Photometric analysis of asteroids and comets from space observations

The European space mission Rosetta, during its still ongoing journey to the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko, on 10 July 2010 made an intermediate stop flying close to the asteroid 21 Lutetia at a distance of less than 3200 km and observed it from a varying observing point, otherwise inaccessible from Earth. Less than four months later, on 4 November 2010, the EPOXI mission, extension of the NASA Deep Impact mission, offered another unexpected opportunity approaching the small hyperactive Jupiter family comet 103P/Hartley 2 a few days after its perihelion passage at a distance of less than 700 km from its nucleus. Those encounters provided an extremely important possibility for the advance in understanding our Solar System formation and history. Asteroids and comets are indeed the unique left samples of the primordial planetesimals that accreted in the original solar nebula. They are therefore key bodies for understanding the conditions and the processes occurred during the Solar System initial formation phases. The principal aim of this thesis is therefore to provide an advance in the small bodies science, particularly comets, through the photometric analysis of high-resolution observations obtained by the two mentioned space missions. Investigations of asteroid 21 Lutetia, observed on 10 July 2010 through the OSIRIS imaging system (Optical Spectroscopic and Infrared Remote Imaging System) onboard the Rosetta spacecraft, have been focused mainly on its surface physical properties. The integral phase curve analysis and Hapke's modeling showed that the regolith particles constituting Lutetia's surface are highly re ecting, very small, compact and opaque, and form a low-porosity and overall smooth layer over the high-density nucleus of Lutetia. The quite at and featureless spectra observed suggest, together with the high density, that Lutetia is an X-type asteroid for the spectral taxonomy and that it has possibly an enstatite chondrite composition. Moreover the spectral slope is found to vary signicantly with phase angle showing a pronounced reddening. This evidence, still to be completely explained, may be one possible explanation of the continuously changing spectral slope of Lutetia spectrum observed from Earth. We found strong evidences of color variegation over the surface of Lutetia, and in particular on a geologically interesting surface area, called Baetica Region. The variegation of this region, found to be about 10%, suggests the presence of bluer particles on the crater walls, indicative of bigger grains, possibly revealing fresh material, and of redder particles at the bottom of the slant, where debris deposits are potentially present. In view of a future extension of the work to the resolved photometric analysis, a series of complementary processing tools which make use of the high resolution shape model have been implemented. The photometric analysis of comet 103P/Hartley 2, visited by EPOXI spacecraft on 4 November 2010, and pictured through MRI (Medium Resolution Imager) multi-band imaging system, has been focused instead on the cometary atmosphere and its dust and gas features and emission processes. The study of the colors and reddening of the dust, through narrowband continuum observations, shows that dust in Hartley 2 coma is slightly redder in the tailward direction than in the sunward direction. This is tentatively explained considering that ices and refractories are both emitted in the sunward direction, but, while ices sublimate, refractories are pushed away by the Sun's radiation pressure and form a slightly redder tail. A detailed study of OH emission structures in the period spanning from the day of perihelion up to 10 days afterward, has been performed. It shows an overall radial antisunward OH distribution in all observations apart the closest approach (CA) images, where a radial sunward jet coming from the central waist of the nucleus is evident in the very innermost regions of the coma, within 35 km from the nucleus. This OH feature, very close to the nucleus, provided an indication of a possible secondary emission mechanisms. The prompt emission (PE) of excited OH molecules coming from photodissociation of water has been proposed. CN structure analysis in the near-nucleus region shows instead a rounded structure, within 35 km from the nucleus, which is interpreted as an indication that CN is emitted in the coma by grains or particles that are aected by the nucleus rotation. OH observations have been further investigated in order to derive the water production rate in the coma of Hartley 2. A coma model has been adopted, correspondent to vectorial model but extending inside the coma down to the nucleus. A water production rate of 1.17e28 mol/s (logQ = 28.07) has been evaluated, consistent with other authors measurements (see Knight et al., 2013). However the water production rate is found to be varying as function of time with a periodicity that suggests a correlation with the nucleus rotation, which has a period of about 18 hours. However a strong peak in the production rate is observed, correspondent to CA nucleus-resolved observations. The prompt emission mechanism for OH brightness has been invoked as possible responsible and an evaluation of the theoretical observable OH PE flux through MRI-OH narrowband filter has been performed, yielding an intensity of about 26% of the fluorescence emission at about 50 km from the nucleus. However, this is probably an overestimate of the prompt emission, considering indeed a value of about 10%, observations are well reproduced by the cometary model used, even in the innermost coma. All the studies performed in this thesis will have a direct application to the upcoming encounter of Rosetta with the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko occurring on August 2014, and lasting more than a year, until December 2015. Rosetta will approach the comet, deliver a lander on its surface and escort the comet along its orbit up to its next perihelion passage. This encounter is expected to revolutionize the cometary science, giving answer to most of the up-to-date still unexplained comets mysteries. The investigations performed on asteroid Lutetia and comet Hartley 2 will be therefore combined together for data reduction, analysis, procedures implementation and results interpretation, with the final aim to obtain a better understanding of comets in all their aspects.

