5 Astraea: differenze tra le versioni

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[[File:5 Astraea, Ceres size comparison.jpg|thumb|Confronto tra le dimensioni di Astrea (a sinistra) e di [[Cerere (astronomia)|Cerere]].]]

Astrea fu oggetto di osservazioni volte soprattutto a misurarne la posizione, in modo da determinarne l'[[orbita]], e le dimensioni. Johann Encke calcolò una prima orbita già nei giorni seguenti alla scoperta. I dati relativi al nuovo pianeta non contraddicevano la congettura di Olbers sull'origine degli asteroidi, che ne risultò quindi rafforzata. Olbers, deceduto nel 1840, non potèpoté tuttavia sapere che tra il 1808 e il 1816 avrebbe potuto essere lui l'artefice della scoperta, ma evidentemente «Astrea gli era scorsa davanti inosservata».<ref name=Scoperta2/>

[[John Russell Hind]], nel suo trattato ''The Solar System: Descriptive Treatise Upon the Sun, Moon, and Planets, Including an Account of All the Recent Discoveries'' del 1852, ben evidenzia le difficoltà incontrate nell'osservazione di Astrea negli anni seguenti alla sua scoperta:

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Nel 1917, l'astronomo giapponese [[Kiyotsugu Hirayama]] si dedicò allo studio del moto degli asteroidi e, confrontandoli attraverso tre parametri orbitali ([[moto medio]], [[inclinazione orbitale|inclinazione]] ed [[eccentricità orbitale|eccentricità]]), individuò cinque raggruppamenti, successivamente indicati come [[Famiglia di asteroidi|famiglie di asteroidi]] o famiglie Hirayama.<ref name=Yoshihide>{{cita libro |lingua=inglese |autore=Yoshihide, K. |capitolo=Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited) |titolo=Proceedings of the International Conference (November 29-December 3, 1993. Sagamihara, Japan) |editore=Astronomical Society of the Pacific |anno=1993 |url=http://adsabs.harvard.edu/full/1994ASPC...63....1K |accesso=11 settembre 2011}}</ref> Dirk Brouwer assegnò alcuni asteroidi alla [[famiglia Astrea]] (indicata come Gruppo 23 nel suo lavoro), dal nome dell'oggetto più grande del gruppo, nel 1951.<ref>{{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Secular variations of the orbital elements of minor planets |autore=Dirk Brouwer |rivista=Astronomical Journal |volume=56 |numero=1189 |pp=9-32 |anno=1951 |doi=10.1086/106480}}</ref> Nel 1978, A. Carusi ed E. Massaro rianalizzarono in modo statistico i parametri orbitali di migliaia di asteroidi, individuando altri 34 membri della famiglia.<ref name=CarusiMassaro>{{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Statistics and mapping of asteroid concentrations in the proper elements space |autore=A. Carusi |coautori=E. Massaro |rivista=Astronomy and Astrophysics Suppl. |volume=34 |pp=81-90 |anno=1978 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1978A%26AS...34...81C |accesso=12 agosto 2015}}</ref>

Nel 1921, [[Eugenio Padova]] fornì una prima stima del [[periodo di rotazione]] di Astrea in 7,27 ore;<ref>{{cita pubblicazione |autore=Eugenio Padova |titolo=Osservazioni fotometriche dei pianeti (5) Astrea, (44) Nysa e (8) Flora |rivista=Memorie della Società Astronomia Italiana |volume=2 |pp=82-92 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1921MmSAI...2...82P}}</ref> valore, tuttavia, ben lontano da quello effettivo. Una misura alquanto precisa del periodo di rotazione fu eseguita da Y. C. Chang e C. S. Chang,<ref>{{cita pubblicazione |autore1=Y.C. Chang |autore2=C.S. Chang |anno=1962 |rivista=Acta Astronomica Sinica |volume=10 |p=101}}</ref> che ottennero un valore di 16,806 ore.<ref>{{Cita|B.D. Warner ''et al.''||LCDB}}, 2009.</ref> Osservazioni successive hanno migliorato di poco questo valore. Tra queste, sono risultate molto accurate quelle eseguite da A. Erikson e P. Magnusson nel 1993,<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Pole determinations of asteroids |autore1=A. Erikson |autore2=P. Magnusson |rivista=Icarus |volume=103 |numero=1 |pp=62-66 |anno=1993 |doi=10.1006/icar.1993.1058 |lingua=en}}</ref> confermate da G. De Angelis nel 1995.<ref>{{cita pubblicazione |autore=G. De Angelis |titolo=Asteroid spin, pole and shape determinations |rivista=Planetary and Space Science |volume=43 |numero=5 |pp=649-682 |anno=1995 |doi=10.1016/0032-0633(94)00151-G |lingua=en}} </ref>

Nel 1971, [[David Allen]] suggerì che le dimensioni dei maggiori asteroidi potessero essere dedotte dalla misura delle loro emissioni nell'[[radiazione infrarossa|infrarosso]].<ref>{{Cita|D. A. Allen||Allen71}}, 1971.</ref> La tecnica fu adottata inizialmente sugli asteroidi più massicci, con osservazioni da Terra, e, successivamente al lancio del satellite [[IRAS]] nel 1983, in modo sistematico a tutti gli asteroidi noti, nell'ambito dell'IRAS Minor Planet Survey. Per Astrea, [[Edward F. Tedesco]] e colleghi dedussero un diametro medio di {{tutto attaccato|119,07 ± 6,5 km}}.<ref name=IRAS>{{cita|E.F. Tedesco ''et al.''|p. 1061|IRAS}}, 2002.</ref> L'osservazione degli asteroidi della fascia principale nell'infrarosso è stata ripetuta negli [[Anni 2010|anni duemiladieci]] con il [[Wide-field Infrared Survey Explorer]] lanciato nel 2009 dalla [[NASA]] e con [[Telescopio spaziale AKARI|AKARI]] della [[JAXA]], ottenendo valori leggermente minori per le dimensioni di Astrea. Nel 2005, Astrea è stata osservata con il [[Telescopi Keck|telescopio Keck II]], che monta [[Ottica adattiva|ottiche adattive]]; ciò ha permesso di ottenere un'idea di massima della sua forma,<ref name=Hanus2013>{{Cita|J. Hanuš ''et al.''||Hanus_2013}}, 2013.</ref> così come l'osservazione di alcune [[occultazione|occultazioni stellari]] da parte dell'asteroide.<ref>

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Astrea [[rotazione|ruota]] in direzione [[Moto progrado|prograda]] in 16,80061 ore, con il polo Nord puntato in direzione delle [[Sistema di coordinate eclittiche|coordinate eclittiche]] (β, λ) = (40°, 126°).<ref name=Durech_2011/>

Come detto, sono stati individuati diversi asteroidi che presentano parametri orbitali prossimi a quelli di Astrea, ovvero [[semiasse maggiore]] compreso tra {{tuttoattaccato|2,552 e 2,610 UA}}, inclinazione compresa tra {{tuttoattaccato|3,095 e 5,451°}} ed eccentricità tra {{tuttoattaccato|0,146 e 0,236}}, che sono stati raggrupati nella [[famiglia Astrea]], dal nome del primo oggetto scoperto. La famiglia è di [[Famiglia collisionale|natura collisionale]] e raccoglie più di duemila membri, tutti dal diametro inferiore agli 8 km, salvo Astrea stessa.<ref>Gli oggetti di diametro superiore ad 8 km devono essere considerati come spuri.<br />{{Cita|A. Milani ''et al.''|pp. 22-23|Milani_2014}}, 2014.</ref>

== Formazione ==