Nel primo studio pubblicato sulla rivista Nature nel mese di marzo, guidato da Tatsuaki Okada (ISAS e Università di Tokyo), viene discussa l'immagine termica globale dell'asteroide, ripresa durante una rotazione completa.
I dati acquisiti dal Thermal Infrared Imager (TIR) a bordo della sonda mostrano una piccola differenza di temperatura tra la maggior parte dei massi sparsi sulla superficie ed il materiale circostante, indicando un valore di inerzia termica simile pari a circa 300 Jm-2s-0.5K-1 (300 tiu - Thermal Inertia Unit).
L'inerzia termica è quella proprietà che misura l'efficacia con cui un materiale o una struttura conduce e immagazzina il calore, in risposta a variazioni termiche esterne o alle sollecitazioni termiche eventualmente provenienti dall'interno dell'oggetto preso in esame.
Una superficie planetaria con un'inerzia termica elevata acquisirà e perderà lentamente il calore, manifestando differenze di temperatura minori tra notte e giorno, estate ed inverno. Questa proprietà dipende dalla composizione e dalla densità dei materiali coinvolti.
Prima che Hayabusa 2 arrivasse a destinazione, ci si aspettava un terreno cosparso di massi densi ad inerzia termica elevata (che sarebbero dovuti apparire come "punti freddi", quindi scuri, nelle foto), incorporati in uno strato di fine regolite ad inerzia termica minore. Ma le immagini TIR hanno mostrato che non ci sono differenze sensibili di inerzia termica sulla superficie di Ryugu.
A sinistra, la distribuzione termica dell'asteroide prevista prima dell'arrivo di Hayabusa 2. I punti freddi sono i massi più densi ad inerzia termica maggiore, prevista a 1600 tiu; mentre per la regolite era stato ipotizzato un valore di 300 tiu. Notare che, in questa rappresentazione, la forma di Ryugu è quella teorizzata prima della missione.
A destra, l'immagine termica ripresa da TIR da circa 5 km di altitudine (con una risoluzione di circa 4.5 m / pixel) in cui praticamente non notano differenze tra i massi e la regolite.
Se ne deduce che Ryugu è coperto di massi porosi a bassa densità, circondati da frammenti altrettanto porosi.
Dallo studio è anche emerso che le temperature subiscono poche variazioni durante il giorno. Da ciò si deduce che la superficie dell'asteroide è ricoperta da una sostanza che si scalda e si raffredda facilmente, ossia, la massa rocciosa ed il terreno circostante devono essere entrambi materiali porosi (ad inerzia termica estremamente bassa).
La figura a sinistra mostra la massima distribuzione giornaliera della temperatura sull'asteroide Ryugu.
Il grafico a destra confronta la variazione giornaliera della temperatura osservata in ciascun punto con il valore previsto dai calcoli teorici.
Ryugu è un esempio di asteroide di tipo C, ossia un asteroide di tipo carbonioso, tra i più comuni, un corpo primordiale risalente alla fase di formazione del nostro Sistema Solare. Si ritiene, pertanto, che questi oggetti siano importanti capsule temporali che potrebbero rivelare preziose informazioni sugli elementi primordiali e sul processo di formazione dei pianeti.
Si suppone che i meteoriti condriti carbonacee rinvenuti sulla Terra siano frammenti di asteroidi di tipo C. Questi ultimi tendono a non sopravvivere quando entrano nell'atmosfera terrestre ma quelli rinvenuti sono stati ampliamenti studiati e sono risultati decisamente meno porosi della maggior parte delle rocce presenti su Ryugu.
Le immagini TIR ravvicinate, riprese durante le operazioni di discesa di Hayabusa 2, mostrano alcuni massi più freddi con valori di inerzia termica compresi tra 600 e 1.000 tiu, un valore più tipico per un condrite carbonaceo. Tuttavia queste caratteristiche sono solo un'eccezione sulla superficie dell'asteroide.
