L’asteroide 1052 Belgica è un asteroide di tipo roccioso (stony)  scoperto il 15 novembre del 1925 da Eugène Joseph Delporte in Belgio e si trova nella fascia principale degli asteroidi tra Marte e Giove. Per maggiori dettagli vi rimando al sito NASA JPL.
Nel dicembre dello scorso anno l’asteroide si trovava in una posizione molto favorevole all’osservazione (in opposizione) con una magnitudine massima di 13.6; per questo motivo è stato avviato un programma di fotometria finalizzato a determinarne la curva di luce ed il periodo di rotazione (non noto).
Il 6 dicembre 2012 ho così iniziato una prima sessione osservativa. Dopo il tramonto, mentre aspettavo che l’asteroide spuntasse dal vicino tetto, mi sono dedicato all’osservazione di una cometa ed alla conferma di un asteroide di 17a magnitudine, scoperto poco meno di 14 ore prima dal Catalina Sky Survey (Mpc 703). Ho quindi avviato la sessione fotometrica su Belgica acquisendo 70 pose da 5 minuti fino alle ore 3:00 quando ho dovuto interrompere per l’improvviso sopraggiungere di nubi. Al termine i frame di calibrazione (dark, flat e darkflat).
La curva di luce acquisita il 6 dicembre (Figura 2) mostra un caratteristico andamento a V e tra un po’ ne capiremo il motivo.
Il risultato della prima sessione lasciava presupporre una curva di luce abbastanza facile e di buona ampiezza, per la quale sarebbero state sufficienti tre-quattro notti per determinare con precisione il periodo di rotazione dell’asteroide; nei giorni successivi la collaborazione si è estesa ad Andrea Ferrero (Mombercelli, Asti) e Luis Martinez (Casa Grande, Arizona, USA) il quale aveva indipendentemente già iniziato ad osservare l’asteroide dal 17 novembre 2012 acquisendo cinque sessioni. Sembrava quindi ci fossero tutte le condizioni per arrivare a risolvere velocemente il periodo di rotazione dell’asteroide.
Dopo aver esaminato le sessioni di Luis dall’Arizona ci siamo subito resi conto che l’analisi dei dati non sarebbe stata così semplice. Le curve di luce di Luis non mostravano dei minimi profondi mentre quelle acquisite da me e da Andrea mostravano dei minimi a V. Sembrava come se stessimo osservando due asteroidi diversi.
A questo punto era fondato sospettare che si trattasse di un fenomeno periodico che si ripeteva ad intervalli regolari di circa 24 ore (o multipli) e cominciava a prendere corpo l’ipotesi che si trattasse di un asteroide di tipo binario e che i minimi a V fossero dovuti a fenomeni di occultazione/eclisse da parte di un corpo più piccolo (satellite) che ruotava intorno al corpo principale più grande.
Per la fotometria e l’analisi dei dati è stato utilizzato MPO Canopus che implementa la funzione Dual Period Search per la ricerca dei periodi doppi che caratterizzano gli asteroidi binari (rotazione del primario e rivoluzione del satellite). In pratica si ricerca dapprima il periodo principale di rotazione che poi viene sottratto dalla curva di luce per determinare il periodo orbitale. Si eseguono poi diverse iterazioni per migliorare la precisione dei due periodi.
Il 12 dicembre, al termine di questa analisi preliminare, avevamo individuato due periodi P1=2.71 e Porb=47.2: il primo relativo alla rotazione dell’asteroide principale intorno al proprio asse ed il secondo relativo al periodo orbitale del satellite (secondario) intorno all’asteroide (primario). Questo risultato è stato sottoposto al parere del Dr. Petr Pravec (un professionista esperto di asteroidi binari) il cui esito è stato positivo, confermando la natura binaria dell’asteroide. Le sessioni successive del 18 dicembre ci hanno permesso di rifinire con maggiore precisione i due periodi: P1:  2.7097 ± 0.0001 h e Porb= 47.26 ± 0.02 h (vedi Figura 4 e 5).
I due minimi, principale e secondario, hanno una diversa profondità e si manifestano rispettivamente durante il passaggio del satellite davanti e dietro al corpo principale dell’asteroide.
