Rubble pile: differenze tra le versioni

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[[File:Bennu's Boulders and Limb from 330kmDetailed 181029Survey.jpg|miniatura|SiDettaglio ritienedella chesuperficie ldell'asteroide [[101955 Bennu]], qui ripreso dalla missione [[OSIRIS-REx]], che si ritiene abbia una struttura interna del tipo "''rubble pile"''.]]

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[[File:Bennu 330km 181029.jpg|miniatura|Si ritiene che l'asteroide [[101955 Bennu]], qui ripreso dalla missione [[OSIRIS-REx]], abbia una struttura interna del tipo "rubble pile".]]

In [[astronomia]], con '''''rubble pile''''' (in italiano, letteralmente, ''cumuloagglomerato di detriti'') si indica un modello di struttura interna per i [[Corpo minore|corpi minori]] del [[Sistema solare]]. Secondo tale ipotesi, l'[[asteroide]] o la [[cometa]] non sarebbe un [[monolito]], ma consisterebbe di un insieme di [[roccia|rocce]], o rocce e [[ghiaccio]] e rocce, che si sono unitetenute insieme sotto l'azione della [[Interazione gravitazionale|gravità]]. Gli oggetti con struttura interna del tipo ''rubble pile'' avrebbero una bassa densità, perché ci sarebbero numerose cavità tra le varie rocce che li compongono.

Gli asteroidi [[101955 Bennu|Bennu]] e [[162173 Ryugu|Ryugu]] hanno una densità che suggerisce che abbiano una struttura interna del tipo ''rubble pile''.<ref>{{Cita pubblicazione|nome=Steven R.|cognome=Chesley|data=2014-06|titolo=Orbit and Bulk Density of the OSIRIS-REx Target Asteroid (101955) Bennu|rivista=Icarus|volume=235|pp=5–225-22|accesso=2020-04-23 aprile 2020|doi=10.1016/j.icarus.2014.02.020|url=http://arxiv.org/abs/1402.5573|nome2=Davide|cognome2=Farnocchia|nome3=Michael C.|cognome3=Nolan}}</ref><ref>{{Cita news|lingua=en|autore=Paul Rincon|url=https://www.bbc.com/news/science-environment-47633649|titolo=Asteroid mission exploring a 'rubble pile'|pubblicazione=BBC News|data=2019-03-19 marzo 2019|accesso=2020-04-23 aprile 2020}}</ref> Si pensa che anche molte comete e la maggior parte degli asteroidasteroidi più piccoli siano insiemi di rocce del tipo ''rubble pile''.

== Pianeti minoriAsteroidi ==

[[File:LCDB Period vs. Diameter Plot.png|thumb|upright=1.4|Diagramma in [[scala logaritmica]] con il [[periodo di rotazione]] in ascissa e il diametro in ordinata di un gran numero di asteroidi.<ref>{{cita pubblicazione |lingua=en |rivista=Icarus |volume=202 |numero=1 |data=luglio 2009 |pp=134-146 |titolo=The asteroid lightcurve database |autore1=Brian D. Warner |autore2=Alan W. Harris |autore3=Petr Pravec |doi=10.1016/j.icarus.2009.02.003}}</ref> La maggior parte degli asteroidi hanno periodi compresi tra 2,2 e 20 [[ora|ore]]. Affinché un corpo minore possa sostenere un periodo inferiore alle 2,2 ore dovrebbe essere un [[monolito]], altrimenti si disgregherebbe sotto l'azione della [[forza centrifuga]].<ref name=ALCDEF/>]]

Le rubble pile si formano quando un [[asteroide]], o una luna (che in origine poteva essere un [[Monolito|monolite]]), si frantuma a causa di un [[Impatto astronomico|impatto]] con un altro corpo. I frantumi che ne derivano si riassemblano per via della [[Interazione gravitazionale|gravità]] e assumono la forma di una rubble pile. Questo processo può durare da molte ore a varie settimane.<ref>{{Cita pubblicazione|nome=Patrick|cognome=Michel|data=2001-11-23|titolo=Collisions and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites|rivista=Science|volume=294|numero=5547|pp=1696–1700|lingua=en|accesso=2020-04-23|doi=10.1126/science.1065189|url=https://science.sciencemag.org/content/294/5547/1696|nome2=Willy|cognome2=Benz|nome3=Paolo|cognome3=Tanga}}</ref>

