31/08/17

I MIEI AMICI ASTEROIDI (2): Facciamo il punto sugli asteroidi pericolosi *

Sappiamo bene quanto i media parlino ben poco degli asteroidi se non solo quando qualcuno di loro si avvicina “pericolosamente” al nostro pianeta. In quei casi (a volti montati di proposito, in linea con il catastrofismo dilagante) ci si ricorda che sono corpi (anche se “minori”) del Sistema Solare, dotati di massa e velocità, capaci di liberare, in un eventuale urto, una quantità non indifferente di energia cinetica (E = ½ mv2).

Vale la pena spendere due parole sull’energia che viene trasferita alla Terra a seguito di un impatto con uno di questi “piccoli” oggetti. Spesso e volentieri, si parla solo delle dimensioni del proiettile cosmico. Il diametro è sicuramente un parametro molto importante: più è grande e più aumenta la massa (a parità di densità del materiale che lo compone) e quindi aumenta anche l’energia dell’impatto. Ci si dimentica, però, spesso, della velocità…

A parità di massa, la velocità di impatto gioca un ruolo determinante, dato che figura al quadrato nella formula dell’energia cinetica. Un oggetto di 1 km che atterrasse lentamente sul nostro pianeta farebbe un danno ben modesto, se non proprio nella zona di contatto. Ma se lo stesso oggetto giungesse al suolo con una velocità di parecchi chilometri al secondo ecco che le cose cambierebbero di molto e l’energia liberata sarebbe in grado di sconvolgere l’intero pianeta. Purtroppo, le velocità di incontro della Terra con gli asteroidi sono quasi sempre dell’ordine di parecchi chilometri al secondo (anche decine) e la massa deve inchinarsi alla velocità.

Dicevo prima che la massa dipende dal diametro dell’oggetto, ma anche dalla densità che non è altro che il rapporto tra massa e volume. Un corpo di panna montata e uno di ferro, a parità di diametro, avrebbero una massa molto diversa. Si potrebbe facilmente concludere che le comete fanno decisamente meno paura degli asteroidi, dato che hanno densità minori di 1 g/cm3, mentre gli asteroidi vanno da poco più di 1 fino a 3 o 4 g/cm3. Non illudiamoci troppo, però… una cometa, delle stesse dimensioni di un asteroide, è sicuramente meno massiccia, ma la sua velocità è decisamente più alta e, quindi, l’energia che si libera diventa immediatamente comparabile.

Le comete viaggiano spesso su orbite quasi paraboliche o, quanto meno, su orbite ellittiche molto allungate. Dato che la Terra è relativamente vicina al Sole, quando una cometa ci incontra si trova molto vicina al suo perielio e, di conseguenza, ha una velocità decisamente più alta di quella di un oggetto che si muova su un orbita quasi circolare. Parecchie decine di chilometri al secondo non sono valori inaspettati per una cometa.

E’ un po’ come quando ci si tuffa nell’acqua. Se ci si lancia da un paio di metri, l’acqua ci accoglie quasi con dolcezza, ma se ci si tuffa da decine di metri essa si trasforma in un vero e proprio muro solido, quasi impenetrabile. Il motivo è semplice: è cambiata la velocità d’impatto! L’acqua ha una densità di 1 g/cm3 e di conseguenza una cometa, anche composta  di pura acqua, arriverebbe sulla Terra comportandosi come un corpo ben poco da diverso da una pietra durissima lanciato con velocità non molto minore.

Tuttavia, conosciamo molto meno le comete degli asteroidi. Non perché ce ne siano di meno, in assoluto, ma perché le più pericolose provengono da zone (nube di Oort o fascia di Kuiper) che sono vietate ai nostri telescopi per dimensioni di pochi chilometri e anche molto di più nel caso della nube di Oort. Scopriamo le comete a lungo periodo solo quando sono ormai abbastanza vicine a noi e il loro numero è decisamente basso rispetto a quello degli asteroidi, anche molto piccoli, che sono visibili in ogni posizione della loro fascia di appartenenza, tra Marte e Giove.

Soffermiamoci quindi sugli asteroidi soltanto, pur non trascurando il fatto che una cometa, del tutto inaspettata, sia già partita dalla nube di Oort proprio dopo averci preso di mira! Mai fidarsi delle comete che, con la loro lunga chioma, nascondono la potenziale violenza dietro a un aspetto affascinante e delicato.

