Eros (formalmente 433 Eros, dal greco Ἔρως) è un asteroide del sistema solare. Fu scoperto il 13 agosto del 1898 da Auguste Charlois e Carl Gustav Witt, in modo indipendente. Il suo nome trae origine dalla divinità dell'amore della mitologia greca.
La sua orbita lo porta periodicamente molto vicino alla Terra: ha un perielio di ed è quindi un asteroide near-Earth, categoria piuttosto ampia che include gli asteroidi la cui orbita si avvicina o interseca quella della Terra; più in particolare, Eros è un tipico asteroide Amor. Dal punto di vista chimico, è classificato come asteroide di tipo S, composto cioè principalmente da silicati.
Ha forma irregolare con dimensioni di 34,4 × 11,2 × 11,2 km. Possiede un caratteristico restringimento centrale: se lo si vede dai poli, assomiglia ad una banana o una nocciolina americana. La sua massa di . è pari a circa un decimilionesimo della massa lunare. La superficie, di colore bruno-dorato, appare pesantemente craterizzata: i crateri maggiori raggiungono dimensioni confrontabili con quelle di Eros stesso.Crateri meteoritici di dimensioni paragonabili all'oggetto sono stati osservati anche su altri oggetti asteroidali. Le immagini ad alta risoluzione rivelano la presenza di uno strato di regolite che copre Eros in ogni sua parte, il cui spessore è stimato essere tra 10 e 100 m., 2002.
Tra gli oggetti del sistema solare delle sue dimensioni, Eros è stato quello più osservato. Storicamente, le sue osservazioni sono state rilevanti per la determinazione del valore della parallasse solare (e conseguentemente dell'unità astronomica) e della massa del sistema Terra-Luna. È il primo asteroide intorno al quale ha orbitato e sul quale si è posata una sonda spaziale: la NEAR Shoemaker della NASA infatti, dopo essere entrata in orbita il 14 febbraio 2000, è atterrata il 12 febbraio 2001 sulla superficie dell'asteroide, dove ha condotto analisi chimiche del suolo.
Osservazione Eros è un oggetto mediamente poco luminoso, che mantiene per periodi di diversi anni magnitudini comprese tra la dodicesima e la quindicesima.Calcolato utilizzando il JPL Horizons per il 24 febbraio 2014. Durante i periodici avvicinamenti alla Terra (una decina per secolo), all'opposizione può raggiungere magnitudini comprese tra l'ottava e la nona.Il 31 gennaio 2012 433 Eros è transitato a 0,179 UA (26,7 milioni di chilometri) dalla Terra, circa 70 volte la distanza della Luna dal nostro pianeta, raggiungendo la magnitudine visuale di +8,1. Nel prossimo avvicinamento, che si verificherà il 15 gennaio del 2019, Eros raggiungerà la nona magnitudine. In opposizioni ancora più rare che si verificano ogni 81 anni - l'ultima è avvenuta nel 1975 e la prossima si verificherà nel 2056 - Eros raggiunge la magnitudine +7,1,, divenendo più luminoso di Nettuno e degli asteroidi della fascia principale, con l'eccezione di Vesta e, raramente, di Pallade e Iride.
All'opposizione l'asteroide sembra fermarsi, ma, a differenza di quanto si verifica normalmente per un corpo in congiunzione eliocentrica con la Terra, il suo moto apparente non diventa mai retrogrado. Al momento della sua scoperta, Eros era l'unico oggetto esterno alla Terra ad esibire tale comportamento, in seguito manifestato anche da altri asteroidi near-Earth. Il suo periodo sinodico di 845 giorni terrestri è uno dei più lunghi tra quelli posseduti dai corpi del sistema solare.
