] Misiunea s-a încheiat la 28 februarie următoare. [46]

Parametrii orbitali și de rotație

Orbita a 433 Eros, în comparație cu cea a Pământului și Marte.

433 Eros orbitează la o distanță medie de Soarele de 217,5 milioane km , egal cu aprox 1,5 au și finalizează o revoluție în jurul stelei în 643.246 de zile , egală cu 1,76 ani . Orbita este înclinată cu 10.830 ° față de planul eclipticii ; datorită excentricității sale egale cu 0,223, distanța dintre planetă și Soare variază cu aproximativ 276 milioane de kilometri între cele două abside : periheliul , punctul orbitei în care are loc cea mai apropiată apropiere de Soare, este la 1,113 au de stea, în timp ce afeliul , punctul orbitei în care există distanța maximă de Soare, se află la 1.783 au . [1] Prin urmare, orbita lui Eros este întotdeauna externă celei a Pământului - calificându-l ca un asteroid Amor , în timp ce îl traversează pe cel al lui Marte . Distanța minimă dintre orbita Eros și cea a Pământului ( Distanța minimă de intersecție a orbitei, MOID) este egală cu 0.148532 au . O valoare apropiată a fost atinsă în 1975 și va fi atinsă din nou în 2056 în timpul uneia dintre abordările periodice ale Erosului către planeta noastră. [1]

Un obiect poate rămâne pe o orbită precum cea parcursă de Eros cel mult zece milioane de ani, [47] înainte de a fi perturbat de interacțiunile gravitaționale cu planetele sistemului solar. Unele simulări efectuate de P. Michel și colegii săi sugerează că Eros poate deveni un asteroid geosecant în termen de două milioane de ani și identifică o probabilitate diferită de zero ca Eros să se ciocnească în cele din urmă cu planeta noastră. [48]

Eros finalizează o rotație în 5,27 ore; [5] axa sa de rotație , înclinată cu 89 ° față de planul orbital , este supusă unei mișcări de nutare care generează oscilații care ajung la 55 " (pentru comparație, amplitudinea nutării terestre este de ordinul 2") în direcția perpendiculară pe planul orbital; mișcarea de precesiune la care este supusă este totuși de 2,84 "pe an. [6]

Formare

Diferite indicii indică faptul că Eros este fragmentul unui corp preexistent. [49] Este, de asemenea, puțin probabil că s-ar fi putut forma în apropierea orbitei actuale, în populația obiectului apropiat de Pământ (NEO) - instabilă pentru perioade de timp care depășesc zece milioane de ani [47] - dar, conform formării solare sistem , s-ar fi putut forma în porțiunea interioară a centurii principale , dominată de asteroizi de tip S, [50] din care împarte compoziția. Eros ar fi putut părăsi centura principală în urmă cu aproximativ 16 milioane de ani. [47] Unii astronomi italieni cred, de asemenea, că au identificat - din studii de dinamică orbitală și analize spectroscopice - celelalte fragmente ale corpului progenitor al Erosului din familia Maria . [51]

Prezența unui câmp magnetic nu a fost detectată pe Eros, care, dacă este prezent, ar trebui să fie mai mică decât limita de sensibilitate a magnetometrului de la bordul sondei NEAR Shoemaker: 4 nT . Acest lucru s-ar putea explica prin faptul că asteroidul, în procesul său de formare, nu ar fi trecut niciodată printr-o fază lichidă. [52]

Caracteristici fizico-chimice

Masă și dimensiuni

Comparația dimensiunilor Vesta , Ceres și Eros.

Eros este al doilea asteroid din apropiere ca mărime, după 1036 Ganymed . [53] Are o formă neregulată care seamănă cu o banană uriașă dacă este observată din direcția stâlpilor, [54] sau a unei arahide , datorită îngustării din zona centrală, denumită „șa” (șa în engleză ). Poate fi descris aproximativ de un elipsoid cu dimensiuni de 34,4 × 11,2 × 11,2 km, care corespunde unui diametru mediu de 16,84 ± 0,06 km . [3] Ocupă un volum de aproximativ 2 500 km³ și suprafața sa se extinde pentru aprox 1 125 km² . [4]

Măsurătorile radiometrice efectuate în timpul misiunii NEAR Shoemaker au făcut posibilă determinarea exactă a masei Eros, egală cu (6.687 ± 0.003) × 10 15 kg , [3] aproximativ o zece milionimi din masa lunară . Prin compararea acestei valori cu volumul său, o densitate de 2 670 ± 30 kg / m³ , [3] aproape de cea a scoarței terestre . [55] Deoarece Eros nu are o formă sferică, gravitația de pe suprafața sa variază de la punct la punct între 2.1 și 5,5 mm / s2 ; de fapt, depinde de distanța locală față de centrul de greutate al asteroidului. Viteza de evacuare la suprafață - corelată cu valoarea accelerației locale a gravitației și cu valoarea locală a accelerației centripete datorită mișcării de rotație a asteroidului - poate varia între 3,1 și 17,2 m / s . [56]

Compoziţie

Un fragment al meteoritului NWA 869, o condrită obișnuită .

