Asteroidi e bolidi

Gli asteroidi sono corpi celesti antichissimi in orbita attorno al Sole, il loro studio permette di risalire alle prime fasi di formazione ed evoluzione dei pianeti. Ad esempio, negli ultimi anni è stato compreso come siano stati proprio gli asteroidi a portare l’acqua degli oceani terrestri, elemento indispensabile per lo sviluppo della vita sulla Terra. I bolidi invece sono scie di plasma generate dai piccoli frammenti degli asteroidi che cadono nell’atmosfera terrestre. Vediamo per sommi capi che cosa sono gli asteroidi e i bolidi e quali sono le ricerche che vengono portate avanti in OAVdA. Il responsabile di questo progetto è il dott. Albino Carbognani, Ph.D., coordinatore della ricerca scientifica dell’OAVdA.

Dove si trovano e che aspetto hanno gli asteroidi?

Nel Sistema Solare i corpi minori conosciuti si collocano principalmente in due zone, la Fascia Principale compresa fra le orbite di Marte e Giove (fra le 1,8 e le 4 UA dal Sole), dove si trovano prevalentemente gli asteroidi formati da silicati e metalli, e la Fascia di Edgeworth-Kuiper oltre l’orbita di Nettuno fra le 30 e le 55 UA, dove si trovano corpi ghiacciati anche di discrete dimensioni. Il pianeta nano Plutone, con i suoi 2.300 km di diametro, è uno dei corpi più grandi di questa fascia esterna. Ancora più distante, fra le 50.000 e le 100.000 UA, si trova la Nube di Oort, una riserva di nuclei cometari a simmetria sferica che circonda tutto il Sistema Solare. Come vedremo, le comete della Nube di Oort non sono native di questa remota regione ai confini dello spazio interstellare, ma sono originarie della zona dei giganti gassosi. Ci sono anche popolazioni di corpi minori intermedie, come i Centauri, oggetti della Fascia di Kuiper che hanno subito delle perturbazioni gravitazionali tali che sono migrati nella zona dei giganti gassosi, oppure i Near Earth Object (NEO), per lo più asteroidi della Fascia Principale che, in seguito a interazioni gravitazionali con Giove, sono stati proiettati verso il Sistema Solare interno e con la loro orbita possono transitare a meno di 0,3 UA da quella della Terra. Un’altra consistente popolazione di corpi minori condivide l’orbita con Giove, il maggiore dei giganti gassosi, collocandosi a circa 60° eliocentrici prima e dopo il pianeta: sono gli asteroidi Troiani.    

Una rappresentazione grafica del Sistema Solare che mostra la posizione della Fascia Principale degli asteroidi (puntini rossastri), nella regione di spazio compresa fra le orbite di Marte e Giove (Credits: A. Carbognani).

 

L’asteroide di Fascia Principale (243) Ida, ripreso dalla sonda Galileo della NASA nel 1993. Gli asteroidi sono oggetti di forma irregolare, ricoperti da crateri da impatto e con una superficie che riflette poco la luce del Sole. L’asse maggiore di Ida ha una lunghezza di circa 50 km (Credit: NASA).

I NEO

Gli asteroidi/comete che con le loro orbite si trovano ad una distanza minima dall’orbita terrestre inferiore alle 0,3 UA sono classificati come NEO. Nell’agosto 2017 erano noti circa 16.500 NEO (di cui solo 106 comete), ma le nuove scoperte fatte dalle survey statunitensi come la CSS (Catalina Sky Survey) e Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope And Rapid Response System), si susseguono ininterrotte mese dopo mese e la lista si allunga costantemente di circa 1000 NEO in più all’anno. Un NEO è considerato anche un PHO (Potentially Hazardous Object), quando la distanza minima con l’orbita terrestre (o MOID, Minimum Orbit Intersection Distance), scende sotto le 0,05 UA (circa 7,48 milioni di km), e il diametro del corpo è di almeno 150 m. I PHO attualmente noti sono circa 1800. Le dimensioni tipiche dei NEO vanno dalla decina di metri di diametro di quelli più piccoli fino ai 32 km di (1036) Ganymed. Ad oggi sono stati scoperti il 95% degli asteroidi con diametro superiore ad 1 km. Nei prossimi anni si vuole raggiungere la stessa percentuale per gli oggetti con dimensioni dai 140 m in su.

L’asteroide 2012 DA14 mentre fa il flyby con la Terra il 15 febbraio 2013 ripreso dall’OAVdA. Era così veloce che anche con un tempo di posa di pochi secondi l’asteroide ha lasciato una traccia allungata (Credits: A. Carbognani).

