METEO MARTE dai crateri GALE & JEZERO, dati dei rover CURIOSITY & PERSEVERANCE. by NASA.

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METEO MARTE

I dati forniti dalla sonda NASA InSight, ammartata presso Elysium Planitia il 1° Simud 191 (EM), sono sostituiti dai dati del rover Curiosity, che si trova nel cratere Gale.

Man mano che più dati da un particolare sol vengono downlinkati dal veicolo spaziale (a volte diversi giorni dopo), questi valori vengono ricalcolati e di conseguenza possono cambiare man mano che vengono ricevuti più dati sulla Terra.

ATTENDETE QUALCHE SECONDO PER CARICARE LA GRAFICA E I DATI.

( CLICCATE SULLE ''C'' PER AVERE LE TEMPERATURE IN GRADI CELSIUS ).

Per gli altri dati : '' https://mars.nasa.gov/msl/weather/ ''.

Dati del rover PERSEVERANCE dal cratere Jezero:

ATTENDETE QUALCHE SECONDO PER CARICARE LA GRAFICA E I DATI.

( CLICCATE SULLE ''C'' PER AVERE LE TEMPERATURE IN GRADI CELSIUS ).

Per gli altri dati : ''https://mars.nasa.gov/mars2020/weather/''.

( Panorama del cratere Gale - Curiosity NASA ).

( Panorama dal sito di Insight presso Elysium Planitia ).

( Un tramonto su Marte - Cratere Gale by Curiosity , sul bordo sud della pianura di Elysium ).

Grafici andamento:

Vi riportiamo una serie di grafici a campione che riportano l'andamento di TEMPERATURA, PRESSIONE, VENTO, presi a campione come esempi dei vari periodi dal lander INSIGHT presso Elysium planitia.

( SOPRA durante i Sol 83 - 84 - 85 , 22-23-24 di Hoatinh 191 ).

( SOTTO durante i Sol 374 - 375 - 376 , 13-14-15 di Tiu 192 ).

( SOPRA - durante i Sol 428 - 429 - 430 , 7-8-9 di Reull 192 )

( Resoconto di tutti i dati registrati fino ad inizio 2021 ).

I VENTI DI MARTE - VIDEO:

I VENTI DI MARTE offerto da Media INAF

La sonda Nasa MAVEN, ha documentato per la prima volta i modelli globali di circolazione del vento nell’atmosfera superiore di Marte, da 120 a 300 chilometri sopra la superficie.
Lo studio, è stato condotto da un gruppo di scienziati dell’Università del Maryland guidati da Mehdi Benna che hanno utilizzato lo strumento Ngims (Natural Gas and Ion Mass Spectrometer) uno spettrometro non progettato per raccogliere le misurazioni del vento.
La ricerca, è parte di un esperimento unico: testare le parti fisse dello spettrometro e farle oscillare avanti e indietro come un tergicristallo per raccogliere un nuovo tipo di dati che hanno migliorato la conoscenza dell’atmosfera superiore di Marte della circolazione dei  venti  marziani e terrestri.
Dopo aver effettuato una serie di analisi preliminari, Benna e i suoi colleghi hanno raccolto dati per due giorni al mese, nel biennio 2016-2018.

Nel complesso, i modelli di circolazione media, nel susseguirsi delle stagioni, sono apparsi molto stabili, ed il dato sorprendente è arrivato quando gli scienziati hanno analizzato la variabilità nel breve periodo dei venti nell’atmosfera superiore, che è risultata maggiore del previsto. Nello specifico, su Marte, la circolazione media è costante, ma se si scatta un’istantanea in un dato momento, i venti sono molto variabili.

In seguito, i ricercatori hanno scoperto che il vento che soffia a centinaia di chilometri sopra la superficie del pianeta, conteneva informazioni sulle forme del terreno sottostanti: montagne, canyon e bacini. «Quando la massa d’aria circola su queste formazioni – commenta Benna – crea onde che raggiungono l’atmosfera superiore a circa 280 chilometri di altezza e possono essere rilevate da Maven e Ngims. Sulla Terra, è possibile osservare lo stesso tipo di onde, ma non ad altitudini così elevate».