Per spiegare le differenze emerse, il team ipotizza che gli asteroidi di tipo C possano avere una natura molto meno consolidata del previsto, costituiti da un conglomerato sciolto di polvere soffice e ciottoli. Ryugu sarebbe, quindi, un frammento proveniente da un corpo genitore poroso, con una manciata di massi più densi. Questi potrebbero essere nati dal nucleo dell'asteroide madre o, addirittura, potrebbero avere un'origine completamente diversa e sarebbero stati consegnati sulla superficie durante gli impatti con altri oggetti. Questi asteroidi, soffici, avrebbero difficoltà a sopravvivere alle alte temperature ed alle onde d'urto che si creano durante l'entrata nell'atmosfera terrestre.
Il possibile processo di formazione ed accrescimento di Ryugu.
(1) La formazione inizia con la soffice polvere nella nebulosa solare. (2) Attraverso l'accumulo di polvere o ciottoli. si formano i planetesimi porosi . (3) Il corpo principale di Ryugu potrebbe essere rimasto poroso a causa di un basso grado di consolidamento. (4) Frammentazione del corpo genitore a seguito di un impatto. Alcuni frammenti più grandi diventeranno i massi di Ryugu. (5) I frammenti si riorganizzano per formare Ryugu, con massi porosi e sedimenti in superficie ed un piccolo numero di massi più densi originati dal nucleo interno del genitore. (6) La rapida rotazione dell'oggetto ha generato, poi, la forma che conosciamo.
Se questa composizione soffice fosse tipica dei planetesimi e quindi del materiale disponibile per la nascita dei pianeti, allora l'intero processo di formazione, i cui modelli assumono un materiale di partenza più rigido e la time-line del nostro Sistema Solare andrebbe rivista: gli impatti tra planetesimi porosi porterebbero, infatti, ad una più facile agglomerazione che frammentazione, consentendo una crescita più rapida ed alterando la scala temporale di formazione di un pianeta.
È anche possibile che la porosità di Ryugu possa essere dovuta a una composizione di materiali completamente diversi dai meteoriti condrite carbonacei. Ad esempio, l'asteroide potrebbe essere costituito da materiale ricco di carbonio simile a quello scoperto sulla cometa 67P / Churymov-Gerasimenko. Quando Hayabusa 2 tornerà sulla Terra con campioni prelevati in loco, questi dubbi potranno essere risolti.
Maggiori informazioni:
- press release
- DO 10.1038/s41586-020-2102-6
Il secondo studio riguarda la datazione di Ryugu.
Generalmente la datazione dei corpi celesti avviene tramite la cosiddetta conta dei crateri. Il confronto tra tale risultato ed il tasso d'impatto previsto, fornisce una stima sull'età della superficie dell'oggetto. Tuttavia, questi calcoli possono essere molto incerti.
La prima valutazione della superficie di Ryugu suggeriva che l'asteroide fosse rimasto nella Fascia degli Asteroidi (dove si verificano generalmente molte collisioni) tra 6 e 200 milioni di anni, con un'incertezza importante dovuta al fatto che prima della missione Hayabusa 2, non era possibile sapere come il materiale in superficie avrebbe risposto ad un impatto.
La formazione di un cratere deve combattere contro la forza meccanica della roccia (che contrasta la rottura) e contro la gravità che oppone resistenza quando il materiale viene lanciato verso l'esterno. Le dimensioni finali del cratere e l'estensione dell'area coinvolta dall'impatto dipendono dalla forza o dalle forze che prevalgono durante l'evento.
Sulla Terra, i crateri con diametri superiori a qualche decina di metri sono dominati dalla gravità. La gravità di Ryugu, però, è molto più bassa (solo circa 0,00001 G) ed il suo materiale superficiale è debole come abbiamo visto nello studio precedente, così quale forza possa prevalere non è un risultato così scontato.
Per fortuna, a parte i modelli e le simulazioni, abbiamo a disposizione un esempio pratico perché il 5 aprile 2019, Hayabusa 2 ha rilasciato il piccolo dispositivo impattatore SCI (Small Carry-on Impactor).
Nel documento pubblicato su Science Magazine, il team guidato da Masahiko Arakawa (Università di Kobe) ha esaminato la formazione del cratere generato dall'impatto del proiettile di rame da 2 chilogrammi. che ha colpito la superficie di Ryugu ad una velocità di 2 chilometri / secondo.