Storia delle osservazioni Scoperta
La scoperta di Eros fu attribuita a Carl Gustav Witt, che lo fotografò la notte del 13 agosto 1898 dall'osservatorio berlinese dell'associazione astronomica Urania (Urania Sternwarte Berlin), come un oggetto di undicesima magnitudine, mentre eseguiva misure astrometriche di precisione della posizione dell'asteroide 185 Eunike, acquisendo con un'esposizione di due ore un'immagine di una zona centrata sulla stella β Aquarii., 1995. Tuttavia immagini dell'asteroide furono raccolte la stessa notte anche da Auguste Charlois dall'Osservatorio di Nizza, ma i dati vennero da lui pubblicati solo alcuni giorni dopo Witt: mentre all'epoca si diede la colpa del ritardo a Charlois stesso, al quale veniva rimproverato di aver mancato di controllare le lastre fotografiche nei giorni subito seguenti alla notte della loro esposizione – il 14 agosto, che cadde di domenica, e il 15, festivo – la causa del ritardo era probabilmente dovuta ad un problema tecnico del telescopio, che aveva fallito nell'annullare l'effetto del moto della Terra, producendo immagini meno nitide. Questa circostanza, scoperta nel 2002, ha fatto sì che all'astronomo francese sia riconosciuta oggi la scoperta indipendente.Vedi collegamento al sito del Jet Propulsion Laboratory tra i Collegamenti esterni.
In meno di due settimane, Adolf Berberich calcolò un'orbita preliminare, che permise di notare la singolarità dell'asteroide rispetto a tutti gli altri allora noti: al perielio, l'oggetto si sarebbe infatti trovato entro l'orbita di Marte. Successive osservazioni, unite all'individuazione di immagini di pre-scoperta raccolte dall'Harvard College Observatory già nel 1893,Vedi collegamento al sito del Minor Planet Center tra i Collegamenti esterni. permisero di determinare l'orbita con maggiore accuratezza e di scoprire che l'asteroide nel 1894 si era avvicinato alla Terra: era stato così scoperto il primo asteroide near-Earth.
Il nome Eros fu scelto da Witt e Berberich in riferimento al dio dell'amore greco, rompendo la tradizione che aveva visto fino ad allora assegnare agli asteroidi nomi femminili.
Osservazioni successive
Nel corso di alcuni tra i periodici avvicinamenti di Eros al nostro pianeta, cui corrispondono condizioni osservative particolarmente favorevoli, l'asteroide è stato oggetto di mirate campagne osservative - anche di carattere internazionale. La prima di queste ebbe luogo nel biennio 1900-1901. e in tale occasione il Comité International Permanent pour l'Exécution Photographique de La Cartes du Ciel sviluppò un piano di lavoro - cui aderirono 58 osservatori astronomici di varie nazioni - con lo scopo di misurare la parallasse solare (e quindi di determinare la distanza media della Terra dal Sole, ovvero l'unità astronomica) attraverso misure della posizione di Eros. Abstracts of Contributed Talks and Posters presented at the Annual Scientific Meeting of the Astronomische Gesellschaft at the Joint European and National Meeting JENAM 2001 of the European Astronomical Society and the Astronomische Gesellschaft at Munich, September 10-15, 2001.
Sfruttando il fatto che l'asteroide fosse all'opposizione (raggiunta il 30 ottobre 1900), si procedette misurando l'angolo sotteso dalle congiungenti tra Eros e i punti d'osservazione sulla Terra. La distanza dell'asteroide dalla Terra fu quindi determinata con semplici relazioni trigonometriche: infatti le misurazioni permisero di conoscere i valori degli angoli interni del triangolo avente ai propri vertici l'asteroide e, ad esempio, due punti sulla Terra (la lunghezza della congiungente tra i due punti sulla Terra era anch'essa nota).. Si considerò quindi il triangolo avente ai propri vertici la Terra, il Sole e 433 Eros: la distanza Terra-asteroide era stata misurata; noto il periodo dell'orbita di 433 Eros, la distanza Sole-asteroide poté essere dedotta dalla seconda legge di Keplero; si poté quindi determinare la distanza media della Terra dal Sole, trovando per essa un valore di (il valore ottenuto attraverso moderne misurazioni radar è di ). I risultati furono pubblicati da Arthur Hinks nel 1910. Il metodo può in principio essere utilizzato con un terzo corpo qualsiasi,Prima di utilizzare Eros si era tentato con gli asteroidi 7 Iris, 12 Victoria e 80 Sappho. Cfr. , 1952. tuttavia, affinché le misure angolari siano la più precise possibili è necessario che il terzo corpo sia vicino alla Terra. Da qui il vantaggio derivante dall'utilizzare un asteroide come Eros.., 1952.