Una struttura interna di tipo ''rubble pile'' può originarsi in conseguenza dell'[[Impatto astronomico|impatto]] tra due asteroidi, in seguito al quale un corpo monolitico può frantumarsi in numerosi pezzi, la maggior parte dei quali tende a riassemblarsi per via della [[Interazione gravitazionale|gravità]]. Il nuovo corpo che viene a formarsi avrà una struttura interna composta da un aggregato di frammenti con numerosi spazi vuoti tra di essi, ovvero una tipica struttura interna del tipo ''rubble pile''.<ref>{{Cita pubblicazione |nome=Patrick |cognome=Michel |data=23 novembre 2001 |titolo=Collisions and Gravitational Reaccumulation: Forming Asteroid Families and Satellites |rivista=Science |volume=294 |numero=5547 |pp=1696-1700 |doi=10.1126/science.1065189 |nome2=Willy |cognome2=Benz |nome3=Paolo |cognome3=Tanga |lingua=en}}</ref> Si ritiene che la maggior parte degli asteroidi di piccole dimensioni abbiano tale struttura interna.<ref name=ALCDEF>{{cita web |lingua=en |url=http://alcdef.org/PHP/alcdef_aboutLightcurves.html |titolo=About Lightcurves |autore=Brian D. Warner |sito=Asteroid Lightcurve Data Exchange Format |accesso=24 aprile 2020}}</ref>

Quando un asteroide rubble-pile passa vicino a un oggetto molto più massivo, la sua forma viene alterata dalle [[forze mareali]].<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Johndale C. Solem|data=marzo 1996|titolo=Shaping of Earth-Crossing Asteroids by Tidal Forces|rivista=AJ|volume=111|numero=|pp=1382|lingua=en|accesso=2020-04-23|doi=10.1086/117884|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996AJ....111.1382S/abstract|nome2=Jack G.|cognome2=Hills}}</ref>

Un chiaro indizio al riguardo è dato dalla [[densità]]. Molti asteroidi hanno un densità che non è compatibile con una loro composizione totalmente rocciosa; a volte, neppure la presenza di ghiaccio per una elevata frazione del volume riuscirebbe a spiegare il valore della densità misurato, come avviene nel caso dell'asteroide [[253 Mathilde]]. Anche la presenza di un [[Cratere meteoritico|cratere]] di notevoli dimensioni può suggerire una struttura interna priva di coesione. Il primo asteroide ad essere stato [[Esplorazione degli asteroidi|esplorato]], la cui struttura interna è senza dubbio di tipo ''rubble pile'', è stato [[25143 Itokawa]], con dimensioni di {{tutto attaccato|{{M|535|ul=m}} × 294 m × 209 m}}, raggiunto nel 2005 dalla sonda spaziale giapponese ''[[Sonda Hayabusa|Hayabusa]]''.

Si pensa che gli asteroidi con bassa densità siano rubble pile, ad esempio [[253 Mathilde]]. Un esempio di asteroide che non ha crateri di impatto ed è quasi certamente un'aggregato di frammenti è [[25143 Itokawa]].

Un asteroide di dimensioni maggiori come [[433 Eros]], esplorato nel 2000 dalla sonda ''[[Near Earth Asteroid Rendezvous|NEAR Shoemaker]]'' della [[NASA]], ha rivelato una storia di impatti che lo avrebbero pesantemente fratturato, ma non disgregato. I frammenti sarebbero cioè rimasti al loro posto e l'asteroide avrebbe mantenuto una struttura per lo più omogenea.<ref>{{cita libro |lingua=en |titolo=Asteroids III |curatore=Bottke, W.F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R.P. |anno=2002 |città=Tucson |editore=University of Arizona Press |capitolo=Near Earth Asteroid Rendezvous: Mission Summary |pp=351-366 |autore=Cheng, A.F. |url=http://www.kiss.caltech.edu/workshops/space-challenge2011/references/missions-to-neo/Near%20Earth%20Asteroid%20Rendezvous_Mission%20Summary_Cheng.pdf |accesso=28 ottobre 2011 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170214233546/http://www.kiss.caltech.edu/workshops/space-challenge2011/references/missions-to-neo/Near%20Earth%20Asteroid%20Rendezvous_Mission%20Summary_Cheng.pdf |urlmorto=sì }}</ref> Molti asteroidi, inoltre, si sono rivelati dei [[Asteroide binario a contatto|binari a contatto]].

Gli asteroidi più grandi ([[Cerere (astronomia)|1 Cerere]], [[2 Pallas]], [[4 Vesta]], [[10 Hygiea]] e [[704 Interamnia]]) non hanno [[porosità]] interna. Questo fatto è forse dovuto alla loro grandezza, che permette loro di resistere all'impatto con altri corpi senza rompersi.

GliInfine, gli asteroidi piùmaggiori grandidella [[fascia principale]] ([[Cerere (astronomia)|1 Cerere]], [[2 Pallas|Pallade]], [[4 Vesta|Vesta]], [[10 Hygiea|Igea]] e [[704 Interamnia|Interamnia]]) sono oggetti coesi che non hanno [[porosità]] interna. QuestoManifestano fattoanzi èuna forsedifferenziazione dovuto alla loro grandezza,interna che permetteli loroassocia di resistere all'impattopiù conai altrisatelliti corpimaggiori senzadei rompersipianeti.

Quando un asteroide con una struttura interna del tipo ''rubble- pile'' transita passain vicinoprossimità adi un oggetto molto più massivomassiccio, la sua forma vienepuò essere alterata dalle [[forze mareali]].<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Johndale C. Solem|data=marzo 1996|titolo=Shaping of Earth-Crossing Asteroids by Tidal Forces|rivista=AJ|volume=111|numero=|ppp=1382|lingua=en|accesso=2020-04-23 aprile 2020|doi=10.1086/117884|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996AJ....111.1382S/abstract|nome2=Jack G.|cognome2=Hills}}</ref>

== Comete ==

CiAlcune sonoosservazioni da remoto provehanno osservativesuggerito che ilanche nucleoi delle[[Nucleo cometecometario|nuclei possacometari]] possano essere, unanziché agglomeratocorpi unici, agglomerati di piccoli frammenti, piùdebolmente piccolilegati anzichée unsoggetti unicoa corpooccasionali eventi distruttivi. I componenti di maggiore dimensione, tuttavia, si sarebbero formati direttamente dalla condensazione primordiale della [[nebulosa solare]].<ref>{{Cita pubblicazione|nome=Paul R.|cognome=Weissman|data=1986-03|titolo=Are cometary nuclei primordial rubble piles?|rivista=Nature|volume=320|numero=6059|pp=242–244242-244|lingua=en|accesso=2020-04-23 aprile 2020|doi=10.1038/320242a0|url=http://www.nature.com/articles/320242a0}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.boulder.swri.edu/~bottke/rubble/node7.html|titolo=Tidal Disruption of Asteroids and Comets|accesso=2020-04-23 aprile 2020}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Harold A. Weaver|data=18 giugno 2004|titolo=Stardust at Comet Wild 2|rivista=Science|volume=304|numero=|url=https://science.sciencemag.org/content/sci/304/5678/1760.1.full.pdf}}</ref><ref>{{Cita web|url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/interior.html|titolo=Interior of the Cometary Nucleus}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=E. Asphaug|data=luglio 1994|titolo=Density of comet Shoemaker–Levy 9 deduced by modelling breakup of the parent 'rubble pile' |rivista=Nature|volume=370|numero=6485|pp=120–124120-124|lingua=en|accesso=2020-04-23 aprile 2020|doi=10.1038/370120a0|url=http://www.nature.com/articles/370120a0|nome2=W.|cognome2=Benz}}</ref> Tuttavia, osservazioniOsservazioni ''in situ'' effettuatedel nucleo della [[67P/Churyumov-Gerasimenko|Cometa Churyumov-Gerasimenko]] eseguite della missione ''[[Rosetta (sonda spaziale)|''Rosetta'']]'' indicanoforniscono, chetuttavia, laun questionequadro possapiù esserearticolato piùrispetto complessaallo discenario cosìprospettato.

== LuneSatelliti naturali ==

È stato ipotizzato che [[Fobos (astronomia)|Fobos]], il più grande dei due [[satelliti naturali di Marte]], come gli asteroidi che presentano crateri da impatto di notevoli dimensioni (quali [[951 Gaspra|Gaspra]], [[243 Ida|Ida]] e [[253 Mathilde|Mathilde]]), non sia un corpo compatto, ma un agglomerato di rocce,<ref name=Lakdawalla/> con spazi vuoti macroscopici tra i blocchi e ghiaccio d'acqua che avrebbe riempito parte degli interstizi.<ref>{{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Signature of Phobos' interior structure in its gravity field and libration |cognome1=Le Maistre |nome1=S. |cognome2=Rivoldini |nome2=A. |cognome3=Rosenblatt |nome3=P. |rivista=Icarus |volume=321 |pp=272-290 |data=15 marzo 2019 |doi=10.1016/j.icarus.2018.11.022}}</ref> Il tutto sarebbe ricoperto dallo spesso strato di [[regolite]], la cui profondità potrebbe essere anche di un centinaio di metri.<ref>{{cita libro |lingua=en |autore1=J. Veverka |autore2=J. A. Burns |capitolo=The moons of Mars |titolo=Annual review of earth and planetary sciences. Volume 8 |città=Palo Alto, Calif. |editore=Annual Reviews, Inc. |anno=1980 |pp=527-558 |doi=10.1146/annurev.ea.08.050180.002523 |urlcapitolo=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980AREPS...8..527V |accesso=11 marzo 2012}}</ref> Questa struttura interna potrebbe spiegare sia il valore della [[densità]] media,<ref name="Lakdawalla">{{cita web|autore=Emily Lakdawalla|titolo=Phobos: New gravity data and an update on the Phobos-Grunt landing site|url=http://planetary.org/blog/article/00001697/|data=16 ottobre 2008|editore=[[The Planetary Society]]|accesso=20 ottobre 2008|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20110822011206/http://www.planetary.org/blog/article/00001697/}}</ref> sia la capacità di resistere a impatti potenzialmente catastrofici, come quello che ha generato il [[cratere Stickney]].<ref>{{cita web|autore=William Bottke |titolo= Large Craters on Asteroids| url= http://www.boulder.swri.edu/~bottke/rubble/node5.html|data=10 settembre 1998|editore= Southwest Research Institute |accesso=20 ottobre 2008}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione |autore=N. Movshovitz |anno=2011 |mese=ottobre |titolo=Long term stability of a rubble-pile Phobos |rivista=EPSC Abstracts |città=Santa Cruz |volume=6 |lingua=en |accesso=12 dicembre 2018 |url=https://www.researchgate.net/publication/258558007_Long_term_stability_of_a_rubble-pile_Phobos |autore2=E. Asphaug}}</ref> La struttura ad agglomerato inoltre renderebbe Fobos deformabile sotto l'azione delle forze mareali esercitate dal pianeta; i movimenti interni non sarebbero direttamente visibili in superficie, nascosti dallo strato di regolite che si comporterebbe come una [[membrana cementizia elastica]].<ref>{{Cita web |url=http://spaceref.com/mars/phobos-is-slowly-falling-apart.html |titolo=Phobos is Slowly Falling Apart - SpaceRef |accesso=17 gennaio 2019 |urlmorto=sì }}</ref>

Si pensa che anche la luna [[Fobos (astronomia)|Fobos]], il più grande dei due satelliti naturali di Marte, sia una rubble pile tenuta insieme da una sottile crosta di regolite spesso circa 100 m. Analisi spettroscopiche della composizione di Fobos suggeriscono che Fobos sia un asteroide catturato dalla fascia principale.

== Note ==

<references />

== Voci correlate ==

* [[Asteroide binario a contatto]]

== Collegamenti esterni ==

* {{Cita pubblicazione|url=https://arxiv.org/abs/1810.01815|titolo=Rubble Pile Asteroids|autore=Kevin J. Walsh|lingua=en}}

{{Portale|astronomia}}

[[Categoria:Oggetti astronomiciAsteroidi]]