Quando SCI è stato rilasciato, l'intera sequenza della collisione è stata osservata dalla telecamera DCAM3, schierata sulla scena mentre Hayabusa 2 si andava a riparare dietro l'asteroide.
Tre settimane dopo, il nuovo cratere è stato ripreso anche dalla fotocamera ONC-T a bordo della sonda, mentre la navicella spaziale scendeva a 1,7 chilometri sul luogo dell'impatto.
Le immagini riprese dalla DCAM3.
L'impatto SCI ha spostato dozzine di rocce, incluso un masso (Iijima) di 5 metri, che è finito 3 metri a nord-ovest della sua posizione originale.
Tuttavia, il masso chiamato Okamoto, più a sud è rimasto immobile e sembra aver bloccato la crescita del cratere in quella direzione. Il risultato è stato un cratere semicircolare, asimmetrico, con ejecta (ossia massi espulsi dall'impatto) lanciati verso nord-ovest.
Queste immagini del cratere SCI sono state riprese dalla fotocamera ONC a bordo della sonda. (A) L'area prima dell'impatto, ripresa da un'altitudine di 1,72 km. MB è il masso Iijima, SB è il masso Okamoto. (B) Stessa posizione dopo l'impatto. (C) Il cratere SCI è contrassegnato dal semicerchio giallo e la casella bianca è la regione mostrata in (D) con contrassegnata una piccola fossa (Pit). Crediti: Arakawa et al, Science 2020.
Misurando il bordo rialzato che si è venuto a creare a confronto con l'elevazione della superficie originale, il nuovo cratere ha un diametro di 14,5 metri e 17,6 metri. Queste misure, a causa della gravità e della forza superficiale molto più deboli, sono indicativamente sette volte più grandi rispetto a quelle di un cratere che si sarebbe formato sulla Terra a seguito di un impatto simile. Se ne deduce che Ryugu potrebbe avere una struttura a strati, con uno strato più duro interno e materiale più soffice in superficie.
Gli ejecta osservati da DCAM3 hanno fornito due indizi fondamentali sulle forze intervenute.
Innanzitutto, il materiale espulso è rimasto attaccato al terreno e gli esperimenti di laboratorio indicano che ciò si verifica quando la gravità limita la formazione del cratere.
Il secondo indizio riguarda il materiale eiettato e depositato, rimasto, almeno parzialmente, sul bordo del cratere, E, in base alle simulazioni, anche questa circostanza si verifica quando la velocità delle particelle lanciate in aria è influenzata dalla gravità.
Ma se la debole gravità di Ryugu ha un ruolo così determinante nel processo di formazione del cratere, allora vuol dire che il materiale sulla superficie dell'asteroide ha una resistenza estremamente bassa. Per avere un'idea, potremmo paragonarlo alla sabbia, un materiale costituito da piccoli granelli, la cui forza ha origine solamente dall'attrito tra le particelle che, a sua volta, dipende dalla gravità (debole) delle particelle stesse.
Le simulazioni prevedevano che, in uno scenario dominato dalla gravità, SCI avrebbe creato un cratere con raggio 6,9 - 7,7 metri, in accordo con il raggio apparente effettivo di circa 7,3 metri.
Se la distribuzione dimensionale dei crateri sulla superficie di Ryugu è determinata dalla gravità, allora la superficie dell'asteroide è più giovane del previsto.
L'esperimento SCI suggerisce che Ryugu rimase nella Fascia degli Asteroidi per un periodo compreso tra 6,4 e 11,4 milioni di anni. Successivamente, una nuova orbita lo avrebbe spinto nel Sistema Solare interno dove è diventato un asteroide prossimo alla Terra (NEA). In questa zona dello spazio, le collisioni sono molto meno frequenti e diventa difficile giudicare il passare del tempo. In termini approssimativi, si stima che i NEA esistano da circa 10 milioni di anni.
C'è, tuttavia, un dettaglio da tenere in considerazione: nel corso del tempo potrebbe essersi verificato un evento di rimodellazione della superficie in grado di cancellare i vecchi crateri ed alterare la nostra interpretazione. La verifica di questi scenari sarà oggetto di studi futuri.
Maggiori informazioni:
- press release
- DOI 10.1126/science.aaz1701
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