5 Astraea: differenze tra le versioni

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{{citazione|Astrea non sarà osservabile senza un telescopio abbastanza buono; e, per quanto possa essere potente lo strumento utilizzato, è necessario avere una conoscenza piuttosto esatta della sua posizione rispetto alle stelle vicine, per non osservare l'oggetto sbagliato. All'[[opposizione (astronomia)|opposizione]] del 1847 non è stata più luminosa di una stella della decima magnitudine, e nessuna [[carta celeste]] finora pubblicata include stelle così fievoli.|{{Cita|John Russell Hind|p. 121|Hind}}, 1852|Astræa will not be seen without a tolerably good telescope; and, however powerful may be the instrumental means employed, it is necessary to have a pretty exact knowledge of her position in respect to the neighboring stars, to guard against observing a wrong object. At the opposition in 1847 she was not brighter than a star of the tenth magnitude, and no charts of the heavens hitherto published contain stars of so faint a class.|lingua=en}}

Nel 1847, due mesi dopo l'opposizione, Astrea raggiunse la dodicesima magnitudine, risultando osservabile solo attraverso i telescopi più potenti.<ref>{{Cita|John Russell Hind|p. 121|Hind}}, 1852.</ref> [[Karl Christian Bruhns]] propose nel 1856 una prima stima del diametro di Astrea (valutato in circa 98 &nbsp;km) e di altri 39 asteroidi, desumendo le loro dimensioni dalla luminosità ed assumendo quale loro [[albedo]] una media di quelle dei pianeti esterni e delle loro lune maggiori.<ref>{{cita|C. Bruhns||Bruhns}}, 1856.</ref> Come conseguenza di quest'ipotesi, i valori ottenuti risultarono tutti sottodimensionati.<ref name=Hilton>{{cita libro |lingua=en |autore=James L. Hilton |capitolo=Asteroid Masses and Densities |titolo=Asteroids III |curatore=William Frederick Bottke |editore=University of Arizona Press |anno=2002 |isbn=978-0-8165-2281-1 |pp=103-112 |url=http://web.archive.org/web/20080819191809/http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3008.pdf |formato=PDF |accesso=9 agosto 2015}}</ref> Seguendo una procedura sostanzialmente analoga e utilizzando come termine di paragone le misure del diametro di [[Cerere (astronomia)|Cerere]] e [[2 Pallas|Pallade]] ottenute da [[William Herschel]] e [[Johann von Lamont]], [[Edward James Stone]] fornì nel 1867 valori alternativi per il diametro di 71 asteroidi (stimando quello di Astrea in 57 miglia, pari a circa 105 &nbsp;km) da dati osservativi di [[Norman Robert Pogson]].<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Approximate relative Dimensions of Seventy-one of the Asteroids (Extract of a letter from Prof. Madler) |autore=E. J. Stone |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=27 |pp=302-303 |anno=1867}}</ref> Ad ogni modo, poiché tali stime si basarono su assunzioni errate, esse, così come altri valori indicati prima della seconda metà del [[XX secolo|Novecento]], sono risultate nel loro complesso di scarsa accuratezza,<ref name=Hilton/> sebbene nel caso specifico di Astrea si discostino meno dal valore reale rispetto a quanto accada nel caso di altri asteroidi.

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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[[File:AnimatedOrbitOf5Astraea.gif|thumb|In blu l'orbita di 5 Astraea, in rosso l'orbita dei pianeti interni e di Giove.]]

Astrea segue un'orbita compresa tra quelle di [[Marte (astronomia)|Marte]] e [[Giove (astronomia)|Giove]], nella porzione intermedia della [[fascia principale|fascia degli asteroidi]], che completa in 4,13 [[anno|anni]] (4 anni e 47 giorni circa). L'orbita presenta un'[[inclinazione orbitale|inclinazione]] di 5,36° rispetto al piano dell'[[eclittica]] ed un'[[eccentricità orbitale|eccentricità]] di 0,191.<ref name=DatiOrbitali/> Al [[perielio]], l'asteroide è raggiunge una distanza dal Sole di poco superiore alle 2 [[Unità astronomica|UA]], mentre all'[[afelio]] supera le 3 UA.

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 {{tuttoattaccatoTA|2,552 e 2,610 UA}}, inclinazione compresa tra {{tuttoattaccatoTA|3,095 e 5,451°}} ed eccentricità tra {{tuttoattaccatoTA|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 &nbsp;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 ==