La caduta di asteroidi sulla Terra

Negli ultimi anni la Terra ha subito centinaia di flyby (cioè passaggi ravvicinati), con piccoli asteroidi e si sono verificati anche alcuni eventi rimarchevoli. Il primo è la caduta dell’asteroide 2008 TC3 avvenuta il 7 ottobre 2008. In questo caso un piccolo corpo roccioso di circa 5 metri di diametro si è disintegrato durante la caduta in atmosfera, senza fare danni, nel cielo del Sudan. Si è trattato della prima collisione di un asteroide con la Terra prevista con circa un giorno di anticipo. L’altro evento notevole è stato quello di Chelyabinsk del 15 febbraio 2013, quando un piccolo asteroide di circa 20 metri di diametro è entrato in atmosfera ed è esploso a circa 30 km di quota. L’onda d’urto generata nell’esplosione ha provocato circa 1500 feriti, principalmente per la rottura dei vetri delle finestre. I NEO rappresentano un problema per il nostro pianeta, ed essendo oggetti relativamente piccoli e a bassa riflettività superficiale (cioè scuri), possono essere scoperti solo quando già transitano in prossimità della Terra. Le piccole dimensioni non devono trarre in inganno. In un impatto quello che conta è l’energia cinetica del proiettile e questa dipende, oltre che dalla massa, dal quadrato della velocità. Sfortunatamente le velocità geocentriche tipiche dei NEO sono dell’ordine di 15-20 km/s, e le energie in gioco possono essere centinaia o migliaia di volte superiori a quella rilasciata nell’esplosione della bomba atomica di Hiroshima dell’agosto 1945. Come se non bastasse, le orbite dei NEO sono caotiche ed è difficile prevedere con accuratezza la loro posizione nello spazio anche dopo solo qualche decina d’anni. Per questo motivo è necessario un monitoraggio continuo di questa popolazione di corpi, sia per scoprire nuovi membri sia per tenere sotto controllo quelli già noti.

Una ripresa video che mostra il superbolide generato dalla caduta di un piccolo asteroide sulla città russa di Chelyabinsk.

 

I bolidi

Uno dei più interessanti fenomeni astronomici cui è possibile assistere alzando gli occhi al cielo è senz’altro il passaggio di un bolide. A scanso di equivoci, quando si parla di “bolide” in campo astronomico si intende una meteora molto luminosa. Purtroppo, essendo eventi sporadici e imprevedibili, non è possibile sapere quando si avrà il prossimo bolide quindi è necessario un monitoraggio costante e continuo di tutto il cielo per avere la possibilità di osservarne qualcuno. Nella Fascia Principale, nell’arco di milioni o miliardi di anni, sono avvenute collisioni fra gli asteroidi che la popolano, com’è testimoniato dalla presenza di numerosi crateri da impatto sulle superficie di quei pochi corpi visitati direttamente dalle sonde spaziali. Normalmente lo scontro fra due asteroidi porta alla creazione di centinaia di frammenti con dimensioni che vanno da frazioni di millimetro ad alcune decine di metri e oltre. La fisica della fratturazione ci dice che i frammenti di dimensioni minori saranno molto più numerosi di quelli più grandi, cioè “piccolo è numeroso”. I corpi con dimensione intermedia fra asteroidi e polvere interplanetaria, sono chiamati meteoroidi. Quando un meteoroide penetra nell’atmosfera terrestre con velocità dell’ordine delle decine di km/s, la collisione con le molecole dell’alta atmosfera (termosfera), ne riscalda la superficie. Giunto ad una quota di 80-90 km (mesosfera), la temperatura del meteoroide raggiunge i 2500 K ed inizia la sublimazione degli atomi del corpo celeste. Questo processo di perdita di massa è noto come ablazione. A causa degli urti reciproci gli atomi del meteoroide si ionizzano, cioè perdono uno o più elettroni, e ionizzano anche le molecole atmosferiche. Durante la ricombinazione ioni-elettroni è emessa della radiazione elettromagnetica, e un osservatore al suolo vedrà una scia luminosa in cielo: la meteora. Se il meteoroide è di discrete dimensioni (> 20 cm di diametro), la testa della meteora può essere molto luminosa. Quando la magnitudine apparente zenitale è inferiore a –8 la meteora è detta bolide. Se qualche frammento del meteoroide raggiunge il suolo allora si parla di meteorite. Riuscire a ritrovare le meteoriti associate alla comparsa di un bolide significa andare a recuperare dei frammenti di asteroidi caduti sulla Terra, senza bisogno di mandare sonde a prelevare dei campioni in loco.

 

Il Progetto Asteroidi & bolidi dell’OAVdA

Il Progetto Asteroidi prevede lo studio delle popolazioni di asteroidi del Sistema Solare, in particolare dei NEA. Lo studio degli asteroidi è sia teorico, con l’analisi statistica delle loro proprietà rotazionali, sia sperimentale con l’osservazione diretta degli asteroidi attraverso il Telescopio Principale da 81 cm di diametro dell’osservatorio. Il Telescopio è stato recentemente ristrutturato grazie allo Shoemaker NEO Grant della The Planetary Society vinto dall’OAVdA nel 2013 proprio per l’attività di ricerca sugli asteroidi.
Le osservazioni sono sia di tipo astrometrico, per determinare l’orbita eliocentrica, sia fotometrico, per studiare la luce del Sole che gli asteroidi riflettono verso la Terra. Le osservazioni astrometriche sono rivolte principalmente verso i near-Earth asteroid, cioè gli asteroidi che costituiscono un potenziale rischio impatto per il nostro pianeta, e sono svolte in collaborazione con il Minor Planet Center di Harvard (USA). Sui near-Earth è aperta una collaborazione anche nell’ambito della rete internazionale Gaia-FUN-SSO (“Gaia Follow Up Network for Solar System Objects”), per la conferma dei near-Earth scoperti dalla missione spaziale Gaia dell’ESA.
Le osservazioni fotometriche riguardano principalmente la determinazione delle caratteristiche fisiche degli asteroidi, come il periodo di rotazione, la forma, la posizione dello spin, l’eventuale binarietà e la composizione superficiale. Questo tipo di osservazioni riguardano sia i near-Earth che i main-belt, cioè gli asteroidi che si trovano fra le orbite di Marte e Giove. Le osservazioni fotometriche in parte sono svolte sia in collaborazione con la “Photometric Survey for Asynchronous Binary Asteroids” dell’Osservatorio Astronomico di Ondrejov (Repubblica Ceca), sia con l’Osservatorio Astrofisico di Pino Torinese. In passato sono state attuate collaborazioni con l’Osservatorio della Costa Azzurra di Nizza e l’Agenzia Spaziale tedesca (DLR) di Berlino (in particolare sui Troiani di Giove).