Spectroscopic, Eros poate fi clasificat printre asteroizii de tip S (IV) , [57] [58] unde IV este un indicator, pe o scară de la I la VII introdusă de Gaffey și colab. în 1993, [59] din conținutul de olivine și ortopiroxeni prezenți la suprafață. În special, asteroizii din grupa IV prezintă o variabilitate ridicată a raportului dintre olivine și ortopiroxeni săraci în calciu ( silicați feroși ), fiind asociați cu condrite obișnuite. [59] În cazul specific Eros, observațiile efectuate în infraroșu de pe Pământ au condus la convingerea că o față a asteroidului era mai bogată în olivine și avea caracteristici care îl asociau cu asteroizii S (II), în timp ce cealaltă de piroxeni, cu caracteristici similare asteroizilor S (V). Clasificarea spectrală a Eros ar fi deci derivată dintr-o echilibrare a celor două suprafețe. [60]

Observațiile efectuate cu spectrograful în infraroșu (NIS) la sonda NEAR Shoemaker au dezvăluit o uniformitate mai mare în compoziția suprafeței, cu unele excepții reprezentate de zone în apropierea unor cratere de impact . [61] Spectrul colectat de instrument prezintă două benzi mari de absorbție aproape de 1 e 2 uM , care au fost asociate cu prezența mineralelor mafice precum olivina și piroxenul, cu o abundență măsurată ca raportul ortopirosseni (.opx) de olivină și ortopirosseni (ol + .opx) de 42 ± 4%. [62] Cu toate acestea, savanții cred că pot distinge prezența a cel puțin alte trei specii minerale, pentru care doar una dintre acestea ar avea suficiente date pentru identificarea acesteia. [63] S-a sugerat, de fapt, că clinopiroxenele bogate în calciu pot fi prezente și sub formă de diopsid sau augită , a căror prezență este detectată și în condritele H, L și LL cu procente de 12, 17 și Respectiv 19%. [64] O îmbunătățire a cunoștințelor privind compoziția Eros poate proveni în cele din urmă dintr-o mai bună înțelegere a funcționării instrumentului și, în consecință, dintr-o mai bună calibrare a datelor colectate. [65]

Compoziție elementară [66]
Relația dintre
abundenţă. [67]
XRS GRS Chondriti
comun
Mg / Da 0,85 ± 0,11 0,75 0,80
Al / Da 0,068 ± 0,022 - 0,064
D / Da <0,05 - 0,11
Ca / Da 0,077 ± 0,006 - 0,071
Fe / Da 1,65 ± 0,27 0,80 1.0 (LL)
1.2 (L)
1,6 (H)
Fe / O - 0,28 0,5 ÷ 0,8
Da / O - 0,61 0,5
K (% în greutate) - 0,07 0,08

NEAR Shoemaker a colectat, de asemenea, date despre compoziția elementară a Eros prin spectrometre cu raze X și gamma . Estimat ca raport elementar față de siliciu, în măsurătorile efectuate pe întreaga suprafață prin spectrometrul cu raze X (XRS), s-a constatat că este similară în unele moduri cu cele ale condritelor obișnuite (în valorile Fe / Si, Al / Si și Mg / Da), dar cu o cantitate mai mică de sulf. [68] Cu toate acestea, nu este posibil să știm dacă aceasta este limitată la aproximativ zece μm din suprafață (corespunzătoare puterii de penetrare a instrumentului) sau dacă rămâne și în interiorul asteroidului. Spectrometrul cu raze gamma (GRS), pe de altă parte, a furnizat date valabile numai atunci când sonda a fost plasată la suprafață, după ce a supraestimat gama sa. Măsurătorile sunt, prin urmare, limitate la aproximativ un metru cub de Eros. Instrumentul a detectat valori ale abundenței potasiului și ale raporturilor Mg / Si și Si / O comparabile cu cele măsurate în condrite, dar un conținut mai mic de fier în raporturile Fe / Si și Fe / O. [69]

O primă problemă ridicată de aceste date se referă la deficitul de sulf la suprafață. Au fost ipotezate cel puțin trei mecanisme care l-ar putea justifica, dintre care cel mai probabil este că elementul s-a pierdut în spațiu ca urmare a bombardamentului de radiații și micrometeoriți suferit de suprafața însăși ( intemperii spațiale ). [70] Cealaltă întrebare deschisă este discrepanța valorilor raportului Fe / Si măsurate de cele două instrumente; cea mai probabilă ipoteză este că aceasta derivă dintr-o segregare a fierului din silicați din regulit. [70] În cele din urmă, în ansamblu, observațiile nu permit asocierea Erosului cu o subclasă specifică de condrite obișnuite și au apărut îndoieli cu privire la reprezentativitatea efectivă a regulitului compoziției generale a asteroidului. [71]

433 Se presupune că Eros conține mai mult aur , argint , zinc , aluminiu și alte metale decât au fost sau vor fi extrase vreodată din nivelurile mai superficiale ale scoarței terestre. [72]

Structura interna

Harta topografică a Erosului care ia în considerare și măsura locală a gravitației. Cele mai înalte zone cu roșu, cele mai mici cu albastru. [73]

