Cintura asteroidale

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Immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble della cintura asteroidale che circonda la stella Fomalhaut. Lungo il bordo interno della cintura è stato individuato un pianeta (nel riquadro).

In astronomia si definisce fascia o cintura asteroidale una regione di un sistema planetario ricca di asteroidi caratterizzati da parametri orbitali simili. Il termine è talvolta impropriamente utilizzato, per antonomasia, per designare la fascia asteroidale più rilevante del sistema solare, la fascia principale, compresa fra le orbite di Marte e Giove. Il nostro sistema planetario ospita anche una seconda cintura di asteroidi, la fascia di Edgeworth-Kuiper, localizzata al di là dell'orbita di Nettuno.

Numerose strutture di questo tipo sono state individuate in orbita attorno a stelle in diversi stadi evolutivi, persino attorno a nane bianche[1][2] e stelle di neutroni.[3]

Tali formazioni possono costituire una fase della formazione di un sistema planetario, successiva a quella di disco protoplanetario;[4] possono inoltre prodursi e mantenersi in seguito alle collisioni tra planetesimi, il che giustifica anche il fatto che spesso ci si riferisca a queste strutture, soprattutto nella letteratura astronomica anglosassone, come dischi di detriti (in inglese debris disks).[5] Tali strutture si evidenziano spesso come un eccesso di emissione luminosa alle lunghezze d'onda dell'infrarosso; si ritiene che tale eccesso sia dovuto ad un assorbimento della radiazione stellare da parte delle componenti del disco, che, riscaldandosi, riemettono parte della radiazione assorbita sotto forma di infrarossi.[6]

La gran parte delle cinture note al di fuori del sistema solare possiedono raggi compresi tra 10 e 100 UA, motivo per il quale sono considerate analoghe alla cintura di Kuiper del sistema solare, pur essendo spesso più massicce. Alcune di queste possiedono una componente più calda situata entro 10 UA dalla stella; a questa componente ci si riferisce spesso come polvere esozodiacale, in analogia con la polvere zodiacale del sistema solare.

Storia delle osservazioni[modifica | modifica sorgente]

Vega osservata nell'infrarosso a λ=24 µm (sinistra) e λ=70 µm (destra). NASA, SST

Il primo disco di detriti fu individuato nel 1984 attorno alla stella Vega analizzando i dati raccolti dal satellite IRAS. Ritenuto inizialmente un disco protoplanetario, si è visto in seguito che si trattava di un vero e proprio disco di detriti per via dell'assenza di gas e per l'età non più giovanissima della stella. Successivamente sono state riscontrate delle irregolarità all'interno della cintura, che potrebbero indicare la presenza di eventuali pianeti.[7] Scoperte analoghe furono fatte attorno alle stelle Fomalhaut e β Pictoris.

È stata ipotizzata la presenza di una cintura asteroidale anche attorno alla vicina stella 55 Cancri, attorno a cui orbitano almeno cinque pianeti;[8] tale dato non è stato però confermato dalle successive osservazioni.[9] Alcune perturbazioni riscontrate nel disco orbitante attorno ad ε Eridani sarebbero imputabili ad almeno un oggetto di massa planetaria.[10]

Dinamiche interne[modifica | modifica sorgente]

Un tipico disco di detriti contiene vasti frammenti di roccia immersi in un mezzo costituito da piccoli grani di polvere dalle dimensioni comprese tra 1 e 100 μm. Le ripetute collisioni determinano una frammentazione di queste polveri fino a dimensioni submicrometriche, il che ne determina l'allontanamento dal sistema a causa della pressione di radiazione della stella madre. In cinture molto tenui, come quelle del sistema solare, può avvenire il fenomeno opposto, dal momento che l'effetto Poynting-Robertson determina lo spiraleggiare delle polveri verso le regioni interne del sistema. Entrambi i processi, comunque, limiterebbero l'esistenza del disco a 10 milioni di anni o meno; pertanto, perché il disco possa mantenersi intatto, è necessario che le polveri perdute siano continuamente rimpiazzate da polveri nuove. Questo può accadere, ad esempio, tramite molteplici urti tra i corpi di dimensioni maggiori.[11] Perché questo si verifichi è necessario che i corpi subiscano continuamente delle perturbazioni gravitazionali sufficienti a creare delle velocità d'urto relativamente elevate. Una possibile fonte di tali perturbazioni è costituita dalla presenza di un sistema planetario, dalla presenza di una stella compagna in un sistema binario oppure dall'incontro ravvicinato con un'altra stella.[11]

Cinture asteroidali conosciute[modifica | modifica sorgente]