 

Il Telescopio Principale dell’OAVdA, un riflettore del tipo Ritchey-Chretien da 810 mm di diametro, f/4.7 (Credits: OAVdA).

 

Un esempio di osservazione fotometrica: la curva di luce dell’asteroide NEA 2006 UM fatta nel 2016 dall’OAVdA. L’asteroide ruota attorno al proprio asse in sole 5 ore e 20 minuti (Credits: A. Carbognani).

 

Le occultazioni stellari

Il Progetto Asteroidi contempla anche collaborazioni non programmate precedentemente, quindi saltuarie, per l’osservazione di eventi astronomici importanti per lo studio di asteroidi e pianeti nani, come quello delle occultazioni stellari. Una occultazione si verifica tutte le volte che un corpo del Sistema Solare, mentre orbita attorno al Sole, copre una stella proiettando la sua ombra al suolo. Dalla misura del tempo in cui la stella sparisce/ricompare e dal modo di attenuarsi della luce si può ottenere il profilo proiettato in cielo del corpo occultatore e se ne può scoprire/analizzare l’eventuale atmosfera.

Negli ultimi anni sono state osservate occultazioni stellari di oggetti transnettuniani (TNO), come quella del pianeta nano Plutone nel luglio 2015 (in collaborazione con Bruno Sicardy dell’Osservatorio di Parigi), o quella del gennaio 2017 riguardante il pianeta nano Haumea (In collaborazione con Jose-Luis Ortiz, dell’Istituto di Astrofisica dell’Andalusia). Queste ultime osservazioni hanno portato alla pubblicazione di un articolo sulla prestigiosa rivista “Nature” con la scoperta dell’anello che circonda Haumea (The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation).

Una rappresentazione artistica di Haumea ottenuta in base ai risultati della occultazione stellare avvenuta il 21 gennaio 2017 (Credits: Sylvain Cnudde – SIGAL – LESIA, Observatoire de Paris).

 

La rete PRISMA

Il Progetto bolidi dell’OAVdA consiste nella partecipazione alla rete PRISMA (Prima Rete Italiana per la Sorveglianza sistematica di Meteore e Atmosfera), promossa dall’INAF-Osservatorio Astrofisico di Torino. 

PRISMA sta realizzando in Italia una rete di camere all-sky, capaci di fotografare tutto il cielo contemporaneamente in una sola immagine fish-eye e dotate di relativo mini computer di gestione, per l’osservazione di meteore brillanti, i bolidi. La finalità è determinare le orbite degli oggetti che le provocano, meteoroidi o piccoli asteroidi, e delimitare le aree per l’eventuale ritrovamento di meteoriti, eventuali possibili resti di questi eventi. La rete PRISMA nasce come spin-off della analoga rete francese FRIPON (Fireball Recovery and InterPlanetary Observation Network), che raccoglie già oltre 100 stazioni per il monitoraggio dei bolidi, costruite a partire dal 2013. La rete transalpina è gestita dall’Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides (IMCEE), per conto dell’Agence Nationale de la Recherche. Le due reti collaborano con lo scambio dei dati.

PRISMA è una naturale estensione del Progetto Asteroidi della Fondazione verso il limite inferiore della scala delle dimensioni di questi corpi minori. Le meteoriti infatti hanno avuto origine nella fascia principale e sono un’importante fonte di informazioni sulla storia remota e l’evoluzione del Sistema Solare. Le camere all-sky di PRISMA non hanno solo una valenza astrofisica: le immagini del cielo raccolte in continuo, notte e giorno, permettono il monitoraggio sistematico della copertura nuvolosa e dell’attività elettrica atmosferica, dati di grande importanza per la validazione dei modelli meteorologici e climatici.

PRISMA vede coinvolti, oltre a personale scientifico professionista come quello dell’INAF, di alcune università e di centri di ricerca come l’OAVdA, anche gruppi di astrofili e studenti delle scuole secondarie, seguendo la filosofia della Citizen Science. Il potenziale del progetto in termini di divulgazione scientifica e coinvolgimento dei mass media è molto grande. La possibilità di osservare la caduta di materiale extraterrestre, comprenderne l’origine, eventualmente anche ritrovare un meteorite suscita certamente l’interesse del pubblico e ha una forte valenza educativa.

La camera PRISMA dell’OAVdA, la prima della rete italiana, è entrata ufficialmente in funzione il 16 marzo 2017. Il contributo dato dall’OAVdA non consiste solo nell’ospitare la camera, ma anche nel fornire tutti gli strumenti matematici per la triangolazione, calcolo dell’orbita e determinazione della fase di volo buio e del punto di caduta al suolo.