Eros este un corp cu o structură internă esențial uniformă, așa cum sugerează distribuția câmpului său gravitațional și faptul că centrul de masă aproape coincide cu centrul figurii. Cu toate acestea, are o densitate ușor mai mică decât cea a condritelor obișnuite (OC) - în medie egală cu 3 400 kg / m³ - și acest lucru sugerează că are o porozitate macroscopică semnificativă, estimată între 21% și 33%. Acest lucru ar fi în concordanță cu o istorie de impact care ar fi fracturat puternic, dar nu dezintegrat, asteroidul, pe suprafața căruia este posibil să se identifice structuri care prezintă o coerență ridicată; piesele ar fi rămas deci în cea mai mare parte în poziție sau ar fi suferit doar mici deplasări care ar duce în cele din urmă la crearea cavităților interne. [69] [74]

Buczkowski și colegii săi au susținut în 2008 că a fost posibil să citească diferite povești la suprafață pentru cele două capete ale lui Eros și au sugerat că asteroidul era compus din două părți în contact. [75] Crearea unei baze de date detaliate cu caracteristicile suprafeței Eros i-a determinat pe aceiași autori să își revizuiască ipotezele în 2009, având identificate structuri care, prezente la ambele capete ale asteroidului, ar susține ipoteza că Eros este un obiect compact. [76]

În cele din urmă, R. Greenberg consideră că este posibil să se identifice paralel cu Hinks Dorsum . [77] - recunoscută anterior ca o defecțiune de compresie - o venă de rocă care ar constitui o forță în structura internă a asteroidului, care ar fi putut proveni din corpul progenitor al Eros și ulterior s-ar fi menținut, rezistând acțiunii erozive a impactului. Această structură ar putea fi la originea formei alungite a asteroidului. [78]

Suprafaţă

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Suprafața Eros .
Suprafața lui Eros așa cum ar apărea aproximativ ochiului uman.

Le figure prominenti sulla superficie di Eros sono tre crateri d'impatto . [54] Il maggiore, Himeros , presenta un diametro di circa 11 km ed una profondità di 1,5 km e si trova sul lato convesso dell'asteroide. Sul suo bordo sud-occidentale si sovrappone il cratere Charlois . [79] di circa 7 km di diametro e profondo alcune centinaia di metri, chiaramente più giovane del precedente. Al suo interno si dispone uno strato di regolite non consolidato, relativamente profondo. [80] Infine, sul lato concavo è presente il cratere Psyche di circa 5 km di diametro e profondo 1 km. Il cratere è antico dal momento che sul suo bordo sono presenti ben quattro crateri di circa 1 km di diametro ciascuno e, poiché contiene materiale espulso nell'impatto che ha generato la Charlois Regio, è sicuramente precedente a essa. Non è tuttavia possibile stabilire se temporalmente ha preceduto o seguito Himeros, perché le loro superfici non raggiungono dimensioni tali da rappresentare un campione statisticamente significativo. [81]

Approfondendo l'indagine ad una risoluzione maggiore (compresa tra 1 km e 100 m), sulla superficie pesantemente craterizzata si sovrappongono creste e striature. [54] Lo Hinks Dorsum , [77] in particolare, che si estende per 18 km nell'emisfero settentrionale, potrebbe essere la manifestazione di una faglia molto estesa che trova una prosecuzione nelle Callisto Fossae , nella parte opposta dell'asteroide. [82] Come già detto, R. Greenberg l'interpreta viceversa come una struttura di forza e non di debolezza dell'asteroide. [78]

Immagine composta in falsi colori ottenuta con la fotocamera multispettrale che mostra le proprietà della regolite presente su Eros. [83]

Significativamente, il numero di crateri di piccole dimensioni (inferiori ai 100–200 m) è minore di quanto teoricamente atteso, analogamente a quanto osservato su Fobos e sugli altopiani lunari . È stato ipotizzato che ciò sia dovuto al moto della regolite - provocato dalla pendenza della superficie o dalle onde sismiche generate da un impatto astronomico - che avrebbe cancellato le tracce degli impatti di minori dimensioni. [84] Si ritiene, in particolare, di aver individuato nell'impatto che ha dato origine alla Charlois Regio la causa dell'assenza di crateri di piccole dimensioni (con diametro inferiore ai 500 m) da diverse aree che corrispondono complessivamente al 40% della superficie dell'asteroide. La degradazione della superficie sarebbe stata causata dall'energia sismica che, generata dall'impatto e propagatasi sotto forma di onde anche attraverso il corpo dell'asteroide, avrebbe determinato il crollo delle preesistenti strutture più piccole nelle regioni comprese entro una distanza di 9 km in linea retta dal punto dell'impatto. [85] La vastità dell'area superficiale che appare colpita dal fenomeno si spiega anche con la forma fortemente irregolare dell'asteroide che accentua l'effetto già ovvio per un corpo sferico: punti anche diametralmente opposti e con una distanza superficiale ben superiore ai 9km, possono trovarsi in linea retta ad una distanza inferiore a tale soglia. Il risultato complessivo è una distribuzione ineguale della densità di crateri sulla superficie. [85]
Lo stesso impatto avrebbe anche originato la maggior parte dei massi sparsi sulla superficie. [85] Tale produzione è stata spiegata come dovuta alla particolarità del sito dell'impatto, che, avvenuto sul bordo di un altro grande cratere, potrebbe aver raggiunto strati più profondi.