Gli studiosi hanno ipotizzato una teoria sulla durata di queste onde denominate ‘ortografiche’. Secondo l’ipotesi più in voga, l’atmosfera di Marte è molto più sottile di quella terrestre e le onde possono viaggiare senza ostacoli, proprio come fanno le increspature sull’acqua. Inoltre, la differenza media tra le montagne e le valli marziane è maggiore rispetto alla stesse sulla Terra: non è raro infatti, trovare montagne che raggiungono i venti chilometri di altezza sul pianeta rosso.
«La topografia di Marte influenza la circolazione dei venti molto più di quanto la stessa non faccia sulla terra- conclude Benna – continuare l’analisi dei dati può aiutare gli scienziati a capire se gli stessi processi di base sono in azione sull’atmosfera superiore della Terra. Ironia della sorte, abbiamo dovuto effettuare queste misurazioni su Marte per capire lo stesso fenomeno sulla Terra e i risultati ci aiuteranno a capire come si sta evolvendo il clima sul pianeta rosso».

( Situazione climatica in estate nell'emisfero meridionale in zona perielica ).

Clima:

( Zone climatiche globali di Marte, basate sulla temperatura, modificate per topografia, albedo, radiazione solare effettiva. A = Glaciale (calotta di ghiaccio permanente); B = polare (coperto dal gelo durante l'inverno che sublima durante l'estate); C = Transizione Nord (lieve) (Ca) e C Sud (estrema) (Cb); D = tropicale; E = Basso albedo tropicale; F = Pianura subpolare (bacini); G = Pianura tropicale (Chasmata); H = Altopiano subtropicale (Montagna) ).
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Da INSA con dati NASA.

FOBOS e DEIMOS - I SATELLITI DI MARTE . by Andreotti Roberto - INSA .

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Aggiornato il 11/12/2019

Fobos e Deimos

Introduzioni:

Il pianeta Marte possiede due satelliti naturali di piccolissime dimensioni: Fobos e Deimos.

Si tratta dell'unico pianeta roccioso del sistema solare interno a possedere un sistema di satelliti.

Scoperta:

Scoperti nell'agosto del 1877 da Asaph Hall, percorrono orbite prograde quasi circolari, assai prossime al piano equatoriale di Marte.
I loro nomi, Paura e Terrore, richiamano la mitologia greca secondo la quale Fobos e Deimos accompagnavano il padre Ares, Marte per i Romani, in battaglia.

Visibilità:

Non sono visibili dalla Terra, se non con un buon telescopio.
I due satelliti si trovano ad orbitare così vicino al pianeta rosso, da non essere visibili dalle zone polari, cioè restano sempre sotto la linea dell'orizzonte.

( Immagini in scala per comparazione ).

Hanno una forma irregolare, non risolvibile dalla Terra.

Sono stati fotografati e studiati prevalentemente dalle sonde spaziali il cui obiettivo primario era lo studio di Marte.

Origine e composizione:

La loro origine è una questione ancora aperta.

Alcuni li ritengono asteroidi catturati, altri ipotizzano che si siano formati per accrezione nel processo che ha condotto anche alla formazione del pianeta Marte.
Alla fine degli anni duemila sono state condotte nuove osservazioni con lo spettrometro Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter. Entrambe le lune presentano terreni caratterizzati da una colorazione rossastra che non mostrano la tipica linea di assorbimento dell'acqua in corrispondenza dei 3 μm; sembra inoltre che possa essere esclusa la presenza in superficie di materiali femici, infine, nella porzione del rosso dello spettro, altrimenti piuttosto piatta, si rileva una riga di assorbimento in prossimità degli 0,65 μm che potrebbe essere associata alla presenza di fillosilicati ferrosi. Ciò confermerebbe le similitudini con gli asteroidi di tipo D e con nuclei cometari estinti.
Altri studi, tuttavia, propongono una spiegazione alternativa, compatibile con l'ipotesi che i due asteroidi si siano formati per accrezione attorno al pianeta. La colorazione rossastra di Deimos e Fobos sarebbe infatti conseguenza dello space weathering e la loro composizione potrebbe trovare delle analogie con quella delle condriti CM. Ciò, inoltre, sarebbe anche compatibile con l'ipotesi che le due lune si siano formate da materiale espulso nello spazio da impatti giganti verificatisi sul pianeta sottostante.