Normalmente, gli asteroidi a rischio d’impatto si dividono i quattro classi a seconda della loro orbita. Gli Amor, sempre al di fuori dell’orbita terrestre; gli Apollo, capaci di intersecare l’orbita terrestre, gli Aten, simili agli Apollo, ma con periodo di rivoluzione attorno al Sole minore di un anno; gli IEA (Inner Earth Asteroids), che stanno sempre all’interno dell’orbita terrestre. Questi ultimi si sono scoperti da poco, dato che non è facile osservare qualcosa che è prospetticamente sempre molto vicino al Sole. Fatemeli ricordare, dato che proprio il sottoscritto, insieme a un collega di Nizza e due di Torino, li ha ipotizzati per primo e ne ha definito il possibile numero sulla base di lunghi calcoli di meccanica celeste (cercate tra le referenze della pagina di Wikipedia relativa a Apohele asteroid). Pochi mesi dopo il nostro: “Guardate bene e li troverete!”, ne sono stati scoperti un paio e il loro numero è oggi in crescita, anche se le difficoltà osservative rimangono immutate o quasi.

Beh… mi sono fatto un po’ di pubblicità… ma penso possiate scusarmi! Oggi, in analogia con le tre “A” degli altri gruppi, si chiamano anche Apohele, ma resta sempre la nostra sigla coniata quando non se ne conosceva ancora nessuno.

Non illudiamoci, però, del fatto che sia gli Amor che gli IEA sembrino privi di rischio. Come già raccontato in altri articoli, tutti i NEA provengono dalla fascia principale e sono stati immessi nelle zone vicine al Sole per effetto delle risonanze con Giove (soprattutto). Le loro orbite, perciò, sono profondamente caotiche e possono mutare velocemente, trasportando i loro abitanti da una classe a un’altra. Questa caratteristica comporta che l’evoluzione futura di qualsiasi NEA può essere prevista (con maggiore o minore incertezza) per non più di un paio di secoli.

Non solo, quindi, bisogna scoprirli tutti, ma bisogna anche aggiornare continuamente la loro orbita, sperando sempre che i governi decidano sul “cosa fare” nel caso di un rischio effettivamente alto. E qui sorge un altro problema enorme e, temo, irrisolvibile per la politica odierna. Per tanto che si riesca a prevedere il futuro di questi oggetti, la probabilità di impatto con il nostro pianeta resta sempre incerta. Ciò è dovuto a varie motivazioni, ma principalmente al fatto che non possono essere seguiti per tutta la loro orbita attorno al Sole. Ne consegue che ben difficilmente si determinerà una probabilità del 100%, ma sempre più bassa. In poche parole, anche un asteroide che finirà contro la Terra ci darà una sicurezza perfetta delle sue intenzioni solo pochi mesi prima della catastrofe.

Se i governi pretendessero un 90% di probabilità per passare all’azione non potremmo mai muoverci in tempo per applicare le contro offensive. Anche di questo ne abbiamo già parlato più volte.

Vediamo, allora, qual è la situazione della nostra conoscenza sui NEA. Ossia, quanti ne conosciamo e quanti ce ne potremmo aspettare. Ovviamente, i più grandi e, quindi, luminosi, sono stati scoperti quasi tutti. In altre parole, gli asteroidi maggiori di 1 km li conosciamo al 92-95%. Essi rappresentano il rischio “globale”, ossia un loro urto contro la Terra avrebbe ripercussioni su tutto il globo, indipendentemente dal punto di caduta. Le vittime andrebbero da centinaia di milioni a miliardi di individui. Tuttavia, essi sono costantemente sotto controllo.

Non si possono, però, trascurare impatti con oggetti più piccoli. Abbiamo visto che anche una “cosuccia” di pochi metri potrebbe causare feriti o anche vittime (vedi il bolide russo del 2013). Si è deciso, da tempo, di cercare di scoprire tutti gli oggetti superiori ai 100 metri, capaci (se non fatti proprio di panna montata) di superare lo scudo atmosferico e causare danni a livello di una nazione o di una metropoli. E qui le cose si complicano.