Sotto i 50 m, infine, i massi e le strutture associate al trasporto della regolite dominano la morfologia della superficie. [54] [86] Non si rilevano invece le tracce dell'affioramento di rocce del substrato. [87]

Regolite su 433 Eros, fotografata durante le ultime fasi dell'atterraggio della sonda NEAR Shoemaker sull'asteroide.

Lo strato superficiale apparirebbe all'occhio umano notevolmente uniforme, di colore bruno-dorato. Le principali anomalie nella colorazione sarebbero rappresentate da due tipologie di depositi, gli uni caratterizzati da valori elevati dell' albedo , individuati sulle pareti scoscese di alcuni crateri di grandi dimensioni e interpretati come dovuti all'affioramento di materiale del substrato meno alterato dallo space weathering (esposto a seguito di fenomeni di scorrimento dello strato superficiale); [88] gli altri, detti pond ( stagni ), orizzontali e dalla superficie levigata, che presentano una componente bluastra della colorazione più intensa rispetto al terreno circostante. [54] Questi ultimi sarebbero prodotti da materiale a grana fine che andrebbe a riempire crateri esistenti, livellandosi secondo una superficie equipotenziale locale. Basterebbe una profondità di 20 cm per dare le caratteristiche osservate. Il colore bluastro potrebbe essere conseguenza delle dimensioni dei grani, ma anche della segregazione di silicati dal ferro. I pond sarebbero composti prevalentemente dai primi, mentre il ferro avrebbe raggiunto una posizione di equilibrio a maggiore profondità. Ciò potrebbe anche spiegare le rilevazioni del GRS, essendo NEAR Shoemaker atterrata proprio in prossimità di un pond. [89] È stato ipotizzato che il materiale che costituisce i pond possa provenire dall'interno dell'asteroide [89] oppure - secondo un'ipotesi più recente - possa derivare dalla disgregazione dei massi causata dal ciclo termico. [90] È possibile che nelle zone direttamente illuminate dai raggi solari si raggiunga al perielio una temperatura superficiale di 100 °C ; mentre misure eseguite durante le ore notturne hanno indicato una temperatura vicina ai −150 °C . [91] L' escursione termica giornaliera sarebbe compresa tra 10 e 100 °C . [92]

Lo strato della regolite raggiunge uno spessore superiore almeno ai 10 m , [93] ma in alcuni punti potrebbe raggiungere anche i 100 m. [94] Questo supponendo che esista un'interfaccia netta tra la regolite stessa ed uno strato profondo di roccia di maggiore compattezza, interfaccia che potrebbe anche mancare; in tal caso la regolite superficiale degraderebbe verso blocchi di dimensioni sempre maggiori. [87]

Eros nella cultura

Quando Eros è stato scoperto era già stata introdotta la distinzione tra i pianeti e gli asteroidi (pianeti minori o pianetini). [95] Ciononostante, le sue peculiarità attirarono l'attenzione sia della comunità scientifica, sia dell'opinione pubblica: Eros, infatti, non solo era il primo oggetto a venir scoperto tra la Terra e Marte, ma effettuava periodici avvicinamenti al nostro pianeta. [33]

È probabile che Eros sia, dopo Cerere , il secondo asteroide più menzionato in opere letterarie e fantascientifiche.

L'asteroide compare per la prima volta in un'opera di fantascienza nel racconto in lingua inglese Our Distant Cousins (1929) dello scrittore irlandese Lord Dunsany , nel quale un aviatore avventuroso finisce sull'asteroide per un errore di navigazione nel suo viaggio di ritorno da Marte; Eros è un mondo vivo, ricoperto da boschi e abitato da animali simili a quelli terrestri, ma dalle dimensioni piccolissime. [96] Sarà poi ambientata su Eros la striscia a fumetti On the Planetoid Eros della serie Buck Rogers , pubblicata tra il 17 agosto ed il 2 dicembre del 1931 negli Stati Uniti .

Nel 1933, il futuro fisico Freeman Dyson , allora di nove anni, scrisse il racconto incompiuto Sir Phillip Robert's Erolunar Collision , in cui immagina una spedizione sulla Luna per osservare la collisione dell'asteroide con il satellite. [53] Il tema della possibile collisione ricorrerà anche successivamente. Così, nell'episodio Visitors from Outer Space della serie animata Space Angel , [97] quando Eros compare per la prima volta in televisione nel 1962; in Superman vs The Flash LCE edito tra ottobre e novembre del 1976 dalla DC Comics ; nel film tv Asteroid del 1997, [98] diretto da Bradford May e nel romanzo Evolution di Stephen Baxter , del 2003.