( Nell'animazione una delle ipotesi per spiegare la cattura dei due satelliti di Marte ).
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Fobos

                                                                                  

Dati Fisici:
E' il primo, il maggiore tra i due, può essere descritto approssimativamente da un ellissoide triassiale di dimensioni 26,8 × 22,4 × 18,4 km, cui corrisponde un diametro medio di 22,2 km.
Analizzando le perturbazioni prodotte dalle due lune nel moto di alcune sonde spaziali che si sono avvicinate loro, è stata stimata una massa di 1,0659 × 10¹⁶ kg.
Da tali informazioni è possibile desumere un valore per la densità media dei due oggetti, stimata in 1,872 × 10³ kg/m³ per Fobos, e da questo valore si deduce una certa porosità interna.

Parametri orbitali:

Fobos, il più interno, completa la sua orbita in poco più di un terzo del periodo di rotazione del pianeta - caso unico del sistema solare.

Di conseguenza è soggetto a significative azioni mareali da parte di Marte che determinano una costante riduzione dell'orbita e che ne causeranno infine la disgregazione.
L'orbita di Fobos ha un semiasse maggiore di 9.375 km con un'eccentricità orbitale di 0,015 e la sua inclinazione è di 1,076° rispetto al piano equatoriale di Marte.
Percorre la sua orbita velocissimo in 7h 39' , più di tre volte inferiore al giorno marziano.

Composizione:
Per quanto il dato della densità escluda che Fobos possa essere metallico o composto da silicati coesi, esso risulterebbe compatibile con varie combinazioni di materiali porosi e sostanze volatili e, di conseguenza, non permette di discriminare tra di esse. La luna, inoltre, è ricoperta da uno spesso strato di regolite, che contribuisce a mascherarne la composizione.

( Immagine ad alta risoluzione e in falsi colori del cratere Stickney catturata da HiRISE della sonda MRO. Nell'immagine sono evidenti le due tipologie di regolite presenti su Fobos, quella "rossa" e quella "blu" ).

La regolite sembra differenziarsi spettroscopicamente in due tipi: quella "rossa", apparentemente identica a quella presente anche su Deimos, e quella "blu", in prossimità del cratere Stickney. La relazione tra i due materiali non è nota, cioè non è chiaro se si tratta di due stadi temporali dello stesso materiale o di due materiali diversi.

Superficie:
Fobos è un corpo molto scuro, con albedo geometrica pari solamente a 0,071. La superficie, estesa quanto la metà del Lussemburgo, appare pesantemente craterizzata. La sua caratteristica più prominente è certamente il grande cratere Stickney, di circa 8 km di diametro, battezzato con il cognome da nubile della moglie di Asaph Hall (Angeline Stickney). Ben 70 crateri hanno dimensioni superiore ad 1 km e 26 maggiori di 2 km. La maggior parte dei crateri ha la forma di un paraboloide di rivoluzione o di una calotta sferica. Sono state osservate anche alcune raggiere associate a piccoli crateri, che potrebbero indicare la presenza di ghiaccio d'acqua subito sotto la superficie. Analizzando il numero dei crateri, è stata stimata un'età compresa tra 4,3 e 3,5 miliardi di anni per la superficie di Fobos, tuttavia il dato potrebbe essere falsato dal fatto che l'evento che ha creato il cratere Stickney potrebbe aver prodotto una nube di detriti che sarebbe ricaduta successivamente su Fobos, generando ulteriori crateri.

Sono riconoscibili anche massi di grandi dimensioni, anche di un centinaio di metri di diametro. Tra questi, c'è un piccolo monolito di poco meno di un centinaio di metri, situato a 15° Nord e 14° Ovest, pochi chilometri ad est del cratere Stickney, che presenta un'albedo considerevolmente alta rispetto al resto del satellite e che in una fotografia del Mars Global Surveyor si erge dalla superficie e proietta un'ombra lunga.
( In foto il monolite ).
Tra le caratteristiche più peculiari presenti sulla superficie di Fobos ci sono le striature (indicate come grooves in inglese): alcune famiglie di solchi paralleli, ciascuno formato da una serie di crateri allineati. Ciascuna famiglia non si estende per più di un emisfero, è possibile individuare una regione di Fobos (la Laputa Regio) che ne è praticamente sprovvista e, ai suoi antipodi, una nelle quali esse si concentrano e sovrappongono. Le varie famiglie non sono parallele tra loro, ma sono tangenti, salvo errori di qualche grado, al piano orbitale di Fobos. Infine, in ciascuna striatura è possibile riconoscere una porzione centrale, più larga e nella quale i crateri che la compongono sono più fitti, e regioni periferiche, più sottili e nelle quali i crateri sono più radi.