La camera PRISMA dell’OAVdA è installata sul tetto dell’osservatorio e permette la ripresa automatica dei bolidi più luminosi, quelli per cui è più probabile il ritrovamento al suolo di meteoriti (Credits: A. Carbognani/OAVdA).

 

Alcuni piccoli bolidi (scie luminose), appartenenti allo sciame meteorico delle Perseidi ripresi dalla camera PRISMA dell’OAVdA al mattino del 12 agosto 2017. L’oggetto più luminoso è la Luna. (Credits: A. Carbognani) 

 

La traiettoria, proiettata sulla superficie terrestre, seguita dal bolide del 30 maggio 2017 determinata usando le camere PRISMA e IMTN (Credits: A. Carbognani).

Lista delle pubblicazioni scientifiche, poster e talk su meteore, bolidi e asteroidi

Paper

  1. Ortiz J.L. et al., “The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation”, Nature, Vol. 550, pp. 219-223 (12 October 2017).  https://doi.org/10.1038/nature24051.
  2. Carbognani A., “The Spin-Barrier Ratio for S and C-Type Main Asteroids Belt”. Planetary and Space Science, Vol. 147, pp. 1-5 (1 November 2017). https://doi.org/10.1016/j.pss.2017.07.019.
  3. A. Carbognani1, B. L. Gary, J. Oey, G. Baj and P. Bacci, “Physical characterization of NEA Large Super-Fast Rotator (436724) 2011 UW158”. Eur. Phys. J. Plus (2017) 132, 347.
  4. Benishek V., Pilcher F., Montaigut R., Leroy A., Carbognani A., Pravec P., “3792 Preston: Another two-Period Case”, Minor Planet Bulletin, 44-2, 149-151, 2017.
  5. Carbognani A., “Asteroids Lightcurves Analysis At OAVdA: 2016 January – October”,  Minor Planet Bulletin, 44-1, 52-56, 2017.
  6. Carbognani A., “The B-V and V-R Color Indices on the Surface of NEA (214088) 2004 JN13”, Minor Planet Bulletin, 43-4, 290-295, 2016.
  7. Marchini A., Bacci P., Carbognani A., Franco L., Klinglesmith D. A. III, Papini R., Pravec P., Pray D. P., Salvaggio F., “The Binary Nature of the Asteroid 2242 Balaton”, Minor Planet Bulletin, 43-4, 346-348, 2016.
  8. Carbognani A., Pravec P., Kušnirák P., Hornoch K., Galád A., Monte S., Bertaina M., “Search of Large Super-Fast Rotator between NEAs”, Memorie della Società Astronomica Italiana, Vol. 87 n. 1, 66-71, 2016.
  9. Carbognani A., Buzzi L., “Asteroid Lightcurves Analysis: 2015 October – December”, Minor Planet Bulletin, 43-2, 2016.
  10. Carbognani A., Buzzi L., “NEA 2015 VY105: a New Tumbling Asteroid”, Minor Planet Bulletin, 43-2, 2016.
  11. Carbognani A., Bruce L. Gary, Julian Oey, Baj G., Bacci P., “Pole and Shape for the NEA (436724) 2011 UW158”, Minor Planet Bulletin, 43-1, 2016.
  12. Cellino A., Muinonen K., Hestroffer D., Carbognani A., “Inversion of sparse photometric data of asteroids using triaxial ellipsoid shape models and a Lommel-Seeliger scattering law”, Planetary & Space Science, Vol. 118, December 2015, pp. 221-226. Special Issue devoted to the ACM-related papers.
  13. P. Tanga, B. Carry, F. Colas, M. Delbo, A. Matter, J. Hanu, A. Andrei, M. Assafin, M. Audejean, R. Behrend, J. Camargo, A. Carbognani, M. Cedrés Reyes, M. Conjat, N. Cornero, D. Coward, R. Crippa, E. de Ferra Fantin, M. Devogéle, G. Dubos, E. Frappa, M. Gillon, H. Hamanowa, E. Jehin, A. Klotz, A. Kryszczynska, J. Lecacheux, A. Leroy, F. Manzini, L. Maquet, E. Morelle, S. Mottola, M. Polinska, R. Roy, M. Todd, F. Vachier, C. Vera Hernàndez, P. Wiggins, “The non-convex shape of (234) Barbara, the first Barbarian”,  Mon. Not. R. Astron, Vol. 448, 3382-3390, 2015.
  14. Thuillot, W., Bancelin, D., Ivantsov, A., Desmars, J., Assafin, M., Eggl, S., Hestroer, D., Rocher, P., Carry, B., David, P., Abe, L., Andreev, M., Arlot, J.-E., Asami, A., Ayvasian, V., Baransky, A., Belcheva, M., Bendjoya, Ph., Bikmaev, I., Burkhonov, O.A., Camci, U., Carbognani, A., Colas, F., Devyatkin, A.V., Ehgamberdiev, Sh.A., Enikova, P., Eyer, L., Galeev, A., Gerlach, E., Godunova, V., Golubaev, A.V., Gorshanov, D.L., Gumerov, R., Hashimoto, N., Helvaci, M., Ibryamov, S., Inasaridze, R.Ya, Khamitov, I., Kostov, A., Kozhukhov, A.M., Kozyryev,Y., Krugly, Yu N., Kryuchkovskiy,V., Kulichenko,N., Kvaratskhelia, O.I., Maigurova, N., Martyusheva, A.A., Molotov, I.E., Nikolov,G., Nikolov, P., Nishiyama, K., Okumura, S., Palaversa, L., Parmonov, O., Peng, Q., Petrova, S.N., Pinigin, G. I., Pomazan, A., Rivet, J.P., Sakamoto, T., Sakhibullin, N., Sergeev, O., Sergeyev, A.V., Shulga, O.V., Suarez, O., Sybiryakova,Y., Takahashi, N., Tarady, V., Todd, M., Urakawa, S., Uysal, O., Vachier, F., Vaduvescu, O., Vovk, V., Yi, W.-M., Zhang, X.-L., Zhang, J.-J., “The astrometric Gaia-FUN-SSO observation campaign of 99942 Apophis”, Astronomy & Astrophysics, Vol. 583, November 2015.
  15. B. Carry, A. Matter, P. Scheirich, P. Pravec, L. Molnar, S. Mottola, A. Carbognani, E. Jehin, A. Marciniak, R. P. Binzel, F. E. DeMeo, M. Birlan, M. Delbo, E. Barbotin, R. Behrend, M. Bonnardeau, F. Colas, P. Farissier, M. Fauvaudr, S. Fauvaud, C. Gillier, M. Gillon, S. Hellmich, R. Hirsch, A. Leroy, J. Manfroid, J. Montier, E. Morelle, F. Richard, K. Sobkowiak, J. Strajnic, F. Vachier, “The small binary asteroid (939) Isberga”, Icarus, Vol. 248, 1 March 2015, Pag. 516-525.