Ricorre anche la situazione, comune anche ad altri asteroidi, di vedere Eros come un'astronave aliena camuffata – accade nella serie di sei romanzi Dig Allen Space Explorer (1959–1962) di Joseph Greene [99] – o trasformato esso stesso in astronave, come nel romanzo La città degli Aztechi ( Captive Universe , 1969) di Harry Harrison [100] in cui l'asteroide è trasformato in una nave generazionale . [101]

Nell'episodio La figlia di Eros (1969), della striscia a fumetti britannica Jeff Hawke , l'asteroide è la sede di un avamposto di potenziali invasori alieni che pur di rimanere in incognito, riescono con metodi subdoli a farvi annullare una missione terrestre. [102]

Nel romanzo Il gioco di Ender (1985) di Orson Scott Card , la "Scuola di Comando" è situata su Eros, trasformato dagli alieni "Scorpioni" contro cui l'umanità è stata a lungo in guerra; [103] mentre ne L'intrigo Wetware ( Vacuum Flowers , 1987), di Michael Swanwick , Eros è circondato da uno sciame di stazioni spaziali . [104]

Eros compare nella serie televisiva statunitense The Expanse del 2015 come colonizzato e abitato dai "Belters", una fazione umana che vive di estrazione mineraria.

Note

  1. ^ a b c d e f g h i j k ( EN ) 433 Eros (1898 DQ) , su JPL Small-Body Database Browser , Jet Propulsion Laboratory , 13 settembre 2009 (ultima osservazione). URL consultato il 15 settembre 2009 .
  2. ^ a b ( EN ) Jim Baer, Recent Asteroid Mass Determinations ( TXT ), su home.earthlink.net , Sito web personale, 2008. URL consultato il 17 novembre 2011 (archiviato dall' url originale l'8 luglio 2013) .
  3. ^ a b c d e f g h i j k l Yeomans, DK; et al. , 2000.
  4. ^ a b c d e Robinson, MS; et al. , p. 1652 , 2002.
  5. ^ a b c d ( EN ) Miller, JK et al. , Determination of Shape, Gravity, and Rotational State of Asteroid 433 Eros ( abstract ), in Icarus , vol. 155, n. 1, 2002, pp. 3-17, DOI : 10.1006/icar.2001.6753 . URL consultato il 16 novembre 2011 .
  6. ^ a b ( EN ) Jean Souchay et al. , A precise modeling of Eros 433 rotation ( abstract ), in Icarus , vol. 166, n. 2, 2003, pp. 285-296, DOI : 10.1016/j.icarus.2003.08.018 . URL consultato il 16 novembre 2011 .
  7. ^ a b c d Calcolato utilizzando il JPL Horizons per il 24 febbraio 2014.
  8. ^ a b c d e f g Yeomans, Donald K. , pp. 417-418 , 1995.
  9. ^ Crateri meteoritici di dimensioni paragonabili all'oggetto sono stati osservati anche su altri oggetti asteroidali.
  10. ^ Robinson, MS; et al. , 2002.
  11. ^ a b c d ( EN ) Ostro, SJ, Rosema, KD; Jurgens, RF, The shape of Eros ( PDF ), in Icarus , vol. 84, n. 2, 1990, pp. 334-351, DOI : 10.1016/0019-1035(90)90042-8 . URL consultato il 7 marzo 2012 .
  12. ^ a b c ( EN ) B. Zellner, Physical properties of asteroid 433 Eros , in Icarus , vol. 28, 1976, pp. 149-153, DOI : 10.1016/0019-1035(76)90097-X .
  13. ^ a b c Rabe, E. , pp. 18-19 , 1971.
  14. ^ a b ( EN ) Near Earth Asteroid Rendezvous Mission (NEAR) , su near.jhuapl.edu , Applied Physics Laboratory, Università Johns Hopkins . URL consultato il 14 settembre 2009 .
  15. ^ Il 31 gennaio 2012 433 Eros è transitato a 0,179 UA (26,7 milioni di chilometri) dalla Terra, circa 70 volte la distanza della Luna dal nostro pianeta, raggiungendo la magnitudine visuale di +8,1. Nel prossimo avvicinamento, che si verificherà il 15 gennaio del 2019, Eros raggiungerà la nona magnitudine.
  16. ^ a b ( EN ) Walter Yust (a cura di), Eros , in Encyclopaedia Britannica: a new survey of universal knowledge. Volume 8 , Encyclopaedia Britannica, 1952, p. 695.
  17. ^ a b ( EN ) Hans Scholl, Schmadel, Lutz D., Discovery Circumstances of the First Near-Earth Asteroid (433) Eros ( abstract ), in Acta Historica Astronomiae , vol. 15, 2002, pp. 210–220. URL consultato il 15 novembre 2011 .
  18. ^ Vedi collegamento al sito del Jet Propulsion Laboratory tra i Collegamenti esterni .
  19. ^ Vedi collegamento al sito del Minor Planet Center tra i Collegamenti esterni .
  20. ^ Il massimo avvicinamento è stato raggiunto il 27 dicembre 1900 quando Eros è transitato ad una distanza di 0,3149 UA dalla Terra. Fonte: JPL .
