Già nel 1943 Kenneth Edgeworth ipotizzò l'esistenza di una zona popolata di oggetti cometari situata oltre il pianeta Nettuno, a 40-50 UA dal Sole; questa idea fu riproposta nel 1951 da Gerard P. Kuiper, come residuo del materiale protoplanetario; tuttavia, l'impossibilità di effettuarne immediata verifica con gli strumenti dell'epoca lascerà cadere parzialmente nel dimenticatoio questa ipotesi.
Negli anni '90, tuttavia, numerose e potenti simulazioni al computer hanno dimostrato che solamente una fascia situata oltre il pianeta Nettuno poteva spiegare l'origine delle comete a breve periodo, inspiegabili solamente tenendo conto della nube di Oort.
E con l'avvento della tecnologia CCD applicata a grandi telescopi, divennero maturi i tempi per allargare la zona di ricerca di nuovi corpi celesti.
La scoperta di una nuova classe di asteroidi risale ad 11 anni fa, quando due astronomi del complesso osservativo del Mauna Kea, David Jewitt e Jane Luu, scoprirono, il 30 agosto 1992, un debole oggetto (mag. 22,8 R) in lentissimo moto retrogrado (3"/h). L'asteroide prese il nome di 1992 QB1, e ci si rese subito conto che non poteva essere né un comune asteroide della fascia principale né un centauro, ma un oggetto orbitante alle distanze di Nettuno-Plutone.
La scoperta venne ufficializzata dalla IAUC 5611 del 14 settembre 1992.
Effettivamente fino a qualche decennio fa la conoscenza del Sistema Solare era "limitata" ai nove pianeti conosciuti, ad una cinquantina di satelliti, a un migliaio di asteroidi e ad un centinaio di comete. Questa vecchia visione, con Plutone come ultimo corpo prima della lontanissima nube di Oort (situata tra le 40.000 e le 200.000 UA) non corrisponde più a realtà, e le estreme regioni del Sistema Solare si stanno popolando da una miriade di nuovi corpi ghiacciati.
Sei mesi più tardi, la stessa equipe scopre 1993 FW, dalle caratteristiche orbitali molto simili. Ancora sei mesi dopo furono scoperti altri 4 oggetti in orbita transnettuniana. Nel 1996 il loro numero era prossimo alle 50 unità, mentre al momento in cui scrivo (05-06-2003) il totale è a quota 677, con diametri compresi tra 10-15 Km (1999 DA8) e 1290 Km (50000 Quaoar).
Essi sono contenuti in una fascia chiamata appunto "di Edgeworth-Kuiper", dal nome dei due astronomi prima citati. Lo studio di questi oggetti è di fondamentale importanza per la conoscenza della struttura del Sistema Solare, dato che questi corpi, come tutti gli asteroidi sono da considerare i "fossili" del disco protoplanetario da cui ha avuto origine il Sistema Solare.
Gli asteroidi transnettuniani, chiamati anche TNO (Trans-Neptunian Object) o KBO (Kuiper Belt Object) si dividono in tre classi, a seconda delle loro orbite:
- oggetti classici (Cubewani)
- oggetti in risonanza (Plutini)
- oggetti diffusi (Scattered Disk Object - SDO)
I primi possiedono orbite con distanze medie dal Sole comprese tra 41 e 48 UA circa, lievi eccentricità (inferiori a 0,1) ed inclinazioni sparse con un range di circa 30°, con un massimo tra 5 e 10°.
Il loro nome deriva dal 1992 QB1 (basta leggere le ultime tre lettere in inglese...) .
I secondi rappresentano circa il 12% della popolazione e sono localizzati nell'orbita in risonanza 2:3 con Nettuno, a circa 39 UA. A causa della loro somiglianza con l'orbita media di Plutone (39,4 UA), vengono chiamati anche Plutini. Vi sono anche altre orbite risonanti (3:4, 3:5 e 1:2), ma sono popolate in misura nettamente inferiore.
L'ultima categoria comprende asteroidi che percorrono orbite molto allungate (semiasse maggiore di 50 UA), con alte eccentricità ed inclinazioni. Il primo di questi asteroidi, anche se per ora non lo si può inserire in una precisa categoria, è 1996 PW, scoperto dal team NEAT. I suoi elementi orbitali (semiasse = 271.5 UA; eccentricità = 0.991; periodo orbitale = circa 4500 anni). Al perielio arriva nei pressi della fascia principale, mentre all'afelio si spinge ai confini estremi del Sistema Solare, ad una distanza di 591 UA (oltre 88 miliardi di Km dal Sole!).
Ma anche questo record era destinato ad essere battuto; il 29 luglio del 2000, mentre operavano con il telescopio Blanco di 4m di Cerro Tololo, M.Buie, S. Kern, R.Millis e L.Wasserman scoprirono un asteroide di ventiduesima magnitudine (2000 OO67), che dopo qualche settimana di osservazione mostrò elementi orbitali incredibili, con un semiasse di oltre 527 UA ed un periodo di oltre 12000 anni! L'afelio si perde oltre le 1000 UA dal Sole...