  16. A. Carbognani, “Asteroids Lightcurves at OAVDA: 2013 December – 2014 June”, Minor Planet Bulletin Vol. 41, n. 4, p. 265-270, October-December 2014.
  17. Tracy M. Becker, Ellen S. Howell, Michael C. Nolan, Christopher Magri, Petr Pravec, Patrick A. Taylor, Julian Oey, David Higgins, Jozef Világig, Leonard Kornoš, Adrián Galád, Stefan Gajdos, Ninel Gaftonyuk, Yurij N. Krugly, Michael Hicks, Albino Carbognani, Brian D. Warner, Fred Vachier, Franck Marchis, “Physical model of triple near-Earth asteroid (153591) 2001 SN263 from radar and optical light curve observations”, Icarus, Volume 248, 1 March 2015, Pag. 499–515.
  18. A. W. Harris, P. Pravec, A. Galád, B. A. Skiff, B. D. Warner, J. Világi, Š. Gajdoš, A. Carbognani, K. Hornoch, P. Kušnirák, W. R. Cooney, J. Gross, D. Terrell, D. Higgins, E. Bowell, B. W. Koehn, “On the maximum amplitude of harmonics of an asteroid lightcurve”, Icarus 235, p. 55–59, 2014.
  19. Carbognani A., “Asteroids Lightcurves at OAVdA: 2012 June – 2013 March”, Minor Planet Bulletin, Vol. 41, n.1, p. 4-8, January-March 2014.
  20. Caminiti S., Carbognani A., Cellino A., “New phase-magnitude curves for six Main Belt asteroids, fit of different photometric systems and calibration of the albedo – photometry relation”, Proceeding Congresso di Planetologia di Bormio, 4-8 febbraio 2013. Memorie della Società Astronomica Italiana, supplementi, Vol. 26, p.19, 2014.
  21. Mottola S., Di Martino M., Carbognani A., “The Spin Rate Distribution of Jupiter Trojans”, Proceeding Congresso di Planetologia di Bormio, 4-8 febbraio 2013. Memorie della Società Astronomica Italiana, supplementi, Vol. 26, p.47, 2014.
  22. Carbognani A., Cellino A., Tanga P., Delbò M., Mottola S., Marchesi E., 2012. “The representation of asteroid shapes: a test for the inversion of Gaia photometry”. Planetary and Space Science, 73, 80-85.
  23. Mottola S., Di Martino M., Erikson A., Gonano M., Carbognani A., Carsenty U., Hahn G., Schober H-J., Lahulla F., Delbò M., Lagerkvist C-I, “Rotational Properties of Jupiter Trojans. I: Lightcurves of 80 Objects”, The Astronomical Journal, 141, p.171-201 (2011).
  24. Buzzi L., Carbognani A., “Lightcurve and Periods of the NEA 2010 WA9”, Minor Planet Bulletin, Vol. 38, n.2, p.81, April-June 2011.
  25. Carbognani A., “A Possible YORP effect on C and S Main Belt Asteroids”. Icarus, 211, 519-527, (2011).
  26. Carbognani A., “Lightcurve and Periods of Eighteen NEAs and MBAs”, Minor Planet Bulletin, Vol. 38, n.1, p.57-63, January-March 2011.
  27. Bonzo D., Carbognani A., “Lightcurves and Periods for Asteroids 1001 Gaussia, 1060 Magnolia, 1750 Eckert, 2888 Hodgson and 3534 Sax”, Minor Planet Bulletin, Vol. 37, n.3, p.93-95, July-September 2010.
  28. Franco L., Carbognani A., Wiggins P., Koehn B.W., Schmidt R., “Collaborative Lightcurve Photometry of Near-Earth Asteroid (159402) 1999 AP10”, Minor Planet Bulletin, Vol. 37, n.3, p.83-85, July-September 2010.
  29. Carbognani A., “Statistical analysis of C and S Main Belt Asteroids”. Icarus 205, 497-504, (2010).
  30. Carbognani A., Discovery of a new Delta Scuti Variable Star”, Open European Journal on Variable stars, September 2009.
  31. Warner B.D., Stephens R.D., Carbognani A., “Analysis of the slow rotator (143651) 2003 QO104”, Minor Planet Bulletin, Vol. 36, n.4, p. 179-180, October-December 2009.
  32. Carbognani A., “Lightcurve photometry of NEAs 4450 PAN, (170891) 2004 TY16, 2002 RC118, and 2007 VD12”, Minor Planet Bulletin, Vol. 35, n.3, p.109-110, July-September 2008.
  33. Carbognani A., Pravec P., Krugly Y.N., Pray D.P., Gaidoš S., Gaftonyuk N.M., Slyusarev I., “Lightcurve photometry and search for cometary activity of NEA 2007 PU11”, Minor Planet Bulletin, Vol. 35, n.2, p.61-62, April-June 2008.
  34. Carbognani A., Calcidese P., “Lightcurve and rotational period of asteroids 1456 Saldanha, 2294 Andronikov and 2006 NM”, Minor Planet Bulletin, Vol. 34, n.1, p.18-19, January-March 2007.
  35. Carbognani A., “In Search of Stationary Asteroids”, Minor Planet Bulletin, Vol. 33, n.1, p.18-19, January-March 2006.
  36. Di Martino M., Carbognani A., “Observation of Luminous Transient Phenomena on Planetary Bodies”, Advances in Geosciences, Vol.3, Planetary Sciences, 255-270, 2006.
  37. Di Martino M., Carbognani A., “Detection of Transient Phenomena on Planetary Bodies”, Mem. SAIt, Vol.75, 282 (2004).
  38. Carbognani A., Cremonese G., “Excitation and Ionization of Sodium in Meteoroid Impacts on the Moon”, Astronomy & Astrophysics, Vol.394, 723-727, 2002.
  39. Carbognani A., De Meyere M., Foschini L., Stayaert C., “On the meteor height from forward scatter radio observations”, Astronomy & Astrophysics, Vol.361, 2000, p.293-297.