  21. ^ a b ( EN ) Pigatto, L., Zanini, V., 433 Eros Opposition of 1900 and Solar Parallax Measurement ( abstract ), in Astronomische Gesellschaft Abstract Series , vol. 18, 2001, pp. P254. URL consultato il 6 marzo 2012 . Abstracts of Contributed Talks and Posters presented at the Annual Scientific Meeting of the Astronomische Gesellschaft at the Joint European and National Meeting JENAM 2001 of the European Astronomical Society and the Astronomische Gesellschaft at Munich, September 10-15, 2001.
  22. ^ a b c S. De Meis, J. Meeus , p. 10 .
  23. ^ ( EN ) Hinks, AR, Solar Parallax Papers No. 7: The General Solution from the Photographic Right Ascensions of Eros, at the Opposition of 1900 , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 69, n. 7, 1909, pp. 544-567. URL consultato il 22 febbraio 2012 .
  24. ^ Prima di utilizzare Eros si era tentato con gli asteroidi 7 Iris , 12 Victoria e 80 Sappho . Cfr. Cecchini, G. , pp. 379-380 , 1952.
  25. ^ ( EN ) Brown, SJ, Feasibility of obtaining the Solar Parallax from simultaneous Micrometer Observations of (433) Eros , in Astronomische Nachrichten , vol. 153, 1900, p. 131, DOI : 10.1002/asna.19001530803 . URL consultato il 6 marzo 2012 .
  26. ^ ( EN ) Bryant, WW, A History of Astronomy , Londra, Methuen & Co., 1907, pp. 154 -155.
  27. ^ Cecchini, G. , pp. 379-380 , 1952.
  28. ^ ( EN ) Jones, HS, Eros, On the suitability of, for the accurate determination of the solar parallax , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 100, 1940, pp. 422-434. URL consultato il 6 marzo 2012 .
  29. ^ ( EN ) Jones, H. Spencer, The Solar Parallax and the Mass of the Moon from Observations of Eros at the Opposition of 1931 , in Memoirs of the Royal Astronomical Society , LXVI, parte II, 1941.
  30. ^ ( FR ) André, Ch., Sur le système formé par la Planète double (433) Eros , in Astronomische Nachrichten , vol. 155, n. 3698, 27-28. URL consultato il 6 marzo 2012 .
  31. ^ Taffara, S., Sul periodo della variazione luminosa del pianetino Eros , in Memorie della Società Astronomia Italiana , vol. 7, 1933, pp. 183-187. URL consultato il 6 marzo 2012 .
  32. ^ van den Bos, WH; Finsen, WS , p. 330 , 1931.
  33. ^ a b c [[#CITEREFBell2002| Veverka, J. , Eros: Special among the Asteroids in Bell, J.; Mitton, J. (a cura di)]], p. 4 , 2002.
  34. ^ Si veda La legge di gravitazione universale in fisica classica .
  35. ^ Rabe, E. , pp. 13-14 , 1971.
  36. ^ ( DE ) Noteboom, E., Beiträge zur Theorie der Bewegung des Planeten 433 Eros , in Astronomische Nachrichten , vol. 214, 1921, pp. 153-170. URL consultato il 7 marzo 2012 .
  37. ^ ( EN ) C. Pieters, MJ Gaffey, CR Chapman e TB McCord, Spectrophotometry /0.33 to 1.07 microns/ of 433 Eros and compositional implications , in Icarus , vol. 28, 1976, pp. 105-115, DOI : 10.1016/0019-1035(76)90092-0 .
  38. ^ ( EN ) E. Miner e J. Young, Five-color photoelectric photometry of asteroid 433 Eros , in Icarus , vol. 28, 1976, pp. 43-51, DOI : 10.1016/0019-1035(76)90085-3 .
  39. ^ ( EN ) D. Morrison, The diameter and thermal inertia of 433 Eros , in Icarus , vol. 28, 1976, pp. 125-132, DOI : 10.1016/0019-1035(76)90094-4 .
  40. ^ David Dunham et al. , Listing of all of the asteroidal occultation observations ( TXT ), su World Asteroidal Occultations , 10 ottobre 1998. URL consultato il 7 marzo 2012 .
  41. ^ Si veda l'elenco dell'osservazioni riportato sul sito del Minor Planet Center cui si fa riferimento nei Collegamenti esterni .
  42. ^ RW Farquhar, DW Dunham e JV McAdams, NEAR Mission Overview and Trajectory Design ( PDF ), AAS/AIAA Astrodynamics Conference, Halifax, Nova Scotia, August 14-17, 1995 . URL consultato il 25 ottobre 2011 .
  43. ^ ( EN ) Final Report of the NEAR Anomaly Review Board, The NEAR Rendezvous Burn Anomaly of December 1998 ( PDF ), NASA, novembre 1999. URL consultato il 25 ottobre 2011 (archiviato dall' url originale il 14 giugno 2011) .
  44. ^ ( EN ) JV McAdams, DW Dunham e RW Farquhar, NEAR Mission Design ( PDF ), in Johns Hopkins APL Tecchnical Digest , vol. 23, n. 1, 2002, pp. 18-33. URL consultato il 25 ottobre 2011 (archiviato dall' url originale il 27 aprile 2015) .