( Ipotesi sulla formazione dei solchi ).

Analisi termica:

Un risultato importante per la più longeva missione della Nasa attorno a Marte, cioè 2001 Mars Odyssey, è che per la prima volta la sonda ha esaminato il satellite Fobos durante la fase di ''luna piena''. Ogni colore in questa nuova immagine rappresenta un intervallo di temperatura rilevato dalla telecamera a infrarossi Thermal Emission Imaging System (Themis), che ha esaminato il satellite di Marte dal settembre del 2017 al mese scorso. L’aspetto è quello di una caramella color arcobaleno, e le osservazioni potrebbero aiutare gli scienziati a capire quali siano i materiali che costituiscono la più grande delle due lune marziane.
Dalle immagini si nota facilmente che, al centro, la temperatura è più alta, e diminuisce man mano che ci si avvicina ai bordi. Tra i materiali trovati dagli esperti della Nasa ci sono nichel e ferro e in base alla loro abbondanza e all’interazione con altri minerali si aprirebbero due strade:
Phobos è un asteroide catturato dall’orbita di Marte o un agglomerato di frammenti provenienti dal pianeta a seguito di una deflagrazione?

( Nel grafico sono evidenziate le pendenze superficiali a SINISTRA, mentre a DESTRA l'analisi riporta in dati statistici quale sia, con la più alta probabilità, la densità del satellite di Marte in questione, correlata da una simile analisi solo per il riquadro più scuro ).

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Deimos

                                                                                  

Dati fisici:
E' il secondo ed ha dimensioni di 15 × 12,2 × 10,4 km, da cui un diametro medio di 12,4 km. Sempre studiando le perturbazioni prodotte dalle due lune nel moto di alcune sonde spaziali che si sono avvicinate loro, è stata stimata una massa di 1,4762 × 10¹⁵ kg per Deimos. Sempre da tali studi è possibile desumere un valore per la densità media, stimata per Deimos in 1,471 × 10³ kg/m³.
Valori così bassi possono essere determinati da una elevata porosità interna (ovvero dalla presenza di cavità) oppure da una composizione che vede mescolate alla roccia delle sostanze volatili, quali ghiaccio d'acqua.

Parametri Orbitali:
L'orbita di Deimos ha un semiasse maggiore di 23,458 km con un'eccentricità di 0,00024 , inclinata di 2,67° rispetto al piano equatoriale marziano. Percorre la sua orbita in 30,30 h, poco più di un giorno marziano (SOL).

Superficie:
La superficie di Deimos è stata fotografata quasi nella sua interezza. Deimos appare di colore rossastro, con sfumature più chiare che si concentrano sui crinali dei piccoli altopiani e dei rilievi e che sono stati interpretati come dovuti all'affioramento di materiale del substrato meno alterato dallo space weathering (esposto a seguito di fenomeni di scorrimento dello strato superficiale). L'albedo medio nel visibile della superficie è stato stimato in 0,068 ± 0,007, con variazioni locali comprese tra 0,06 e 0,09. È stato riscontrato inoltre che l'emisfero "anteriore", che guarda verso la direzione di avanzamento della luna sulla sua orbita, è più chiaro rispetto a quello posteriore di un 10%.
Peculiarmente, la superficie appare molto liscia, sebbene la densità dei crateri sia analoga a quella della superficie di Fobos e degli altipiani lunari. Ciò è dovuto alla presenza di uno spesso strato di regolite che riempie quasi completamente alcuni crateri. Si ritiene inoltre che la formazione di una concavità di circa 10 km di diametro, presente nell'emisfero meridionale, sarebbe responsabile della degradazione della superficie. L'energia sismica prodotta dall'impatto, infatti, propagatasi attraverso tutto l'oggetto sotto forma di onde, avrebbe determinato il crollo delle strutture più piccole.
Per il materiale superficiale è stata misurata, attraverso osservazioni radar condotte nel 2005, una densità di (1,1 ± 0,3) × 10³ kg/m³, dato che conferma che tale strato si componga di una regolite altamente porosa.