Poster a congressi scientifici

  1. S. Mottola, M. Di Martino, A. Carbognani, “The Spin Rate Distribution of Jupiter Trojans, ACM (Asteroids, Comets, Meteors) 2012, tenutosi dal 16 al 20 maggio 2012 a Niigata in Giappone. Il poster è stato presentato da S. Mottola.
  2. A. Carbognani, P. Pravec, P. Kušnirák, K. Hornoch, A. Galád, S. Monte, M. Bertaina, “Search of Large Super-Fast Rotator Between NEAs”, poster presentato da S. Monte al XII Congresso Italiano di Planetologia, Bormio 2-6 Febbraio 2015.
  3. A. Carbognani, B. L. Gary, J. Oey, G. Baj, P. Bacci “Physical characterization of NEA Large Super-Fast Rotator (436724) 2011 UW158”, poster presentato al XIII Congresso Italiano di Planetologia, Bormio 22-26 Febbraio 2016.

 

Talk a congressi scientifici

  1. Parigi, Workshop GAIA-FUN-SSO (follow-up network for the Solar System Objects), dal 29 novembre al 1 dicembre 2010. Presentato il talk: The instruments of OAVdA astronomical observatory.
  2. Pisa, Workshop “Solar System science before and after Gaia”, dal 4 al 6 maggio 2011. Presentato il talk: The representation of asteroid shapes: a test for the inversion of Gaia photometry. Coautori: P. Tanga, A. Cellino, M. Delbo and S. Mottola.
  3. Bormio, XI Congresso Nazionale di Scienze Planetarie, tenutosi dal 4 all’8 febbraio 2013. Presentato un talk dal titolo The spin rate distribution of Jupiter Trojans. Coautori: S. Mottola, M. Di Martino.
  4. Firenze, Museo di Storia Naturale, 1° PRISMA Day, 16 maggio 2017, presentato un talk dal titolo: PRISMA in Valle d’Aosta.

 

Minor Planet Electronic Circulars (MPECs)