Sono oltre 900 le stelle, oltre al Sole, che potrebbero ospitare in orbita una cintura asteroidale o un disco di detriti; tra queste:

Immagini di cinture asteroidali
riprese dal Telescopio spaziale Hubble

β Pictoris
HD 53143 (sinistra) e HD 139664 (destra).
Stella Classe
spettrale
[12]
Distanza
(a.l.)
Semiasse
maggiore

(UA)
ε Eridani[10] K2V 10,5 35–75
τ Ceti[13] G8V 11,9 35–50
Vega[7][14] A0V 25 86–200
Fomalhaut[7] A3V 25 133–158
51 Ophiuchi[15] B9 131 0,5–1200
AU Microscopii[16] M1Ve 33 50–150
HD 69830[17] K0V 41 <1
55 Cancri A[8] G8V 41 27–50
π1 Ursae Majoris[18] G1.5Vb 46,5  ?
HD 207129[19] G0V 52 148–178
HD 139664[20] F5IV-V 57 60–109
η Cor[21] F2V 59 100–150
HD 53143[20] K1V 60  ?
β Pictoris[14] A6V 63 25–550
ζ Leporis[22] A2Vann 70 2–8
HD 92945[23] K1V 72 45–175
HD 107146[24] G2V 88 130
HR 8799[25] A5V 129 75
HD 12039[26] G3-5V 137 5
HD 98800[27] K5e (?) 150 1
HD 15115[28] F2V 150 315–550
HR 4796 A[29][30] A0V 220 200
HD 141569[30] B9.5e 320 400
HD 113766 A[31] F4V 430 0,35–5,8