( Dei crateri di Deimos solo due hanno un nome, Swift e Voltaire; il primo ha un diametro di 1 km, il secondo di circa 2 km ).

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Le Eclissi:

Su Marte le eclissi delle sue due lune sono molto più frequenti che sulla Terra, visto che entrambe si trovano sul piano equatoriale, ma queste eclissi non oscurano mai completamente il Sole.
Nel caso di Fobos (vedi animazione a lato sopra), possiamo parlare di eclissi anulari dove il satellite copre al massimo un quarto del disco solare, mentre per Deimos (vedi animazione a lato sotto) possiamo invece parlare di Transiti , in quanto si nota solo un piccolo punto attraversare il disco solare.

Prima che i rover Spirit e Opportunity sbarcassero, nel 2004, c’era un’incertezza molto maggiore nell’orbita di ogni satellite. La prima volta che uno dei rover ha cercato di fotografare Deimos che stava eclissando il Sole, hanno scoperto che in realtà la luna si trovava a 40 chilometri da dove si aspettavano.

«Più osservazioni nel tempo aiutano a definire i dettagli di ogni orbita. Tali orbite cambiano nel tempo in risposta all’attrazione gravitazionale di Marte, di Giove o persino di ogni luna marziana la cui gravità agisce sull’altra».

Ad oggi, ci sono state otto osservazioni di Deimos, nelle quali la luna ha eclissato il Sole, da parte di Spirit, Opportunity o Curiosity; mentre ci sono state circa 40 osservazioni di Phobos. C’è ancora un margine di incertezza nelle orbite di entrambe le lune di Marte, ma tale incertezza si riduce a ogni eclissi osservata dalla superficie del pianeta rosso.

( Eclissi anulare di Fobos ).
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Tratto da :
MARTE , IL PIANETA ROSSO. by Andreotti Roberto.

A cura di Andreotti Roberto.

GLI ASTEROIDI TROIANI DI MARTE . by Andreotti Roberto - INSA MARTE .

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Aggiornato il 28/01/2020

I TROIANI 

DI MARTE

Gli asteroidi troiani di Marte sono un gruppo di asteroidi che condividono l'orbita e il periodo orbitale del pianeta Marte intorno al Sole. Essi sono localizzati intorno ai due punti di Lagrange, 60° davanti e dietro Marte.

Origine e formazione:
L'origine dei troiani di Marte non è ben compresa. Una teoria suggerisce che fossero oggetti primordiali rimasti dalla formazione di Marte che furono catturati nei suoi punti lagrangiani mentre il Sistema Solare si stava formando.
Tuttavia, studi spettrali sui troiani di Marte indicano che potrebbe non essere così.
Un'altra spiegazione potrebbe riguardare gli asteroidi che vagano caoticamente nei Punti Lagrangiani di Marte, e questo è anche possibile considerando le brevi vite dinamiche di questi oggetti.
Gli spettri di Eureka e di altri due troiani, indicano una composizione ricca di olivina e poiché gli oggetti ricchi di olivina sono rari nella fascia degli asteroidi, è stato suggerito che alcuni dei troiani di Marte siano stati catturati li da un grande impatto che altera l'orbita su Marte quando incontrarono un embrione planetario, e questa ipotesi, sembrebbe trovare conferma nel fatto che (5261) Eureka possa essere un frammento del mantello di Marte lanciato nello spazio in seguito all'impatto di un grosso asteroide sul pianeta rosso.

LINK : (pdf - EN)
 Albedos and diameters of three Mars Trojan 
 Composition of the L5 Mars Trojans 
 The olivine-dominated composition of the Eureka family of Mars Trojan 

 A Martian Origin for the Mars Trojan 

 Orbital clustering of Martian Trojans: An asteroid family in the inner solar system? 

 Controllo della popolazione di Mars Trojan dagli effetti Yarkovsky e YORP 

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L5
Attualmente, il gruppo L5 contiene sette asteroidi confermati come troiani di Marte in orbite stabili da simulazioni numeriche a lungo termine.
A causa di strette somiglianze orbitali, si ipotizza che la maggior parte dei membri più piccoli del gruppo L5 siano frammenti di Eureka che si sono stati staccati dopo essere stati spinti dall'effetto YORP, che ha causato la rapida rotazione di Eureka, il cui periodo di rotazione è di sole 2,69 h.