  1. MPEC 2007-R20 : 2007 RT1
  2. MPEC 2007-R22 : 2007 RE2
  3. MPEC 2007-R23 : 2007 RF2
  4. MPEC 2007-S17 : 2007 SJ
  5. MPEC 2007-T17 : 2007 RT147
  6. MPEC 2007-T54 : COMET C/2007 T1 (McNAUGHT)
  7. MPEC 2007-U52 : 2007 UG6
  8. MPEC 2007-V94 : 2007 VK184
  9. MPEC 2007-V95 : 2007 VL184
  10. MPEC 2007-Y28: 2007 YM1
  11. MPEC 2008-C68 : 2008 CJ70
  12. MPEC 2008-C83 : 2008 CL116
  13. MPEC 2008-C89 : 2008 CR116
  14. MPEC 2008-C90 : 2008 CS116
  15. MPEC 2008-Y48 : 2008 YJ3
  16. MPEC 2009-B15 : 2009 BE
  17. MPEC 2009-B47 : 2008 YV148
  18. MPEC 2009-B85 : 2009 BO58
  19. MPEC 2009-B83 : 2009 BM58
  20. MPEC 2009-B79 : 2009 BH58
  21. MPEC 2009-B76 : 2009 BE58
  22. MPEC 2009-B75 : 2009 BD58
  23. MPEC 2009-B89 : 2009 BL71
  24. MPEC 2009-B92 : 2009 BD77
  25. MPEC 2009-D45 : 2009 DP4
  26. MPEC 2009-D46 : 2009 DQ4
  27. MPEC 2009-D75 : 2009 DV43
  28. MPEC 2009-D79 : 2009 DC45
  29. MPEC 2009-D81 : 2009 DM45
  30. MPEC 2009-D82 : 2009 DN45
  31. MPEC 2009-F11 : 2009 FF
  32. MPEC 2009-F12 : 2009 FG
  33. MPEC 2009-F23 : 2009 FQ
  34. MPEC 2009-F27 : 2009 FT
  35. MPEC 2009-F32 : 2009 FJ1
  36. MPEC 2009-J02 : 1998 HN3
  37. MPEC 2009-Q21 : 2009 QL2
  38. MPEC 2009-Q25 : 2009 QN5
  39. MPEC 2009-R56 : 2009 RH2
  40. MPEC 2010-E78 : 2010 EK43
  41. MPEC 2010-E77 : 2010 EJ43
  42. MPEC 2010-E76 : 2010 EH43
  43. MPEC 2010-E74 : 2010 EF43
  44. MPEC 2010-E73 : 2010 EE43
  45. MPEC 2010-F07 : 2010 EA46
  46. MPEC 2010-F06 : 2010 EZ45
  47. MPEC 2010-F09 : 2010 FC
  48. MPEC 2010-F10 : 2010 FD
  49. MPEC 2010-F22 : 2010 FK
  50. MPEC 2010-F23 : 2010 FL
  51. MPEC 2010-G34 : 2010 GA7
  52. MPEC 2010-G35 : 2010 GZ6
  53. MPEC 2010-G75 : 2010 GX23
  54. MPEC 2010-G120: 2010 GM65
  55. MPEC 2010-G118: 2010 GK65
  56. MPEC 2010-K32 : 2010 KA8
  57. MPEC 2010-K33 : 2010 KB8
  58. MPEC 2010-K37 : 2010 KO10
  59. MPEC 2010-K38 : 2010 KP10
  60. MPEC 2010-M54 : 2010 MY1
  61. MPEC 2011-R15 : 2011 QH50
  62. MPEC 2011-R16 : 2011 RF
  63. MPEC 2012-A53 : 2012 AQ10
  64. MPEC 2012-A54 : 2012 AS10
  65. MPEC 2012-A60 : 2012 AA11
  66. MPEC 2012-A61 : 2012 AB11
  67. MPEC 2012-A62 : 2012 AC11
  68. MPEC 2012-D43 : 2012 DQ8
  69. MPEC 2012-D46 : 2012 DX13
  70. MPEC 2012-D48 : 2012 DZ13
  71. MPEC 2012-E13 : 2012 EB
  72. MPEC 2012-E25 : 2012 EM1
  73. MPEC 2012-E54 : 2012 EJ5
  74. MPEC 2012-E56 : 2012 EL5
  75. MPEC 2012-E66 : 2012 EM8
  76. MPEC 2012-F01 : 2012 EO8
  77. MPEC 2012-F07 : 2012 EQ10
  78. MPEC 2012-F14 : 2012 EA12
  79. MPEC 2012-F94 : 2012 FZ44
  80. MPEC 2012-F97 : 2012 FO52
  81. MPEC 2012-F98 : 2012 FP52
  82. MPEC 2012-F99 : 2012 FQ52
  83. MPEC 2012-R19 : 2012 RM2
  84. MPEC 2012-Y23 : 2012 YO3
  85. MPEC 2013-J17 : 2013 JY2
  86. MPEC 2013-J21 : 2013 JO4
  87. MPEC 2013-J65 : 2013 JT22
  88. MPEC 2013-N44 : 2013 NT11
  89. MPEC 2013-N51 : COMET C/2013 N4 (BORISOV)
  90. MPEC 2013-P27 : 2013 PV6
  91. MPEC 2013-P29 : 2013 PX6
  92. MPEC 2013-P34 : 2013 PC7
  93. MPEC 2013-W24 : 2013 WY
  94. MPEC 2013-X34 : 2013 XA4
  95. MPEC 2013-X55 : 2013 XG17
  96. MPEC 2014-A44 : 2014 AA17
  97. MPEC 2014-B65 : 2014 BD33
  98. MPEC 2014-B72 : 2014 BS43
  99. MPEC 2014-E59 : 2014 EP12
  100. MPEC 2014-P35 : 2014 PG51
  101. MPEC 2014-S109: 2014 SS261
  102. MPEC 2014-S111: 2014 SU261
  103. MPEC 2014-S113: 2014 SV261
  104. MPEC 2014-S115: COMET P/2014 S4 (GIBBS)
  105. MPEC 2014-S119: 2014 SJ262
  106. MPEC 2015-V76 : 2015 VV2
  107. MPEC 2015-V79 : 2015 VZ2
  108. MPEC 2015-V83 : 2015 VG64
  109. MPEC 2015-V86 : 2015 VK64
  110. MPEC 2015-V87 : 2015 VL64
  111. MPEC 2015-V88 : 2015 VM64
  112. MPEC 2015-V90 : 2015 VO64
  113. MPEC 2015-V102: 2015 VB65
  114. MPEC 2015-V104: 2015 VD65
  115. MPEC 2015-W74 : 2015 WG9
  116. MPEC 2015-X17 : 2015 XC
  117. MPEC 2015-X26 : 2015 XP
  118. MPEC 2015-X39 : 2015 XK1
  119. MPEC 2015-X40 : 2015 XL1
  120. MPEC 2015-X151: 2015 XV261
  121. MPEC 2015-Y16 : 2015 YD
  122. MPEC 2015-Y40 : 2015 YB1
  123. MPEC 2015-Y96 : 2015 YV9
  124. MPEC 2015-Y97 : 2015 YY9
  125. MPEC 2016-B87 : 2016 BP14
  126. MPEC 2016-C53 : 2016 CO29
  127. MPEC 2016-C74 : 2016 CU30
  128. MPEC 2016-R29 : 2016 QC45
  129. MPEC 2016-R32 : 2016 QF45
  130. MPEC 2016-R47 : 2016 RV
  131. MPEC 2016-R50 : 2016 RY
  132. MPEC 2016-S100: 2016 SF17
  133. MPEC 2016-X05 : 2016 WX9
  134. MPEC 2017-A61 : 2017 AK13
  135. MPEC 2017-G40 : 2017 GK4
  136. MPEC 2017-O60 : 2017 OF7
  137. MPEC 2017-O61 : 2017 OH7
  138. MPEC 2017-Q05 : 2017 PS25
  139. MPEC 2017-R54 : 2017 RU1
  140. MPEC 2017-S19 : 2017 RJ2
  141. MPEC 2017-S111: 2017 SS10
  142. MPEC 2017-S138: 2017 SD12
  143. MPEC 2017-S139: 2017 SE12
  144. MPEC 2017-T83 : 2017 TG4
  145. MPEC 2017-T82 : 2017 TF4
  146. MPEC 2017-U04 : 2017 TZ4

