pianetino
Indice
Descrizione generale
sm. [sec. XVII; dim. di pianeta]. Corpo del sistema solare le cui dimensioni sono intermedie fra quelle dei pianeti e quelle dei meteoriti. È anche chiamato asteroide, o pianeta minore, o piccolo pianeta, o planetoide. "Per i dati fondamentali di alcuni pianetini vedi tabella al lemma del 15° volume." "Vedi tabella vol. 17, pag. 159" I pianetini si muovono in genere su orbite comprese fra quelle di Marte e di Giove; la loro eccentricità media è relativamente bassa, quantunque alcuni pianetini abbiano eccentricità di 0,8 o più. La distanza media dal Sole è di ca. 3 unità astronomiche; alcuni pianetini si avvicinano però al Sole più di Mercurio e uno, Hidalgo, arriva sino all'orbita di Saturno. Anche le inclinazioni delle orbite sono molto varie, ma in gran parte attorno al valore medio di 10º. Tuttavia sono stati trovati numerosi corpi rocciosi con caratteristiche simili a quelle dei pianetini anche nelle regioni esterne del sistema solare, in orbite transnettuniane (oggetti TNO, Trans-Neptunian Objects) e nella cintura di Kuiper. Il primo degli oggetti TNO fu scoperto solamente nel 1992, mentre sono noti oltre 500 di questi corpi.
Astronomia: genesi dei pianetini
La teoria più antica sulla genesi dei pianetini risale a H. W. M. Olbers, che vedeva in essi i frammenti di un pianeta, Fetonte, scomparso in una misteriosa catastrofe. Una seconda teoria (H. Alfvèn, 1964) si richiama ai meccanismi tramite i quali sarebbero sorti i pianeti (planetogenesi) e considera i pianetini quali prodotti di aggregazione di planetesimi primordiali, o planetesimi individuali. La teoria più accreditata, formulata inizialmente da G. Kuiper nel 1950, vuole che essi siano il risultato della mancata aggregazione di un'unica massa di dimensioni planetarie da attribuire alle perturbazioni gravitazionali esercitate soprattutto da Giove, la cui ingente massa avrebbe determinato l'aumento dell'inclinazione e dell'eccentricità dei proto-asteroidi e il conseguente instaurarsi di un regime collisionale violento che non avrebbe più permesso l'aggregazione in un unico corpo. La maggior parte della materia inizialmente in condensazione nella fascia principale sarebbe, quindi, stata espulsa dal sistema solare. L'evoluzione successiva degli oggetti della cintura principale è stata delineata essenzialmente dagli impatti reciproci, il che potrebbe spiegare sia l'elevatissimo numero di oggetti di piccolissime dimensioni, che l'esistenza delle famiglie in moto comune. La residua massa complessiva sarebbe dell'ordine del millesimo di quella della Terra, e non raggiungerebbe, quindi, neppure un decimo della quantità di materia che forma la Luna; verrebbe a costituire un piccolo astro di appena 1500 km di diametro, confrontabile, in volume, con i satelliti medi di Saturno. Ricerche sistematiche sui pianetini "Per la missione della sonda Cassini e i pianetini incontrati sulla traiettoria Terra-Saturno vedi schema a pag. 431 dell'Aggiornamento 1990." sono state compiute fra il 1950 e il 1952 con la Mc Donald Survey all'Osservatorio Mc Donald (Fort Davies, USA), e a partire dal 1960 a Monte Palomar (USA) con la Palomar-Leiden Survey; queste hanno dimostrato che il numero degli oggetti più luminosi della 20m è di circa 50.000, mentre è prossimo a 500.000 quello dei pianetini fino alla 21m,2. Lo studio dei pianetini riscontra un grande interesse grazie alle preziose implicazioni con i processi di genesi del sistema solare. Insieme ai bolidi e ai meteoriti, questi corpi minori sono ritenuti i rappresentanti più puri e genuini delle prime fasi di condensazione cui soggiacque la nube protosolare 4.600.000 anni or sono.