I semiassi maggiori riportati sono valori medi basati sull'osservazione diretta o ricavati dalla temperatura della fascia.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ K. Y. L. Su, Y.-H. Chu, G. H. Rieke, P. J. Huggins, et al, A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula? in The Astrophysical Journal, vol. 657, nº 1, marzo 2007, pp. L41–L45.
  2. ^ William T. Reach, Marc J. Kuchner, Ted von Hippel, Adam Burrows, Fergal Mullally, Mukremin Kilic e D. E. Winget, The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38 in The Astrophysical Journal, vol. 635, nº 2, dicembre 2005, pp. L161–L164.
  3. ^ Z. Wang, D. Chakrabarty, D. L. Kaplan, A debris disk around an isolated young neutron star in Nature, vol. 440, nº 7085, 2006, pp. 772–775, DOI:10.1038/nature04669, PMID 16598251.
  4. ^ Spitzer Team Says Debris Disk Could Be Forming Infant Terrestrial Planets, NASA, 14 dicembre 2005. URL consultato il 3 gennaio 2007.
  5. ^ Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision, NASA, 10 gennaio 2005. URL consultato il 3 gennaio 2007.
  6. ^ Debris Disk Database, Royal Observatory Edinburgh. URL consultato il 3 gennaio 2007.
  7. ^ a b c Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut, Joint Astronomy Centre, 21 aprile 1998. URL consultato il 24 aprile 2006.
  8. ^ a b University Of Arizona Scientists Are First To Discover Debris Disk Around Star Orbited By Planet, ScienceDaily, 3 ottobre 1998. URL consultato il 24 maggio 2006.
  9. ^ Schneider, G.; Becklin, E. E.; Smith, B. A.; Weinberger, A. J.; Silverstone, M.; Hines, D. C., NICMOS Coronagraphic Observations of 55 Cancri in The Astronomical Journal, vol. 121, 2001, p. 525, DOI:10.1086/318050.
  10. ^ a b Greaves, J. S.; Holland, W. S.; Wyatt, M. C.; Dent, W. R. F.; Robson, E. I.; Coulson, I. M.; Jenness, T.; Moriarty-Schieven, G. H.; Davis, G. R.; Butner, H. M.; Gear, W. K.; Dominik, C.; Walker, H. J., Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk in The Astrophysical Journal, vol. 619, 2005, pp. L187 – L190, DOI:10.1086/428348.
  11. ^ a b Kenyon, Scott; Bromley, Benjamin, Stellar Flybys & Planetary Debris Disks, Smithsonian Astrophysical Observatory, 2007. URL consultato il 23 luglio 2007.
  12. ^ SIMBAD: Query by identifiers, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 17 luglio 2007.
  13. ^ Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S.; Dent, W. R. F., The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 351, nº 3, 2004, pp. L54–L58, DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x. URL consultato il 14 agosto 2007.
  14. ^ a b D. E. Backman, Dust in beta PIC / VEGA Main Sequence Systems in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 28, 1996, p. 1056. URL consultato il 17 giugno 2007.
  15. ^ Stark, C. et al., 51 Ophiuchus: A Possible Beta Pictoris Analog Measured with the Keck Interferometer Nuller in Astrophysical Journal, vol. 703, 2009, pp. 1188–1197, DOI:10.1088/0004-637X/703/2/1188.
  16. ^ Robert Sanders, Dust around nearby star like powder snow, UC Berkeley News, 8 gennaio 2007. URL consultato l'11 gennaio 2007.
  17. ^ Lisse, C. M.; Beichman, C. A.; Bryden, G.; Wyatt, M. C., On the Nature of the Dust in the Debris Disk around HD 69830 in The Astrophysical Journal, vol. 658, nº 1, 1999, pp. 584–592, DOI:10.1086/511001. URL consultato il 25 maggio 2007.
  18. ^ C. A. Beichman, Tanner, A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, K. R.; Werner, M. W.; Rieke, G. H.; Trilling, D. E.; Lawler, S.; Gautier, T. N., IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs in The Astrophysical Journal, vol. 639, 2006, pp. 1166–1176, DOI:10.1086/499424.
  19. ^ John E. Krist, et al., HST and Spitzer Observations of the HD 207129 Debris Ring in The Astronomical Journal, vol. 140, nº 4, ottobre 2010, pp. 1051–1061, Bibcode:2010AJ....140.1051K, DOI:10.1088/0004-6256/140/4/1051.
  20. ^ a b Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P., First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664 in The Astrophysical Journal, vol. 637, nº 1, 2006, pp. L57–L60, DOI:10.1086/500305. URL consultato il 25 maggio 2007.
  21. ^ Wyatt, M. C.; Greaves, J. S.; Dent, W. R. F.; Coulson, I. M., Submillimeter Images of a Dusty Kuiper Belt around Corvi in The Astrophysical Journal, vol. 620, 2005, pp. 492–500, DOI:10.1086/426929.
  22. ^ Moerchen, M. M.; Telesco, C. M.; Packham, C.; Kehoe, T. J. J., Mid-infrared resolution of a 3 AU-radius debris disk around Zeta Leporis in Astrophysical Journal Letters, 2006.
  23. ^ Golimowski, D. et al., Observations and Models of the Debris Disk around K Dwarf HD 92945 (PDF), University of California, Berkeley Astronomy Department, 2007. URL consultato il 17 luglio 2007.
  24. ^ Williams, Jonathan P. et al., Detection of cool dust around the G2V star HD 107146 in Astrophysical Journal, vol. 604, 2004, pp. 414–419, DOI:10.1086/381721. URL consultato il 17 giugno 2007.
  25. ^ Christian Marois, et al., Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799 in Science, Forthcoming, nº 5906, novembre 2008, p. 1348, DOI:10.1126/science.1166585, PMID 19008415. (Preprint at exoplanet.eu)
  26. ^ Hines, Dean C. et al., The Formation and Evolution of Planetary Systems (FEPS): Discovery of an Unusual Debris System Associated with HD 12039 in The Astrophysical Journal, vol. 638, nº 2, 2006, pp. 1070–1079, DOI:10.1086/498929. URL consultato il 17 luglio 2007.
  27. ^ Elise Furlan, HD 98800: A 10-Myr-Old Transition Disk in Cornell University, arXiv, 2 maggio 2007. URL consultato il 20 giugno 2008.
  28. ^ Kalas, Paul; Fitzgerald, Michael P.; Graham, James R., Discovery of Extreme Asymmetry in the Debris Disk Surrounding HD 15115 in The Astrophysical Journal, vol. 661, nº 1, 2007, pp. L85–L88, DOI:10.1086/518652. URL consultato il 23 luglio 2007.
  29. ^ Koerner, D. W.; Ressler, M. E.; Werner, M. W.; Backman, D. E., Mid-Infrared Imaging of a Circumstellar Disk around HR 4796: Mapping the Debris of Planetary Formation in Astrophysical Journal Letters, vol. 503, 1998, pp. L83, DOI:10.1086/311525. URL consultato il 17 giugno 2007.
  30. ^ a b Villard, Ray; Weinberger, Alycia; Smith, Brad, Hubble Views of Dust Disks and Rings Surrounding Young Stars Yield Clues, HubbleSite, 8 gennaio 1999. URL consultato il 17 giugno 2007.
  31. ^ Meyer, M. R.; Backman, D., Belt of Material Around Star May Be First Step in Terrestrial Planet Formation, University of Arizona, NASA, 8 gennaio 2002. URL consultato il 17 luglio 2007.

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