La missione Rosetta dell'Agenzia Spaziale Europea, durante il suo viaggio verso la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, attualmente in corso, ha effettuato una tappa intermedia il 10 luglio 2010, passando a meno di 3 200 km dall'asteroide 21 Lutetia osservando questo corpo minore da vari punti di vista inaccessibili da Terra. Meno di quattro mesi dopo, il 4 novembre 2010, la missione EPOXI, estensione della precedente Deep Impact della NASA, ci ha offerto un'altra straordinaria occasione, avvicinandosi a meno di 700 km dal nucleo della piccola cometa super-attiva 103P/Hartley 2 alcuni giorni dopo il suo passaggio al perielio. Questi passaggi ravvicinati hanno costituito un'enorme opportunita per l'avanzamento delle conoscenze sulla formazione e sulla storia del nostro Sistema Solare. Gli asteroidi e le comete sono infatti gli unici resti ancora esistenti dei planetesimi primordiali che si svilupparono nella nebulosa solare originaria. Essi sono quindi fondamentali per lo studio delle condizioni iniziali e dei processi che si vericarono durante le fasi iniziali di formazione del Sistema Solare. Lo scopo principale di questa tesi e pertanto quello di apportare un avanzamento nella scienza dei piccoli corpi del Sistema Solare, in particolare le comete, attraverso l'analisi fotometrica di immagini ad alta risoluzione ottenute mediante le due missioni spaziali Rosetta ed EPOXI. L'analisi delle immagini di Lutetia, ottenute mediante OSIRIS (Optical Spectroscopic and Infrared Remote Imaging System), il telescopio ottico a bordo della sonda Rosetta, e stata focalizzata principalmente sullo studio delle proprietà fisiche della supercie asteroidale. Attraverso l'indagine sulla curva di fase integrale e la sua modellazione mediante il modello fotometrico di Hapke, e stato possibile stimare che le particelle di regolite che costituiscono la supercie di Lutetia sono altamente riflettenti, molto piccole, compatte ed opache, e formano uno strato sostanzialmente liscio, a bassa porosità, che ricopre il nucleo molto denso di Lutetia (3.4e3 kg/m^3, Patzold et al., 2011). Gli spettri osservati, sostanzialmente piatti e privi di caratteristici assorbimenti, combinati con l'elevata densita di Lutetia, suggeriscono una classi- cazione spettrale tassonomica che lo identica come un asteroide di tipo X con una composizione dominata da enstatite condrite. La pendenza spettrale presenta una signicativa variazione all'aumentare dell'angolo di fase evidenziando un pronunciato arrossamento. Questo fenomeno, che necessita ancora oggi una spiegazione esaustiva, potrebbe essere responsabile dell'ampia variazione nella pendenza spettrale di Lutetia osservata da Terra. Tramite l'analisi dei colori sulla supercie di Lutetia, sono state osservate evidenze di variegazione superciale, in particolare nella regione denominata Baetica Region, considerata geologicamente interessante. In questa regione, si misura una variegazione di circa il 10%, che probabilmente indica la presenza di grani di dimensioni maggiori, vista la colorazione piu blu sulle pareti del cratere, il che potrebbe essere riconducibile alla presenza di materiale piu fresco. Mentre le regioni ai piedi del cratere sembrano essere arrossate, ad indicare materiale piu no, trattandosi probabilmente di depositi di detriti causati da frane. In vista di una futura estensione del presente lavoro alla fotometria risolta, sono stati implementati una serie di strumenti di analisi complementari che fanno uso del modello di forma di Lutetia per poter eettuare studi locali dettagliati oltre che globali sulla supercie. L'analisi delle immagini della cometa 103P/Hartley 2, osservata mediante la camera multi-banda MRI (Medium Resolution Imager) a bordo della sonda EPOXI, e stata incentrata invece sulla fotometria dell'atmosfera cometaria, in particolare sullo studio delle strutture di gas e polvere presenti nella chioma, e sui meccanismi di emissione del gas. Lo studio dei colori, effettuato mediante osservazioni nel continuo a banda stretta, hanno permesso di notare che la polvere nella chioma