Astronomia: caratteristiche dei pianetini
Sono noti oltre 26.000 pianetini, dei quali sono stati determinati in maniera accurata gli elementi orbitali. Il primo pianetino individuato, Ceres, fu scoperto nel 1801 da G. Piazzi, che riempì la lacuna corrispondente a n=3 nella legge di Titius e Bode. La luminosità di Ceres è tuttavia estremamente bassa tanto che fu immediatamente evidente che le dimensioni del corpo celeste dovevano essere piuttosto modeste. Successivamente, su orbite simili, furono scoperti Pallade, Giunone e Vesta: rispettivamente nel 1802, 1804 e 1807. K. F. Gauss sviluppò un metodo per la determinazione delle orbite a partire da tre sole osservazioni che offrì la possibilità di seguire il moto di questi deboli oggetti anche con i modesti strumenti dell'epoca. Dopo un intervallo di tempo durato fino al 1845, fu istituita una ricerca sistematica di pianetini, resa ancora più fruttifera con l'uso della fotografia (ca. 1890). Tutti i pianetini ricevono, all'atto della prima osservazione, una sigla di identificazione composta dall'anno d'osservazione e da una combinazione di due lettere (per esempio, 1933 OK), che viene cambiata nel nome e numero ufficiale del Catalogo dei pianetini (per esempio, 1668 Hanna) una volta che ne sia stata calcolata l'orbita in seguito ad almeno due passaggi all'opposizione. I pianetini sono corpi molto piccoli: Ceres, il più grande, ha un diametro di soli mille chilometri, altri (Pallade e Vesta) hanno dimensioni dell'ordine dei 500 km; solo un centinaio ha invece dimensioni superiori ai 100 km, mentre il numero cresce secondo una tipica legge di potenza quando ci si sposta verso gli oggetti a dimensioni inferiori, fino a qualche km ca., quando diventano difficilmente osservabili. Le misurazioni per i più piccoli sono, comunque, indirette, ovvero basate su osservazioni spettroscopiche e su ipotesi per quanto riguarda l'albedo, la composizione chimica e la densità. A questo proposito, i pianetini si possono suddividere in tre classi: due classi, tipo S e tipo M, sono costituite da pochi pianetini abbastanza brillanti (albedo compresa tra 0,10-0,22 e tra 0,10-0,18 rispettivamente) e da una miscela metallica di ferro e di nichel (tipo M) eventualmente arricchita di silicati di ferro e magnesio (tipo S). La terza classe, che comprende circa il 75% dei pianetini conosciuti, è costituita da corpi di materiale opaco (albedo inferiore a 0.05) e simile a quello delle condriti carbonacee. Sono presenti anche molte eccezioni tra le quali ricordiano Vesta, il secondo pianetino per dimensioni, la cui superficie mostra evidenti tracce basaltiche. La densità deve essere corrispondentemente compresa fra 3,5 e 2 g/cm3; la luminosità di molti pianetini appare fluttuare regolarmente nel tempo, a causa della rotazione e dell'irregolarità della superficie. La relativa vicinanza a Giove e la preponderante massa di questo hanno perturbato con continuità le orbite dei pianetini, creando concentrazioni attorno a determinati valori preferenziali per alcuni degli elementi orbitali dei pianetini stessi, in particolare per il semiasse maggiore. Come è stato osservato da D. Kirkwood, i pianetini occupano una fascia nella quale esistono zone in cui il numero dei pianetini è molto basso e altre in cui non se ne trova alcuno (lacune di Kirkwood); tali zone corrispondono a determinati valori semplici del rapporto fra i periodi di rivoluzione dei