  45. ^ Cheng, AF , 2002.
  46. ^ a b ( EN ) Worth, Helen, The End of an Asteroidal Adventure: NEAR Shoemaker Phones Home for the Last Time , su near.jhuapl.edu , Applied Physics Laboratory, Johns Hopkins University, 28 febbraio 2002. URL consultato il 25 ottobre 2011 .
  47. ^ a b c Bottke, WF, American Geophysical Union, On the Orbital and Collisional History of (433) Eros , Fall Meeting 2001 , 2001. URL consultato il 19 novembre 2011 .
  48. ^ ( EN ) Michel P., Farinella, P.; Froeschlé, Ch., The orbital evolution of the asteroid Eros and implications for collision with the Earth , in Nature , vol. 380, 1996, pp. 689-691, DOI : 10.1038/380689a0 .
  49. ^ Cheng, AF , pp. 357 e 360 , 2002.
  50. ^ ( EN ) Gradie, J., Tedesco, E., Compositional structure of the asteroid belt , in Science , vol. 216, n. 25, 1982, pp. 1405-1407, DOI : 10.1126/science.216.4553.1405 .
  51. ^ ( EN ) Zappalà, V. , Cellino, A.; di Martino, M.; Migliorini, F.; Paolicchi, P., Maria's Family: Physical Structure and Possible Implications for the Origin of Giant NEAs ( abstract ), in Icarus , vol. 129, n. 1, 1997, pp. 1-20, DOI : 10.1006/icar.1997.5749 . URL consultato il 19 novembre 2011 .
  52. ^ Cheng, AF , p. 361 , 2002.
  53. ^ a b [[#CITEREFBell2002| Veverka, J. , Eros: Special among the Asteroids in Bell, J.; Mitton, J. (a cura di)]], p. 1 , 2002.
  54. ^ a b c d e Robinson, MS; et al. , p. 1654 , 2002.
  55. ^ La densità media della crosta terrestre varia tra 2 200 e 2 900 kg/m³ . Per maggiori informazioni si veda: Proprietà chimico-fisiche della geosfera .
  56. ^ Yeomans, DK; et al. , p. 2087 , 2000.
  57. ^ Murchie, SL; Pieters, CM , 1996.
  58. ^ Cheng, AF, NEAR Team, Science Highlights from the NEAR Mission at 433 Eros ( abstract ), in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 32, 2000, p. 993. URL consultato il 19 novembre 2011 .
  59. ^ a b ( EN ) Gaffey, MJ et al. , Mineralogical variations within the S-type asteroid class ( PDF ) [ collegamento interrotto ] , in Icarus , vol. 106, 1993, p. 573, DOI : 10.1006/icar.1993.1194 . URL consultato il 30 settembre 2011 .
  60. ^ Murchie, SL; Pieters, CM , pp. 2209-2210 , 1996.
  61. ^ ( EN ) Bell, JF et al. , Near-IR Reflectance Spectroscopy of 433 Eros from the NIS Instrument on the NEAR Mission. I. Low Phase Angle Observations , in Icarus , vol. 155, 2002, pp. 119-144, DOI : 10.1006/icar.2001.6752 .
  62. ^ McFadden, LA; et al. , p. 1719 , 2001.
  63. ^ McFadden, LA; et al. , 2001.
  64. ^ McFadden, LA; et al. , p. 1721 , 2001.
  65. ^ McFadden, L., et al., Calibration and mineral interpretation of NEAR NIS of 433 Eros: multiple approaches , 35th COSPAR Scientific Assembly. Held 18 - 25 July 2004, in Paris, France . URL consultato il 21 novembre 2011 .
  66. ^ McCoy, TJ; et al. , p. 24 , 2002.
  67. ^ Rapporto di abbondanza valutato in funzione del peso del quantitativo presente del singolo elemento.
  68. ^ ( EN ) Lim, LF, Nittler, LR, Elemental composition of 433 Eros: New calibration of the NEAR-Shoemaker XRS data ( abstract ), in Icarus , vol. 200, n. 1, 2009, pp. 129-146, DOI : 10.1016/j.icarus.2008.09.018 . URL consultato il 18 novembre 2011 .
  69. ^ a b Cheng, AF , pp. 359-361 , 2002.
  70. ^ a b McCoy, TJ; et al. , pp. 25-27 , 2002.
  71. ^ McCoy, TJ; et al. , pp. 1669 , 2001.
  72. ^ ( EN ) David Whitehouse, Gold rush in space? , su news.bbc.co.uk , BBC News, 22 luglio 1999. URL consultato il 21 novembre 2011 .
  73. ^ ( EN ) PIA03111: The Ups and Downs of Eros , su Planetary Photojournal , NASA, 17 febbraio 2001. URL consultato il 29 ottobre 2011 .
  74. ^ Wilkison, SL; et al. , 2002.
  75. ^ ( EN ) Buczkowski, DL, Barnouin-Jha, OS; Prockter, LM, 433 Eros lineaments: Global mapping and analysis , in Icarus , vol. 193, n. 1, pp. 39-52, DOI : 10.1016/j.icarus.2007.06.028 .
  76. ^ Buczkowski, DL, Barnouin-Jha, OS; Wyrick, D.; Prockter, LM, Further Analyses of the 433Eros Global Lineament Map , 40th Lunar and Planetary Science Conference, (Lunar and Planetary Science XL), held March 23-27, 2009 in The Woodlands, Texas, id.1187 , 2009. URL consultato il 17 novembre 2011 .
