Rubble pile: differenze tra le versioni

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== Pianeti minori ==

[[File:LCDB Period vs. Diameter Plot.png|thumb|300px|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 conseguenza del quale un corpo monolitico può frantumarsi in numerosi pezzi, la maggiore parte dei quali tendono 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=2001-11-23 |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 idizio a 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 elevanta frazione del volume riuscerebbe 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'asetroide avrebbe mantenuto una struttura per lo più omogenea.<ref>{{cita libro |lingua=inglese |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_capitolo=http://www.kiss.caltech.edu/workshops/space-challenge2011/references/missions-to-neo/Near%20Earth%20Asteroid%20Rendezvous_Mission%20Summary_Cheng.pdf |accesso=28 ottobre 2011}</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 piùmaggiore 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'' passatransita vicinoin aprossimità di 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=|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>

== Comete ==