pianetini e quello di Giove (la più grande corrisponde a un rapporto di 1:3, ma ne esistono altre importanti con rapporti 2:5 e 3:7). Le orbite in tali zone risultano instabili, ovvero piccole perturbazioni tendono ad aumentare l'eccentricità dell'orbita in un tempo scala breve in termini astronomici. I pianetini che finiscono in tali orbite, dette risonanti, si spostano ben presto verso orbite più eccentriche e più interne arrivando ben oltre le orbite dei pianeti interni. Tali oggetti vengono denominati con il nome collettivo di NEA (Near Earth Asteroids). Esistono anche delle zone, corrispondenti ad altri valori semplici di tale rapporto, nelle quali i pianetini si addensano (zone di accumulazione). Importanti pianetini sono quelli che costituiscono i gruppi dei pianetini Troiani (detti anche veri Troiani) e dei pianetini Greci; entrambi hanno con buona approssimazione lo stesso periodo di rivoluzione di Giove e stanno nei vertici di due triangoli equilateri in cui gli altri due vertici sono occupati dal Sole e da Giove; i due triangoli sono simmetrici rispetto al lato Sole-Giove. "Per la figura vedi il lemma del 15° volume." "Vedi schema vol. 17, pag. 159" Le due configurazioni sono stabili, come è stato dimostrato da G. L. Lagrange: sia la posizione dei veri Troiani, sia quella dei Greci sono punti lagrangiani di stabilità. I due gruppi, costituito da 5 pianetini il primo e da 9 pianetini il secondo, sono spesso complessivamente indicati con il nome di pianetini Troiani. Esistono gruppi di pianetini che mostrano elementi orbitali molto simili tra di loro, in particolare inclinazione ed eccentricità, il che fa supporre una genesi comune dei pianetini di questi addensamenti. Con l'aumento del numero di pianetini noti e con l'utilizzo di tecniche statistiche sono state identificate circa una ventina di tali gruppi, detti famiglie dinamiche. L'ipotetica genesi comune dei componenti di una famiglia dinamica è stata provata per una delle più note famiglie, associata all'asteroide Vesta: tutti i membri osservati mostrano, infatti, una inusuale percentuale di materiale basaltico. Vesta, dunque, deve aver subito una violenta collisione nel passato, che ha prodotto un cratere di notevoli dimensioni sul corpo dell'asteroide (osservato dal Hubble Space Telescope) e che ha generato la famiglia dinamica. La scoperta delle famiglie dinamiche è di grande interesse da molteplici punti di vista; esse, infatti, permettono di studiare la composizione interna dei pianetini; conoscendone il numero, inoltre, è possibile stimare il tasso di collisioni tra pianetini durante l'evoluzione del sistema solare; dalla cinematica di alcune delle famiglie, infine, è possibile ipotizzare che esse abbiano rifornito di oggetti le orbite risonanti e, di conseguenza, il numero dei NEA. Non tutti i tipi di urto distruttivo, tuttavia, generano famiglie dinamiche: se l'impatto è tale che la velocità dei frammenti è molto inferiore alla velocità di fuga del corpo originario, infatti, essi formano un sistema autogravitante il cui moto non si discosta di molto dall'orbita del progenitore; quando, invece, la velocità dei frammenti è superiore alla velocità di fuga i detriti si disperdono in breve tempo su orbite ben separate da quella iniziale. Il caso intermedio è quello che genera una famiglia dinamica nella quale gran parte dei frammenti mantiene memoria delle condizioni iniziali dell'orbita.