Attraverso la misura della profondità del minimo secondario è possibile stimare il limite inferiore del rapporto dei diametri D2/D1 (secondario su primario). Nel nostro caso la differenza di magnitudine è di 0.13 mag, da cui ne deriva un rapporto di circa 0.36.
La scoperta è stata ufficializzata attraverso il telegramma n. 3372 diramato dal CBAT (Central Bureau for Astronomical Telegrams) il 7 gennaio.
Il primo asteroide binario è stato scoperto nel 1993 dalla missione spaziale Galileo durante il suo avvicinamento all’asteroide (243) Ida, da allora sono stati scoperti poco più di 200 asteroidi binari con metodi fotometrici, radar e rilevazione diretta (telescopio spaziale o telescopi a terra con ottiche adattive).
Per concludere facciamoci un’ idea concreta delle dimensioni di questo sistema.  L’asteroide principale ha un diametro di circa 11 km (dedotto dalla magnitudine assoluta H e dall’albedo). Il satellite ha un diametro di circa 4 km (dedotto dal rapporto D2/D1) ed il raggio dell’orbita è di 60-70 km (stimato approssimativamente sulla base di considerazioni di carattere geometrico dalla curva di luce del minimo secondario).
Davvero complimenti Franco, credo proprio tu stia suscitando l'invidia di molti di noi...che per un motivo o per l'altro non possono (o non riescono o non hanno voglia..) fare quello che fai tu ma che in fondo in fondo sarebbero molto felici di farlo!
Comunque, una domanda: ma quindi vuol dire il piano di rotazione di uno rispetto all'altro è perfettamente in linea con la nostra prospettiva? Cioè da rispetto a noi il piano di rotazione è perfettamente di taglio? E se non lo fosse stato? Saremmo stati in grado ugualmente di scoprirli entrambi e di calcolare i vari periodi di rotazione/rivoluzione?
Grazie!
Ciao
Lorenzo Franco
grandissimo risultato!
complimenti
Ciao,
complimenti per il risultato
Ho visto che vivi a Roma (come me), ti volevo chiedere se le osservazioni le hai fatte qui in città oppure se sei andato fuori, eventualmente dove? Inoltre, quale attrezzatura hai utilizzato?
Grazie in anticipo per la tua risposta
Alex.
Ciao
Lorenzo Franco
(scherzo)
Volevo poi aggiungere qualcosa alla domanda di Lampo. In realtà , non è detto che sia proprio di taglio. L'importante è che il piano orbitale sia inclinato in modo da far passare il satellite davanti e dietro (se è in orbita circolare) al disco del primario. Dato che il satellite è di 4 km e il primario di 12 (se non sbaglio, ma basta cambiare i numeri), vi è una certo angolo ancora ammissibile che si calcola facilmente sapendo la distanza tra i due corpi. Se passasse esattamente di taglio, i minimi di luce dovrebbero essere piatti (quanto a lungo dipende dal rapporto tra i raggi e dalla velocità orbitale... tutti calcoletti che si possono fare facilmente). Così a occhio direi che è un'eclisse quasi al limite, vista la forma a V dei minimi. Va anche tenuto conto dell'effetto dell'ombra del primario e del secondario sul compagno (l'angolo di fase ci dice quanto possa essere importante). Normalmente le eclissi di ombra si riconoscono da un piccolo "pianerottolo" prima o dopo il minimo. A me sembra che potrebbe anche esserci nella curva di luce osservata.
Se, infine, l'orbita non fosse circolare potrebbe capitare un solo minimo per ciclo (eclisse al periastro e non all'apastro) e di conseguenza il periodo di rivoluzione sarebbe da minimo a minimo.
Insomma, una curva di luce può dire un sacco di cose!!!
Anche dalla città di Roma... bravo ancora a Lorenzo.
Volevo togliermi un dubbio... Il tuo nome è Lorenzo o Franco o entrambi?
grazie....
Ciò non toglie che possiamo incontrarci se hai intenzione di iniziare a lavorare sulla fotometria degli asteroidi o a qualche altro progetto serio.
Ciao
Lorenzo Franco