(5261) EUREKA
5261 Eureka è un asteroide areosecante. È stato il primo asteroide troiano di Marte ad essere scoperto nel 1990 dall'Osservatorio di Monte Palomar da David H. Levy e Henry Holt.
L'asteroide è dedicato all'omonima espressione di origine greca solitamente utilizzata per indicare la gioia di una scoperta.
Orbita:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 1,5235293 UA e da un'eccentricità di 0,0648414, inclinata di 20,28177° rispetto all'eclittica.
L'asteroide si trova in profondità all'interno di una zona Lagrangiana stabile di Marte, che è considerata indicativa di un'origine primordiale, il che significa che l'asteroide è stato molto probabilmente in questa orbita per gran parte della storia del Sistema Solare .

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Dati fisici:
Le sue dimensioni sono stimate in 1,3 km e si ritiene che sia un aggregato di macerie, ha una magnitudine assoluta (H) di +16,1 , con un albedo di 0,39.
Spettro:
Lo spettro infrarosso per 5261 Eureka è tipico per un asteroide di tipo A , ma lo spettro visivo è coerente con una forma evoluta di acondrite chiamata angrite . Gli asteroidi di classe A sono di colore rosso nella tonalità, con un albedo moderato .
LINK : QUI 

Satellite:
Il 28 novembre 2011 è stato trovato un satellite naturale di 5261 Eureka. Deve ancora essere nominato e la sua designazione provvisoria è S / 2011 (5261) 1 . La luna ha un diametro di circa 0,46 km e orbite a 2,1 km da Eureka. L'esistenza del satellite è stata annunciata nel settembre 2014.

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(101429) 1998 VF31
(101429) 1998 VF31 è un asteroide sub-chilometrico che orbita vicino al punto di Lagrange L5 , 60° dietro.
Dati fisici:
Si calcola che abbia le dimensioni di circa 946 metri con un albedo superficiale di 0,26.
Per il suo periodo do rotazione sono stati trovati tre valori compatibili con la sua curva di luce con alta probabilità, chi ha effettuato lo studio, scartando il meno probabile valore mediano indica come possibili i valori di 4,67 e 9,34 h , indicati sotto nei grafici come A e C, rispettivamente.
Il valore di 9,34 h ha una probabilità leggermente più alta.

Orbita:
La sua orbita è altamente stabile, e originariamente si pensava che fosse spettroscopicamente simile a 5261 Eureka , suggerendo che potrebbero essere entrambi asteroidi marziani primordiali.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Spettro:
Le osservazioni spettroscopiche fino al 2007 indicavano che ha una grande percentuale di metallo e acondrite sulla sua superficie (con o senza un contributo di mesosiderite ), che potrebbe anche indicare che la regolite superficiale ha subito alterazioni nello spazio .
Queste osservazioni rivelano anche differenze negli spettri con 5261 Eureka, suggerendo che dopo tutto potrebbero non essere correlate tra loro.

( Analisi spettrale di 1998 VF31 ).

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(385250) 2001 DH47
(385250) 2001 DH47 , è un asteroide sub-chilometrico e un troiano marziano in orbita di 60° dietro l'orbita di Marte vicino al  punto L5 .
2001 DH 47 è stato scoperto il 1° febbraio 2001 dal programma Spacewatch , osservando dall'Osservatorio Steward , Kitt Peak e classificato come Mars Crosser dal Minor Planet Center .
La sua orbita è caratterizzata da bassa eccentricità (0,035), moderata inclinazione (24,4º) e un asse semi-maggiore di 1,52 UA.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Ha una magnitudine assoluta di 19,7 che fornisce un diametro di 562 m.
È stato identificato come Troiano di Marte da H. Scholl , F. Marzari e P. Tricarico nel 2005 e la sua emivita dinamica è stata trovata nell'ordine dell'età del Sistema Solare.
Calcoli recenti confermano che si tratta effettivamente di un troiano in L5 su orbita stabile con un periodo di librazione di 1365 anni e un'ampiezza di 11°. Questi valori e la sua evoluzione orbitale a breve termine sono molto simili a quelli di Eureka .