Minor Planet Daily Orbit Update

  1. MPEC 2007-R05 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 SEPT. 2 UT)
  2. MPEC 2007-R06 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 SEPT. 3 UT)
  3. MPEC 2007-R19 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 SEPT. 5 UT)
  4. MPEC 2007-S18 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 SEPT. 19 UT)
  5. MPEC 2007-S37 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 SEPT. 21 UT)
  6. MPEC 2007-V74 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 NOV. 10 UT)
  7. MPEC 2007-W11 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 NOV. 17 UT)
  8. MPEC 2007-W77 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 NOV. 28 UT)
  9. MPEC 2007-X08 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 DEC. 3 UT)
  10. MPEC 2007-X56 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 DEC. 14 UT)
  11. MPEC 2007-Y30 : DAILY ORBIT UPDATE (2007 DEC. 19 UT)
  12. MPEC 2008-B27 : DAILY ORBIT UPDATE (2008 JAN. 21 UT)
  13. MPEC 2008-C48 : DAILY ORBIT UPDATE (2008 FEB. 9 UT)
  14. MPEC 2008-C77 : DAILY ORBIT UPDATE (2008 FEB. 12 UT)
  15. MPEC 2008-C78 : DAILY ORBIT UPDATE (2008 FEB. 13 UT)
  16. MPEC 2008-G20 : DAILY ORBIT UPDATE (2008 APR. 4 UT)
  17. MPEC 2009-B18 : DAILY ORBIT UPDATE (2009 JAN. 18 UT)
  18. MPEC 2009-B90 : DAILY ORBIT UPDATE (2009 JAN. 31 UT)
  19. MPEC 2010-H29 : DAILY ORBIT UPDATE (2010 APR. 20 UT)
  20. MPEC 2010-H40 : DAILY ORBIT UPDATE (2010 APR. 22 UT)
  21. MPEC 2013-N02 : DAILY ORBIT UPDATE (2013 JULY 2 UT)
  22. MPEC 2013-X21 : DAILY ORBIT UPDATE (2013 DEC. 3 UT)
  23. MPEC 2013-X39 : OBSERVATIONS AND ORBITS OF COMETS
  24. MPEC 2013-X49 : DAILY ORBIT UPDATE (2013 DEC. 10 UT)
  25. MPEC 2014-R48 : DAILY ORBIT UPDATE (2014 SEPT. 5 UT)
  26. MPEC 2014-R56 : DAILY ORBIT UPDATE (2014 SEPT. 6 UT)
  27. MPEC 2014-U54 : DAILY ORBIT UPDATE (2014 OCT. 25 UT)
  28. MPEC 2014-U85 : DAILY ORBIT UPDATE (2014 OCT. 27 UT)
  29. MPEC 2014-U101: DAILY ORBIT UPDATE (2014 OCT. 28 UT)
  30. MPEC 2017-S117: DAILY ORBIT UPDATE (2017 SEPT. 23 UT)

Electronic Telegram (Central Bureau for Astronomical Telegrams, Harvard)

  1. Electronic Telegram No. 4262 del 25 febbraio 2016 sulla scoperta della binarietà di (2535) Hameenlinna.
  2. Electronic Telegram No. 4243 del 23 gennaio 2016 sulla scoperta della binarietà di (2242) Balaton.
  3. Electronic Telegram No. 4327 dell’11 ottobre 2016 sulla scoperta della binarietà di (5872) Sugano.
  4. Electronic Telegram No. 4361 del 14 febbraio 2017 sulla scoperta della binarietà di (27675) 1981 CH.