Il loro numero cresce velocemente e, per averne una conoscenza sufficiente per intervenire, non bastano un paio di telescopi dedicati. Ci vuole un duro lavoro di inseguimento, costante e continuo. A questo riguardo è essenziale l’aiuto degli astrofili sparsi in tutti il mondo. Purtroppo, gli astrofili che si dedicano a questi programmi sono pochi, a parte negli USA. Insomma, una rete efficiente di inseguimento è ben lontana dall’essere veramente operativa.

Vediamo la situazione attuale (in continua evoluzione) nella Fig. 1, recuperata da un lavoro di un mio grande amico e collega californiano, Alan Harris.

Figura 1
Figura 1

In ascissa vi è il diametro e in ordinata il numero di NEA per intervallo di diametro. La linea rossa si riferisce agli oggetti osservati, mentre quella blu a ciò che ci si aspetta sulla base di vari modelli teorici. Come si nota, possiamo dire che le due linee si sovrappongono quasi perfettamente per diametri superiori al chilometro, ma poi divergono velocemente. C’è ancora molto da fare!

In ascissa, però, vedete che ho inserito un’altra scala: quella della magnitudine assoluta H. In realtà, ciò che si osserva è proprio la luminosità, ossia la magnitudine, in una certa lunghezza d’onda, normalmente il visibile.  Ricordo che la magnitudine assoluta è la magnitudine che avrebbe l’asteroide se si trovasse a una unità astronomica sia dal Sole che dalla Terra. Qualcosa che si ricollega alla magnitudine assoluta di una stella, ma un po’ più complicato, dato che la magnitudine assoluta degli asteroidi si riferisce alla fase solare massima, ossia all’opposizione perfetta.

Comunque sia, il passaggio da magnitudine assoluta a diametro non è del tutto indolore. Gli asteroidi non sono corpi neri che assorbono tutta la luce e la riemettono in base alla temperatura. La maggior parte della loro luce è luce riflessa e dipende, quindi, da quanto la loro superficie assomigli più o meno a uno specchio… Il parametro che indica la capacità di riflessione si chiama albedo. Più è grande e più luce viene riflessa. Esiste una semplice formula che lega magnitudine assoluta e diametro che, però, ha bisogno, chiaramente, dell’albedo. Normalmente l’albedo non si conosce, dato che sarebbero necessarie misure molto particolari. Cosa si fa allora? Si prende un’albedo media e si usa quella, sapendo che si introduce sicuramente un certo errore nel diametro.

Gli asteroidi sono abbastanza dispettosi e non hanno un albedo simile tra loro, ma si dividono in due grandi gruppi; quelli a bassa albedo (valori inferiori a 0.1, ma spesso anche minori di 0.05 … peggio del carbone) e quelli ad alta albedo (maggiore di 0.1, ma anche maggiori di 0.3 e anche più). Nella fascia principale si può avere una stima dell’albedo dalla posizione degli asteroidi rispetto al Sole. I più lontani, oltre le 2.7-2.8 UA dal Sole sono normalmente a bassa albedo, ossia oggetti “carbonacei”, mentre per distanze minori sono normalmente ad alta albedo, ossia oggetti “silicei”. Questa differenza dipende essenzialmente dalla composizione della nube originaria proto planetaria. E’ una stima di massima, perché talvolta si trovano oggetti scuri vicini e oggetti chiari lontani, ma, in qualche modo, i valori medi dell’albedo asteroidale si possono stimare in base al semiasse maggiore dell’orbita.

I NEA, invece, sono decisamente più problematici. Essi possono provenire da qualsiasi parte della fascia principale, dato che le risonanze che possono trasportarli fino a orbite molto vicine al Sole si trovano un po’ ovunque. Purtroppo nessuno ci dice da dove proviene un oggetto e la stima dell’albedo diventa un problema più grande. Nella figura precedente si è usato un albedo media di 0.14, ma, in qualche caso, questa scelta può portare a errori piuttosto grandi anche se non veramente importanti  per studi statistici come il nostro.

Spieghiamo meglio il problema dell’albedo e come si può parzialmente risolvere. Immaginiamo di osservare tre asteroidi nel visibile che siano ugualmente luminosi, dopo aver corretto la magnitudine in funzione della distanza dalla Terra e dal Sole (note entrambe). Inserendo un’albedo media uguale per tutti e tre, troveremo, ovviamente, lo stesso diametro. Tuttavia, il primo oggetto potrebbe essere piccolissimo ma con albedo molto alta; il secondo di media albedo e medie dimensioni; il terzo molto grande, ma di albedo decisamente bassa.  Da terra non possiamo assolutamente discriminare meglio i tre oggetti (a parte eseguire osservazioni polarimetriche estremamente lunghe e difficoltose). Un bel problema… che vediamo rappresentato nella Fig. 2.