Astronomia: caratteristiche morfologiche
Il delineamento delle caratteristiche morfologiche dei piccoli corpi del sistema solare – notoriamente troppo minuscoli per offrire all'osservazione da Terra dettagli visibili – è andato accrescendosi con il radiosondaggio e il rilevamento diretto effettuato mediante sonde spaziali "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 4 pp 281-285" "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 4 pp 281-285" . Geographos, il pianetino (n. 1620) il cui accostamento ha costituito un obiettivo mancato per la missione Clementine, alla prospezione compiuta con impulsi radar di 450 kW emessi dal radiotelescopio di Goldstone, ha rivelato aspetto fusiforme (532 km) e un periodo di rotazione (intorno all'asse principale d'inerzia) di 5h 10'. Immagini dirette di Vesta (n. 4) sono state ottenute in più occasioni dal telescopio spaziale Hubble con risoluzioni lineari di 90 km; mostrano un astro a simmetria sferica, dalla superficie (di natura piroclastica) mineralogicamente variegata, che ruota in 3h 35' e misura 525 km di diametro. Per le dimensioni riscontrate, Vesta sale pertanto al secondo posto, ponendosi subito dietro Cerere (n. 1). Vesta, mostra, nelle immagini dell'HST, un grande cratere che si è originato probabilmente nell'impatto che ha creato la famiglia dinamica ad esso associata. In effetti, Vesta ed i corpi appartenenti alla sua famiglia dinamica sono gli unici pianetini noti con una composizione superficiale basaltica. Il n. 4179, Toutatis, alla ricognizione radar eseguita con le antenne di Arecibo e Goldstone ha mostrato un'inaspettata formazione doppia: due corpi rocciosi pesantemente craterizzati, di 4,5 e 2 km, roteanti quasi a contatto reciproco. È risultato che Toutatis segue un'orbita eliocentrica di circa 4 anni, la cui eccentricità (e=0,64) lo conduce dalle prossimità di Giove all'interno dell'orbita della Terra (0,9 unità astronomiche); l'astro è dunque un membro NEA (nel settembre 2004 transiterà a soli 1,6 milioni di km). Numerosi sono risultati i pianetini doppi. Oltre Toutatis, anche Castalia (n. 4769), al radar appare costituito da due macigni di circa 1 km, gravitazionalmente connessi. Da parte sua, la sonda Galileo in volo verso Giove, una volta penetrata nella fascia dei pianetini, ha avuto l'opportunità di inviare immagini dirette. La prima visione di un pianetino è stata quella del n. 951 Gaspra (17 km), la cui struttura interna potrebbe tuttavia risultare costituita dall'associazione di più corpi “saldati” insieme da una sorta di intonaco di polveri, brecce e ghiaie di qualche decina di metri di spessore. Un secondo incontro ha fornito l'immagine di Ida (n. 243), nella quale il corpo maggiore (un masso allungato di rocce ferro-silicee di 56 km, rotante in 4,65 ore) appare accompagnato da un satellite (~1 km) denominato Dactylus che gli circola intorno a 100 km di distanza nel periodo di 24 ore. Sia di Gaspra sia di Ida, la speciale commissione per la nomenclatura planetaria dell'Unione Astronomica Internazionale (IAU) ha approvato le denominazioni dei rispettivi dettagli topografici. Atteso il fatto che nelle tre prime immagini dirette, altrettanti pianetini si sono rivelati doppi o multipli e che anche i radar-rilevamenti su Herculina (n. 532), Kleopatra (n. 216), Hector (624), lasciano supporre situazioni analoghe, si deduce che l'esistenza in associazione da parte di codesti planetoidi debba rappresentare una condizione piuttosto diffusa. Eventi collisionali potrebbero in effetti costituire un meccanismo, tuttora in atto, responsabile di diffondere frammenti che il caso, o le perturbazioni, provvederebbero in seguito ad associare ai corpi più cospicui. D'altronde, la debolezza del legame gravitazionale che può esercitarsi fra gli astri di questo rango – e in un regime continuo di perturbazioni – lascia facilmente comprendere come questo tipo di aggregazione non possa durare nel tempo, cosicché i casi di duplicità