Sembra che la peculiarità delle loro orbite sia causata dalle perturbazioni gravitazionali di Nettuno, che li ha diffusi su orbite tali. Sulla base di ciò si stima che ce ne possano essere più di 30.000 con diametro tra 50 e 1000 Km.
Il 2000, però, riservava altre sorprese. Il 28 novembre R. McMillan e J. Larsen, operando con il telescopio da 90cm dello Spacewatch, si imbatterono nel più luminoso transnettuniano finora scoperto (mag. circa 20). Sulla base delle osservazioni di quell'anno si poté ricercarne immagini anche negli anni passati (in lastre vecchie anche di 50 anni), cosicché venne numerato piuttosto in fretta, ed ora è conosciuto col nome di (20000) Varuna. Dopo una serie di specifiche osservazioni radiometriche volte a determinarne il diametro, quest'ultimo risultò essere di 900 +/- 130 Km, facendolo diventare il secondo asteroide più grande del Sistema Solare (dopo Ceres, 937 Km).
Ma ovviamente non ci si fermò qui...
Nel giugno 2001, un'equipe di Cerro Tololo (xxxxxxxxxxxxxxxxx) scoprì 2001 KX76, poi denominato (28978) Ixion, sempre grazie ad immagini di prescoperta. Il suo diametro si aggira attorno ai 1000 Km.
La palma di asteroide più grande del Sistema Solare, tuttavia, è andata al transnettuniano 2002 LM60, meglio conosciuto come (50000) Quaoar, dal diametro di 1290 Km (misurato per via diretta dal telescopio spaziale Hubble). A Quaoar dedicherò una sezione a parte.
I transnettuniani, di ovvia debolissima luminosità, riflettono la luce del Sole e l'unica informazione che abbiamo di loro è la loro magnitudine relativa, che dipende dall'albedo e dal diametro. Se vogliamo sapere quest'ultimo, dobbiamo fare delle ipotesi sull'albedo; se si assume un'albedo di 0,05 (cioè una riflettanza del 5%, comune anche alle comete), il diametro dei TNO conosciuti si colloca tra i 15 e i 1290 Km, come già accennato in precedenza.
In base alla distribuzione statistica dei valori dei diametri, ed al numero previsto di oggetti, è possibile ottenere informazioni sulla massa globale della popolazione, che risulta essere di 0,1 masse terrestri circa per tutti gli oggetti situati tra 30 e 50 UA dal Sole (dove si pensa ci possano essere almeno 100.000 corpi più grandi di 100 Km). Un valore tuttavia troppo piccolo rispetto a quanto ci si attenderebbe analizzando la curva decrescente della densità di materia presente nel Sistema Solare. Questa densità è conosciuta fino a Nettuno e se la estrapoliamo per distanze comprese tra 30 e 50 UA troviamo un valore di circa 25 masse terrestri.
Probabilmente la stragrande maggioranza della materia è andata perduta a causa della gravità di Nettuno, o a causa delle frequenti collisioni che hanno caratterizzato l'intera storia evolutiva del Sistema Solare. Le ragioni certe, tuttavia, rimangono ancora sconosciute.
Per quanto riguarda la loro composizione, invece, la loro debole luminosità (mediamente attorno alla 22-23) e la grande distanza, rendono estremamente difficoltoso uno studio chimico.
Sono stati eseguiti, fino ad ora, solamente pochi spettri di asteroidi TNO e per far ciò si è dovuti ricorrere a telescopi giganti quali i Keck da 10m del Mauna Kea (Hawaii) ed i VLT da 8,2 m del Cerro Paranal (Cile).
Alcuni asteroidi mostrano, in superficie, ghiacci di idrocarburi (come Tritone e Plutone), altri solamente "ghiaccio di acqua sporca" o ghiaccio in stato amorfo. Questo è una conferma del fatto che i TNO non sono né uguali né omogenei tra loro.
Solamente uno studio approfondito con i telescopi giganti potrà aiutarci a comprendere meglio la struttura e la composizione di questa classe di oggetti "fossili" del Sistema Solare.
Quanto alla loro osservabilità, generalmente questi oggetti non sono alla portata di astrofili dilettanti, anche se vi sono alcuni asteroidi che possono risultare più luminosi della ventesima magnitudine, quindi teoricamente alla portata di telescopi anche di 20-25 cm di diametro dotati di camere CCD e di cieli scuri. Un fatto che può aiutare è che il lentissimo moto di questi oggetti fa sì che si possano effettuare pose anche di 10-15 minuti senza il caratteristico "mosso", comune agli asteroidi della fascia principale se si effettuano tali tempi di posa.
Sono veramente pochi o quasi nulli i contributi degli osservatori italiani al Minor Planet Center per questa categoria di oggetti.
L'Osservatorio Astronomico di Campo dei Fiori ha al suo attivo diverse osservazioni di TNOs, quali, ad esempio, (20000) Varuna, (33128) 1998 BU48, 2000 GN171, 2000 YW134, (50000) Quaoar.