Figura 2
Figura 2

Facciamo un altro esempio del tutto simile (cambiano solo le condizioni di partenza). Questa volta abbiamo tre asteroidi di luminosità decisamente diversa. Il primo è luminosissimo, il secondo di buona luminosità e il terzo appena visibile. Se imponessimo la stessa albedo a tutti e tre, troveremmo diametri decisamente diversi: il primo risulterebbe molto grande, il secondo medio e il terzo piccolissimo. In realtà come si vede in Fig. 3 gli asteroidi hanno le stesse dimensioni, ma il primo ha un’alta albedo, il secondo media e il terzo molto bassa. Abbiamo di nuoco commesso un grave errore nella stima del diametro.

Figura 3
Figura 3

Purtroppo, come già detto, gli asteroidi riflettono la luce e questo non li può certo fare assomigliare a un corpo nero. Tuttavia, questo è vero soprattutto nelle lunghezze d’onda del visibile. Se, invece, riuscissimo a osservarli nell’infrarosso le cose cambierebbero di molto. A queste lunghezze d’onda chi comanda è la radiazione termica, ossia quella che misuriamo nel corpo nero e nelle stelle. In altre parole, il flusso luminoso dipenderebbe dalla temperatura e non dall’albedo. In queste condizioni, più un oggetto è grande e maggiore è la sua superficie radiante e quindi la sua luminosità nell’infrarosso. Cosa vuol dire tutto ciò? Semplicissimo: osservando gli asteroidi a lunghezze d’onda abbastanza lunghe abbiamo una relazione diretta tra luminosità e diametro. I più luminosi sono anche i più grandi. Magnifico! Sì, ma per osservare nell’infrarosso bisogna andare fuori dall’atmosfera, ossia costruire un telescopio apposta… E qui casca l’asino.

Molti anni fa, insieme all’Alenia Spazio, avevamo presentato all’ASI e all’ESA un progetto per un telescopio spaziale dedicato alla ricerca dei NEA (ma anche di qualsiasi oggetto asteroidale e non solo) che guardasse solo nell’infrarosso. La spesa era piuttosto modesta, ma… gli asteroidi sono poco importanti finché non rischiano davvero di colpirci. E poi era una missione puramente scientifica e non mediatica (nessun’immagine affascinante o colori arlecchino…). Conclusione? Qualche decina di milioni per uno studio preliminare di fattibilità e poi tutto nel cassetto in attesa che ci fossero fondi a sufficienza per una missione giudicata di serie B. Ancora una volta, la miopia scientifica di coloro che decidono ad alti livelli è stata vincente. Molti anni dopo WISE e NEOWISE della NASA hanno fatto proprio quello che pensavamo di fare noi. Ovviamente con ampie ricadute anche su oggetti stellari e galattici, come noi avevamo ampiamente sottolineato.

Va bene, lasciamo da parte le polemiche scientifiche se no… mi picchiate. Torniamo ai nostri NEA e ai loro rischi. La Fig. 1 si trasforma facilmente in figure molto più “scioccanti”, come quella di Fig. 4, dove in ascissa vi è il diametro dell’asteroide e in ordinata l’intervallo (in anni) tra due collisioni con la Terra previste per un oggetto di tale diametro. Sempre in ascissa (in alto) vi è l’energia in megatoni (milioni di tonnellate di tritolo) liberata in un urto con un oggetto di quel diametro (si sono poste, ovviamente, una densità e una velocità medie).

Figura 4
Figura 4

Con questa figura sott’occhio, ognuno può valutare da solo quanto il rischio effettivo sia solo un’ipotesi remota o un qualcosa da non poter trascurare. Sicuramente non è un rischio “politico”, nel senso che i tempi scala sono tali da non impensierire un monarca o un capo di Stato e tutti i suoi figli, nipoti e pronipoti. Prima o poi, però… Insomma, se non si passerà all’azione, anche noi, con tutta l’enorme tecnologia acquisita, faremo una fine simile a quella degli sprovveduti dinosauri.

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QUI tutti gli articoli finora pubblicati della serie "I miei amici asteroidi"

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