  77. ^ a b L' Hinks Dorsum è indicato come Rahe Dorsum nelle pubblicazioni redatte dai membri del gruppo di lavoro che ha analizzato i dati della sonda NEAR.
  78. ^ a b ( EN ) Greenberg, R., Eros' Rahe Dorsum: Implications for internal structure ( abstract ), in Meteoritics & Planetary Science , vol. 43, n. 3, 2008, pp. 435-449, DOI : 10.1111/j.1945-5100.2008.tb00664.x . URL consultato il 17 novembre 2011 .
  79. ^ Il cratere Charlois è indicato come cratere Shoemaker nelle pubblicazioni redatte dai membri del gruppo di lavoro che ha analizzato i dati della sonda NEAR.
  80. ^ Robinson, MS; et al. (2002) indicano la Charlois Regio (Shoemaker Regio) nello strato di regolite presente nel cratere, tuttavia l'Unione Astronomica Internazionale non ha distinto, nell'assegnazione del nome, la regio dal cratere.
  81. ^ Robinson, MS; et al. , pp. 1654-1656 , 2002.
  82. ^ Robinson, MS; et al. , pp. 1656-1657 , 2002.
  83. ^ ( EN ) PIA02950: The Color of Regolith , su Planetary Photojournal , NASA, 5 agosto 2000. URL consultato il 29 ottobre 2011 .
  84. ^ Robinson, MS; et al. , pp. 1657-1659 , 2002.
  85. ^ a b c Thomas, PC; Robinson, MS , 2005.
  86. ^ ( EN ) Riner, MA, Robinson, MS; Eckart, JM; Desch, SJ, Global survey of color variations on 433 Eros: Implications for regolith processes and asteroid environments , in Icarus , vol. 198, n. 1, 2008, pp. 67-76, DOI : 10.1016/j.icarus.2008.07.007 .
  87. ^ a b Robinson, MS; et al. , pp. 1662-1678 , 2002.
  88. ^ Robinson, MS; et al. , pp. 1668-1669 , 2002.
  89. ^ a b Robinson, MS; et al. , pp. 1671-1678 , 2002.
  90. ^ Dombard, AJ; et al. , 2010.
  91. ^ ( EN ) NASA, Near-Earth Asteroid 433 Eros ( TXT ), su nssdc.gsfc.nasa.gov , National Space Science Data Center (NSSDC), NASA. URL consultato il 13 dicembre 2011 .
  92. ^ Dombard, AJ; et al. , p. 716 , 2010.
  93. ^ Robinson, MS; et al. , p. 1671 , 2002.
  94. ^ Robinson, MS; et al. , p. 1667 , 2002.
  95. ^ La distinzione tra i pianeti e gli asteroidi, pur con alcune eccezioni, venne introdotta nella seconda metà dell' Ottocento .
    ( EN ) Hilton, JL, When did asteroids become minor planets? , su usno.navy.mil , US Naval Observatory. URL consultato il 9 settembre 2011 (archiviato dall' url originale il 6 aprile 2012) .
  96. ^ ( EN ) Lord Dunsany, Our Distant Cousins , su revolutionsf.com , 1929, 9-10. URL consultato il 14 gennaio 2012 .
  97. ^ In italiano anche come: Pattuglia Spaziale e Avventure nello spazio .
    Antonio Genna, Space Angel , su Il mondo dei doppiatori , 2005. URL consultato il 7 marzo 2012 .
  98. ^ ( EN ) Asteroid (1997) , su Disaster Movie World , Christer Andersson, 29 gennaio 2011. URL consultato l'8 marzo 2012 .
  99. ^ ( EN ) Jonathan K. Cooper, The Dig Allen Space Explorer Home Page , su tomswift.info , 27 maggio 2008. URL consultato l'8 marzo 2012 .
  100. ^ pubblicato in Italia nel 1980 nella collana Urania .
  101. ^ ( EN ) Nikos Prantzos,Our Cosmic Future: Humanity's Fate in the Universe , Cambridge University Press, 2000, p. 147 , ISBN 0-521-77098-X , , 9780521770989.
  102. ^ Sydney Jordan, La figlia di Eros , in Jeff Hawke: H4701-H4838 . Presente in Jeff Hawke e le donne stellari , Oscar Mondadori, n. 904, ottobre 1978. ISBN non esistente.
  103. ^ ( EN ) Ender's Game , su gotterdammerung.org , 11 ottobre 2005. URL consultato l'8 marzo 2012 .
  104. ^ Ernesto Vegetti, Pino Cottogni; Ermes Bertoni, L'intrigo di Wetware , su Catalogo Vegetti della letteratura fantastica . URL consultato l'8 marzo 2012 .

Bibliografia

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

V · D · M
L'asteroide 4 Vesta

Precedente: 432 Pythia Successivo: 434 Hungaria


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
Controllo di autorità VIAF ( EN ) 246581867 · LCCN ( EN ) sh87007725 · GND ( DE ) 4152852-9 · WorldCat Identities ( EN ) viaf-246581867
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 24 aprile 2012 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki