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, ''agglomerato 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]], che sono tenute 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 ==

Alcune osservazioni da remoto hanno suggerito che anche i [[Nucleo cometario|nuclei cometari]] possano essere, anziché corpi unici, agglomerati di piccoli frammenti, debolmente legati e soggetti a occasionali eventi distruttivi. I componenti di maggiore dimensione, tuttavia, si sarebbero fomatiformati 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> Osservazioni ''in situ'' del nucleo della [[67P/Churyumov-Gerasimenko|Cometa Churyumov-Gerasimenko]] eseguite della missione ''[[Rosetta (sonda spaziale)|Rosetta]]'' indicanoforniscono, tuttavia, che forniscono un quadro più articolato rispetto allo scenario prospettato.

== Satelliti 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=ingleseen |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 |url_capitolourlcapitolo=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 |sitoaccesso=spaceref.com17 gennaio 2019 |accessourlmorto=2019-01-17sì }}</ref>

== 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]]