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(311999) 2007 NS2
(311999) 2007 NS2 è un asteroide e un troiano di Marte in orbita vicino al  punto L5.
E' stato scoperto il 14 luglio 2007 dall'Osservatorio Astronómico de La Sagra .
La sua orbita è caratterizzata da bassa eccentricità (0,054), moderata inclinazione (18,6 °) e un semiasse-maggiore di 1,52 UA. Alla scoperta, è stato classificato come Mars-Crosser dal Minor Planet Center .

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Le integrazioni numeriche a lungo termine mostrano che la sua orbita è molto stabile sulle scale temporali di Gyr (1 Gyr = 1 miliardo di anni). Come nel caso di Eureka, i calcoli in entrambe le direzioni del tempo (4.5 Gyr nel passato e 4.5 Gyr nel futuro) indicano che (311999) 2007 NS 2 può essere un oggetto primordiale, forse un sopravvissuto della popolazione planetaria che si è formata in la regione dei pianeti terrestri all'inizio della storia del Sistema Solare .
2007 NS2 ha una magnitudine assoluta (H) di +17,8 , che fornisce un diametro di 870 m.
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2011 SC191
2011 SC191 è stato osservato per la prima volta il 21 marzo 2003 dal progetto NEAT ( Near-Earth Asteroid Tracking ) presso l' Osservatorio di Palomar utilizzando il telescopio Samuel Oschin e con la designazione provvisoria 2003 GX20 .
L'oggetto è stato successivamente perso e riscoperto il 31 ottobre 2011 dal Monte Lemmon Survey . La sua orbita è caratterizzata da bassa eccentricità (0,044), moderata inclinazione (18,7 °) e un asse semi-maggiore di 1,52 UA. Alla scoperta, è stato classificato come Mars-Crosser dal Minor Planet Center. Calcoli recenti indicano che si tratta di un Troiano L5 stabile con un periodo di librazione di 1300 anni e un'ampiezza di 18°.
2011 SC191 ha una magnitudine assoluta di +19,3 che fornisce un diametro di 600 m.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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2011 SL25
2011 SL25 è stato scoperto il 21 settembre 2011 dall'Osservatorio Alianza S4 sul Cerro Burek in Argentina e classificato come Mars-crosser dal Minor Planet Center .
Segue un'orbita relativamente eccentrica (0,11) con un asse semi-maggiore di 1,52 UA. Questo oggetto ha un'inclinazione orbitale notevole (21,5 °).
2011 SL 25 ha una magnitudine assoluta di 19,5 che fornisce un diametro di 575 m.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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2011 UN63
2011 UN63 è stato osservato per la prima volta il 27 settembre 2009 dal Monte Lemmon Survey e data la designazione provvisoria 2009 SA170 . Perso, è stato riscoperto il 21 ottobre 2011 di nuovo dal Monte Lemmon Survey. 2011 UN63 segue un'orbita a bassa eccentricità (0,064) con un semiasse-maggiore di 1,52 UA. Questo oggetto ha un'inclinazione orbitale moderata (20,4 °).

( Grafico dell'orbita - JPL ).

È stato classificato come Mars-Crosser dal Minor Planet Center alla scoperta.
Questo asteroide ha una magnitudine assoluta (H) di +19,7 che fornisce un diametro di 560 m.

( Simulazioni di stabilità orbitale per i sopracitati 2011 SC191 , 2011 SL25 , 2011 UN63 ).

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L4
L'unico troiano in L4 , 1999 UJ7 , ha un periodo di rotazione molto più lungo di ~ 50 h, apparentemente a causa di una rotazione caotica che impedisce che avvenga il fenomeno dello spin-up causato dall'effetto YORP.

(121514) 1999 UJ7
(121514) 1999 UJ7 è un piccolo asteroide in orbita intorno al punto L4 di Marte (60° davanti a Marte nella sua orbita). A partire da settembre 2011, (121514) 1999 UJ7 è l'unico asteroide noto in orbita attorno al punto L4 di Marte.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

Dimensioni:
A causa della somiglianza nella luminosità misurata di (121514) 1999 UJ7 con altri troiani marziani, si pensa che sia un piccolo asteroide con un diametro effettivo dell'ordine di 2,286 ± 0,495 chilometri, con un albedo di 0,053 ± 0,034 .