della Hartley 2 e leggermente arrossata in direzione della coda. Questo fenomeno potrebbe essere spiegato considerando che i ghiacci e le particelle di polvere sono emessi generalmente in direzione solare e che, mentre i ghiacchi sublimano sotto l'influsso del calore del sole, i materiali refrattari vengono invece spinti dalla pressione di radiazione e formano una coda di sola polvere che quindi e leggermente piu rossa. E' stato poi affrontato lo studio delle strutture visibili nell'emissione del gas OH, nel periodo che si estende dal giorno del perielio ai 10 giorni successivi. L'OH ha una distribuzione prevalentemente antisolare in quasi tutte le osservazioni, a parte quelle acquisite durante il massimo avvicinamento (Closest Approach, CA) alla cometa. In queste ultime infatti, e evidente un getto di gas in direzione solare proveniente dalla zona centrale del nucleo cometario, che si estende entro un raggio di 35 km dal nucleo. Questa struttura, molto vicina al nucleo, costituisce un'indicazione della presenza di un meccanismo di emissione secondario. E stato suggerito possa trattarsi di emissione diretta (prompt emission, PE) di molecole di OH eccitate, proveniente direttamente dalla fotodissociazione dell'acqua. L'analisi delle strutture di CN nelle regioni vicine al nucleo hanno rivelato invece una struttura curva, anch'essa entro 35 km dal nucleo, che e stata interpretata come indicazione del fatto che il gas CN viene emesso nella chioma non direttamente dal nucleo, ma piuttosto da grani e particelle che sono influenzate dalla rotazione del nucleo, la quale sarebbe pertanto responsabile della forma incurvata, piuttosto che radiale, delle strutture. Le osservazioni in OH sono state ulteriormente utilizzare per lo studio del tasso di produzione di acqua nella chioma della cometa Hartley 2. L'OH e infatti un diretto prodotto della dissociazione dell'acqua. E stato utilizzato un modello di chioma corrispondente a quello vettoriale oltre la zona di collisione, ma esteso all'interno della sfera di collisione, no alle regioni prossime al nucleo. E stato trovato un tasso di produzione d'acqua di 1:17 1028 mols1 (logQ = 28:07), compatibile con le misure effettuate da altri autori (vedi Knight et al., 2013). Il tasso di produzione d'acqua risulta comunque variabile in funzione del tempo, mostrando una periodicità compatibile con la rotazione del nucleo, che ha un periodo di circa 18 ore. Nelle immagini ad alta risoluzione, acquisite durante il CA sembra esserci un picco di produzione superiore alla media osservata. Il meccanismo di emissione di OH dovuto alla PE e stato pertanto proposto come possibile responsabile e ne e stata effettuata una valutazione della quantità teorica osservabile attraverso il filtro a banda stretta dell'OH della camera MRI. Risulta che, ad una distanza di 50 km dal nucleo, la PE avrebbe un'intensità pari al 26% dell'emissione dovuta a fluorescenza. Probabilmente tale valore teorico sovrastima la percentuale di emissione diretta. Considerando invece che la PE abbia un'efficienza pari al 10% della fluorescenza, le osservazioni vengono ben riprodotte dal modello cometario utilizzato, anche nelle vicinanze del nucleo. Tutte le analisi svolte in questa tesi avranno una diretta applicazione nell'imminente incontro di Rosetta con la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko che avverrà ad agosto 2014 e durerà fino a dicembre 2015. Rosetta si avvicinerà infatti alla cometa, rilascerà un modulo di atterraggio sulla sua supercie e seguira la cometa lungo la sua orbita no al suo prossimo passaggio al perielio. Ci si aspetta che questo incontro rivoluzioni la scienza cometaria, portando risposte alla maggior parte dei misteri ancora irrisolti. Le analisi compiute sull'asteroide 21 Lutetia e sulla cometa 103P/Harltey 2 saranno pertanto combinate insieme per la riduzione e l'analisi dei dati, l'implementazione di procedure e l'interpretazione dei risultati, in occasione dell'arrivo di Rosetta sulla cometa, con lo scopo ultimo di ottenere una migliore comprensione delle comete in tutti i loro aspetti.