Una seconda campagna internazionale volta a determinare una migliore approssimazione della parallasse solare fu organizzata nel 1930-1931 dalla Solar Parallax Commission dell'Unione Astronomica Internazionale. In tale occasione, l'asteroide raggiunse una distanza di circa dalla Terra, assai inferiore rispetto all'occasione precedente. I risultati in merito furono pubblicati nel 1941 da Harold Spencer Jones.
Nel 1901 inoltre l'astronomo francese Charles André aveva registrato delle variazioni periodiche nella luminosità di Eros e aveva proposto che l'oggetto potesse essere costituito da due nuclei a forma di «manubrio da ginnastica». Nel 1931, gli astronomi sudafricani van den Bos e Finsen descrissero la forma dell'asteroide come un «otto», ne misurarono il periodo di rivoluzione in 5 ore e 17 minuti, 1931. e ne stimarono il diametro in (assai prossimo al valore reale di ).. In questo periodo, inoltre, venne applicata ed affinata su Eros la tecnica delle curve di luce per la determinazione del periodo di rotazione e della direzione dell'asse di rotazione di un asteroide.
L'orbita seguita dall'asteroide lo rende particolarmente adatto anche per determinare la massa del sistema Terra-Luna, valutando le variazioni prodotte nel suo moto dagli incontri ravvicinati al sistema. Infatti, l'orbita che ogni oggetto percorre attorno al Sole è perturbata dalle azioni gravitazionali dei pianeti maggiori. Perché sia possibile determinare la massa di un pianeta dal confronto dell'orbita effettiva di un oggetto campione con quella predetta per lo stesso oggetto dalla meccanica kepleriana, è necessario che sia conosciuta con precisione adeguata l'orbita percorsa dall'oggetto e che le azioni gravitazionali di disturbo esercitate dal pianeta raggiungano un'entità apprezzabile, ovvero, dal momento che esse sono inversamente proporzionali al quadrato della distanza,Si veda La legge di gravitazione universale in fisica classica. che l'oggetto campione si avvicini sufficientemente al pianeta del quale si vuole determinare la massa., 1971. Eros soddisfa entrambe queste richieste, dal momento che tra gli oggetti del sistema solare delle sue dimensioni è stato quello più studiato; è osservabile dalla Terra in ogni punto della sua orbita ed esegue periodici avvicinamenti al nostro pianeta.
Eduard Noteboom, nel 1921, fu il primo a eseguire tali calcoli, basandosi sulle osservazioni condotte nel periodo compreso tra il 1893 e il 1914; Witt li ripeté nel 1933, utilizzando osservazioni su un periodo più ampio, condotte tra il 1893 ed il 1931. Infine, un terzo valore fu proposto da Eugene Rabe nel 1950, utilizzando le osservazioni raccolte nel periodo tra il 1926 e il 1945, e rivisto nel 1967 da Rabe stesso e Mary Parmenter Francis. Da allora in poi, per migliorare ulteriormente la stima della massa del sistema Terra-Luna, è risultato più conveniente fare ricorso alle sonde spaziali., 1971.
Nel biennio 1974-1975 è stato quindi oggetto di una terza campagna di osservazioni, in occasione di un avvicinamento particolarmente stretto alla Terra, i cui risultati furono pubblicati nel numero del maggio del 1976 della rivista Icarus. Eros fu osservato nel visibile, nell'infrarosso e attraverso strumenti radar; ne furono stimati l'albedo (pari a ), le dimensioni (13 × 15 × ), il periodo di rotazione (5 ore 16 minuti e 13,4 secondi) e la direzione dell'asse di rotazione. Furono cercati indizi sulla sua composizione, mentre le osservazioni nell'infrarosso rivelarono la presenza in superficie di uno stato di regolite simile a quella lunare.
Il 23 gennaio 1975 è stata inoltre osservata dagli Stati Uniti l'occultazione da parte di Eros della stella (di magnitudine 3,73), l'unica di cui si abbia traccia storica.
Negli anni ottanta e novanta, Eros è stato oggetto di nuove osservazioni, anche radar, volte a determinarne con maggiore accuratezza le dimensioni, la forma e, più in generale, a raccogliere quante più informazioni possibili in vista della missione Near Earth Asteroid Rendezvous che la NASA avrebbe lanciato nel 1996.