Fotometria:
Il suo spettro suggerisce che si tratta di un asteroide di tipo X , che è diverso da 5261 Eureka e 1998 VF31 , ed è alquanto sconcertante poiché diverse composizioni minerali suggeriscono origini diverse per i due gruppi di asteroidi.
Lo spettro visibile di 1999 UJ7, mostra una pendenza negativa nella regione blu e la presenza di una funzione di assorbimento ampia e profonda centrata su ~ 0,65 micron. La morfologia generale dello spettro sembrerebbe suggerire una tassonomia del complesso C , ma il comportamento fotometrico è abbastanza complesso.
La curva della luce mostra un periodo primario di 1,936 giorni, ma questo è derivato usando solo un sottoinsieme dei dati fotometrici. L'asteroide può trovarsi in uno stato di rotazione dell'asse non principale, ma la nostra copertura osservativa è insufficiente per trarre conclusioni definitive.

Conclusioni :
- Sebbene l'assorbimento spettrale osservato sia più ampio e profondo, questa scoperta potrebbe essere compatibile con la caratteristica spettrale di 0,7 micron esibita da alcuni asteroidi di tipo Ch e potrebbe eventualmente essere interpretata come diagnostica della presenza di minerali idrati.
- La composizione di 1999 UJ7 come oggetto primitivo può essere coerente con un oggetto ricco di volatili originariamente accumulato oltre la ''linea della neve'' del sistema solare e successivamente migrato per raggiungere le regioni interne del sistema solare. (Hennadyi Borisov).
LINK : http://arxiv.org/abs/1809.02046 

Stabilità:
La lunga stabilità delle orbite di questi asteroidi rende tuttavia improbabile che uno o più di loro siano intrusi. Ciò suggerisce che uno o più dei troiani marziani sono stati catturati in modo da dargli un'orbita stabile a lungo termine (e quindi non è un asteroide marziano primordiale), o che risultasse una fusione o una combinazione di precedenti asteroidi quelli attualmente osservati.
L'effetto Yarkovsky può fornire un potenziale meccanismo di cattura, ma non si sa abbastanza sulle forme di questi oggetti per fornire un utile modello Yarkovsky.

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Co-orbitale:
Esiste anche uno strano caso di asteroide co-orbitale che sembra avere un'orbita stabile 120° dietro a Marte e che quindi non si avvicina ne si allontana, questa sua strana posizione si trova a 60° dal gruppo di asteroidi troiani posti in L5, cioè il gruppo di Eureka.

(26677) 2001 EJ18

(26677) 2001 EJ18 (anche come 1999 LD1), è un piccolo asteroide co-orbitale di Marte , che si muove approssimativamente nella stessa orbita del pianeta stesso, senza avvicinarsi o allontanarsi da esso, ma con un elevata inclinazione orbitale di circa 28°, ma su un'orbita meno eccentrica di quella marziana.

Scoperta:
È stato scoperto il 15 marzo 2001 come parte del progetto LINEAR , in un osservatorio vicino a Socorro nel sud-ovest degli Stati Uniti .

Dimensioni:
Dalla sua magnitudine assoluta (H) di +16,5 mag , si deduce che a seconda del suo albedo può avere dimensioni comprese tra 1 e 3 km.

Orbita:
La sua orbita intorno al Sole ha un periodo di rivoluzione di 697,712 giorni con un semiasse-maggiore di 1,53952 UA, mentre spazia da un perielio di 1,51076 UA , fino ad un afelio di 1,56828 UA , la sua eccentricità quindi è minore che di quella dell'orbita marziana e corrisponde a 0,01868 , mentre il suo piano orbitale è inclinato di 27,746° rispetto all'eclittica.

Evoluzione:
In realtà il fatto che ruoti intorno al Sole un po' più lentamente di Marte, senza altre influenze esterne, piano piano porterà l'asteroide ad avvicinarsi a Marte dopo aver ''percorso a ritroso'' l'orbita diventando un Quasi-satellite per un certo periodo di tempo, come capita ad alcuni oggetti vicini alla Terra, per poi invertire la rotta in un secolare balletto.

( Grafico dell'orbita - JPL ).

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A cura di Andreotti Roberto.