riscontrata debbono evidentemente aver avuto origine in epoche relativamente recenti. Un risultato interessante tratto dalle elaborazioni dei dati forniti dal satellite per l'infrarosso IRAS e dal COBE (per il fondo cosmologico a microonde) riguarda l'individuazione di una cintura di polveri coorbitante con la Terra: è un relitto del serbatoio nebulare dal quale il nostro pianeta accumulò il proprio materiale costitutivo. Allo scopo di migliorare la conoscenza chimica e mineralogica dei pianetini – nonché i loro processi genetici originari e quelli del rimodellamento successivo – la NASA, nell'ambito del programma Discovery, ha lanciato (febbraio 1996) la sonda NEAR (Near-Earth Asteroids Rendez-vous) con l'obiettivo di avvicinare Eros, planetoide ferroso di 25 km (o 25.000 m). Nel luglio 1997, la sonda NEAR ha raggiunto e avvicinato, fino a una distanza di 1200 km, il pianetino Mathilda (n. 253). Il motivo dell'interesse verso questo tipo di pianetini risiede nel fatto che presumibilmente si tratta di corpi la cui composizione chimica è rimasta praticamente intatta durante gli ultimi 4,5 miliardi di anni, costituendo quindi un campione altamente rappresentativo della materia da cui si è formato il nostro sistema solare. Finora, a parte il piccolo Braille, solo Gaspra (n. 951) e Ida (n. 243) sono stati avvicinati da sonde spaziali. A differenza però di questi ultimi due, costituiti prevalentemente da rocce silicacee, Mathilda è formato per buona parte da composti del carbonio e riflette quindi solo il 4% della radiazione solare nel visibile (due volte più scuro del carbone). Il pianetino è risultato avere forma irregolare (dimensioni = 66x48x46 km) resa ancor più tale dalla presenza di cinque grossi crateri, il maggiore dei quali con un diametro di 30 km e una profondità di 10 km. Da stime e simulazioni effettuate si calcola che esso sia stato prodotto dall'impatto con un asteroide di dimensioni di 3 km alla velocità di 5 km/sec. Rimane molto difficile spiegare come Mathilda abbia potuto mantenersi integro da una tale collisione capace di sviluppare un'energia superiore all'esplosione di 600 miliardi di t di tritolo. Inoltre, misurando la lievissima decelerazione subita dalla sonda e dovuta all'attrazione gravitazionale del pianetino, si è dedotta una densità media pari a 1,3 g/cm3 solo di poco superiore a quella dell'acqua. Una densità così bassa (la metà di quella misurata finora per gli asteroidi nonché della densità delle meteoriti carbonacee ‘CM' di composizione chimica simile a quella di Mathilda) la si spiega ipotizzando che il pianetino non sia in realtà un corpo unico, bensì un aggregato di detriti e corpi di dimensioni minori tenuti a stretto contatto dalla gravità. Ciò spiegherebbe anche come mai Mathilda sia rimasto intatto ai violenti impatti cui è stato soggetto. Tali impatti lo avrebbero effettivamente distrutto, ma buona parte dei frammenti scagliati si sarebbe successivamente riaccumulata e ricomposta grazie all'attrazione gravitazionale. I “vuoti” presenti negli interstizi tra un frammento e l'altro abbassano la densità ai livelli misurati. L'obiettivo principale della missione NEAR era però quello di studiare dettagliatamente Eros (n. 433), mettendosi in orbita attorno a esso e successivamente planando sulla sua superficie. Nonostante numerosi inconvenienti tecnici la missione si è conclusa positivamente il 12 febbraio 2001, con un paio di anni di ritardo sul previsto. I dati ottenuti, la prima mappa completa della superficie di un pianetino, e le 69 immagini ad alta risoluzione nella fase di atterraggio, sono ancora in fase di analisi, tuttavia, le immagini mostrano un corpo di composizione silicacea e di forma molto irregolare (33x13x13 km) simile a Mathilda. La superficie di Eros è, inoltre, inaspettatamente cosparsa da numerosi detriti rocciosi, la maggior parte dei quali è probabilmente proveniente dallo stesso impatto che ha generato il più grande cratere del pianetino.
Astronomia: oggetti NEA
Gli oggetti NEA, dopo la loro scoperta vennero classificati, in funzione della caratteristiche orbitali, in tre classi distinte: oggetti Atena, Apollo e Amor. Il gruppo Atena ha orbite quasi interamente interne a quella terrestre; il gruppo Apollo ha orbite prevalentemente esterne; il gruppo Amor ha orbite esterne, ma pressoché tangenti al perielio. È probabile che tutti i pianetini NEA provengano dalle lacune di Kirkwood della cintura principale, dove sarebbero stati portati in seguito ad eventi collisionali. In tali orbite un pianetino subisce perturbazioni gravitazionali che lo portano, in un tempo scala dell'ordine di pochi milioni di anni, o ad essere espulso dal sistema solare o ad essere immesso in orbite interne. Un meccanismo meno rapido di rifornimento dei NEA, è stato scoperto e chiama in causa l'azione di Marte, che sarebbe in grado di perturbare le orbite dei pianetini della regione più interna della cintura principale. Fra i NEA che hanno “sfiorato” la Terra, ricordiamo, oltre ai capostipiti Apollo ed Amor, avvicinatisi a meno di 3 milioni di km nel 1932, Adone (1,3 milioni di km nel 1936); Ermete (680.000 km nel 1937); Icaro (6,7 milioni di km nel 1968), un piccolo corpo di una decina di metri penetrato e fuoriuscito dall'atmosfera il 10 agosto 1972 e il 1994 XM1, arrivato a meno di 110.000 km nel 1994. Si è perfino scoperta una “quasi” collisione con il pianetino Geographos, evitata nel 170 a. C., per una differenza di solo qualche ora "Per approfondire Vedi Gedea Astronomia vol. 1 pp 1-7, 221-223; vol. 2 pp 121-125 e pp 202-205" "Per approfondire Vedi Gedea Astronomia vol. 1 pp 1-7, 221-223; vol. 2 pp 121-125 e pp 202-205" . Fino al 1994 si annoveravano un paio di centinaia di NEA, ma una serrata campagna di ricerca avviata con la consapevolezza derivante dalla loro pericolosità e grazie all'evoluzione delle tecniche d'individuazione, ne sta facendo accrescere di continuo il numero dei membri noti. Si conoscono circa 1800 oggetti la cui orbita ha intersecato o intersecherà l'orbita terrestre: di questi circa 800 sono di tipo Apollo, altri 800 di tipo Amor ed oltre un centinaio sono del tipo Atena. Mentre si valuta che masse solide di alcune decine di metri di diametro (specie se di natura metallica) in un urto a 30 km/s con il suolo del nostro pianeta possano generare devastazioni a livello locale (il Meteor Crater dell'Arizona fu scavato da un corpo di 35 m; il cataclisma della Tunguska del 1908 da una massa solo di poco superiore), collisioni provocate da pianetini di centinaia o migliaia di metri provocherebbero alterazioni gravi all'ecosfera a motivo dei prodotti inquinanti (polveri, ceneri, vapori) che, disperdendosi nell'atmosfera, ne comprometterebbero la trasparenza alla radiazione solare e la capacità termica (effetto serra). A questo proposito, va ricordato che il pianetino che con il suo urto, 65 milioni d'anni or sono, decretò le grandi estinzioni del Cretaceo-Terziario aprendo nello Yucatán un'escavazione di 380 km, probabilmente non raggiungeva 15 km di diametro. Nel Québec, l'urto di un planetoide di 1 km circa ha scavato un bacino di 70 km d'ampiezza in un'epoca risalente a 200 milioni d'anni fa. Impatti con pianetini di un centinaio di km avrebbero facoltà d'annientare l'intera biosfera e di sconvolgere lo stesso equilibrio esistente fra l'idrosfera e la litosfera della Terra. A partire dai primi anni Novanta la comunità astronomica internazionale ha convenuto di realizzare il progetto Spaceguard nell'intento di creare una rete planetaria di centri di sorveglianza per l'avvistamento e la classificazione dei NEA. Promosso inizialmente dal Jet Propulsion Laboratory NASA di Pasadena con i telescopi Schmidt di 0,4 e 0,9 m di monte Palomar e di Kitt Peak, il progetto è proseguito a Siding Spring con il telescopio anglo-australiano di 1,2 m d'apertura, e a Flagstaff, col 0,9 m dell'Osservatorio Lowell. Nell'ambito dell'Osservatorio Nazionale su Kitt Peak (Arizona), sono attualmente in funzione due Spacewatch Telescopes (telescopi per la vigilanza dello spazio) riflettori di 0,9 e 1,8 m di apertura dotati di camere CCD per l'acquisizione delle immagini; sul monte Haleakala (Hawaii) opera il centro NEAT (Near-Earth Asteroid Tracking) che fa uso di un riflettore da 1 m asservito a un sistema automatizzato di ricerca. Generalmente, gli strumenti dedicati al progetto Spaceguard memorizzano le posizioni celesti di un determinato campo ottico ripreso nel corso di più intervalli di tempo. Un programma computerizzato consente di ottenere dati preliminari sulle traiettorie delle sorgenti che, fra un'esposizione e l'altra, mostrano d'aver subito spostamenti. Fra i successi importanti del progetto di sorveglianza spaziale è da annoverare la scoperta, nel 1993, di tre pianetini situati fra Saturno e Nettuno (denominati centauri) – e KA2, un grosso bolide di 6 m che ha sfrecciato a soli 15.000 km dalla Terra. Dal centro di sorveglianza NEAT è stato scoperto (1996) il planetoide a più alta eccentricità orbitale: si tratta di 1996 PW, un corpo di 10-15 km di diametro, che descrive in circa 5000 anni una traiettoria di tipo cometario che lo trascina a diverse centinaia di UA dal Sole, ben al di là degli estremi limiti del sistema. Un successo è stata anche la previsione dell'avvicinamento alla Terra del pianetino 1999 JM8, il quale effettivamente, agli inizi di agosto 1999, è transitato a 8,5 milioni di km dal nostro pianeta: una distanza sufficiente ai radiotelescopi di Arecibo e Goldstone (allertati per tempo dell'imminente passaggio) per effettuare una ripresa radar ad alta risoluzione dell'oggetto, risultato grande poco meno di 4 km, di forma irregolare e con molti crateri da impatto. In un convegno (settembre 1995) tenutosi a Vulcano, ove sono stati discussi i risultati del progetto Spaceguard, la comunità astronomica ha caldeggiato il proposito di realizzare nello spazio, entro il 2006, una rete coordinata di almeno sei grandi telescopi (con aperture non inferiori ai 2 m) per tentare di individuare e mantenere sotto sorveglianza almeno il 70% dei NEA. Essa potrà venir eventualmente integrata da un sistema di piccoli satelliti destinati alla vigilanza e all'allerta automatiche, 24 ore su 24. Le probabilità di rivelare in tempo la minaccia di un impatto pericoloso a danno della Terra sembrano aggirarsi nell'ordine da 1 a 5000. Appare quindi indispensabile accrescere le conoscenze sugli elementi orbitali e sul numero dei possibili incursori. Una volta accertata la temibilità di un accostamento, alcuni criteri d'intervento sono stati proposti: fra essi – e se la tempestività della previsione lo consente – è contemplata una missione per l'applicazione di adeguati sistemi propulsivi alla massa del planetoide, tali da deviarne la traiettoria. Oppure – extrema ratio – l'aggressione con esplosivi chimici o nucleari d'alto potenziale aventi lo scopo di suddividere l'energia distruttiva del piccolo astro su un gran numero di frammenti minori. "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 1 pp 1-7, 221-227; vol. 2 pp 121-125; vol. 4 pp 61-65; vol. 5 pp 178-180" "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 1 pp 1-7, 221-227; vol. 2 pp 121-125; vol. 4 pp 61-65; vol. 5 pp 178-180"