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# 10 Hygiea
Igea (dal greco antico Ὑγίεια?, Hygìeia, originariamente chiamato Igea Borbonica, catalogato secondo la designazione asteroidale come 10 Hygiea) è un grande asteroide della fascia principale, il quarto in ordine di grandezza, con un diametro medio superiore ai 400 km e una massa stimata pari al 3% di quella totale della fascia di asteroidi. Nonostante ciò, fu il decimo a essere individuato perché la superficie scura rende l'asteroide meno visibile di quanto le sue dimensioni implicherebbero. All'opposizione infatti raggiunge mediamente una magnitudine pari a 10,2. Igea fu scoperto da Annibale de Gasparis il 12 aprile 1849, dall'osservatorio di Capodimonte a Napoli. Fu così denominato su suggerimento di Ernesto Capocci di Belmonte dal nome di Igea, la dea greca della salute; inoltre, in onore della casa regnante a Napoli, i due scienziati vi aggiunsero l'aggettivo Borbonica, che tuttavia decadde rapidamente nell'uso.
Igea si compone di materiale primitivo carbonioso, simile alle condriti carbonacee. Percorre un'orbita assai prossima al piano dell'eclittica, mediamente eccentrica, che completa in 5 anni e 7 mesi, spaziando dalla distanza media di Cerere e Pallade dal Sole fino al bordo esterno della fascia principale, in prossimità del perielio degli oggetti della famiglia Hilda. È il prototipo della famiglia Igea. Osservazioni del 2017 e del 2018 suggeriscono che Igea potrebbe avere le caratteristiche per essere classificato tra i pianeti nani.

## Osservazione
Nonostante Igea sia per dimensioni il quarto asteroide della fascia principale e quello maggiore nella sua regione esterna, a causa della scarsa albedo della sua superficie e della distanza media dalla Terra, risulta piuttosto debole quando osservato dal nostro pianeta. All'opposizione non è mai più fioco dell'undicesima magnitudine e mediamente raggiunge una magnitudine pari a 10,2. In condizioni particolarmente favorevoli può avvicinarsi alla nona grandezza. L'asteroide quindi non è mai visibile a occhio nudo ed è osservabile con un telescopio di 50 mm di diametro o superiore.

## Storia delle osservazioni

### Scoperta
Igea fu scoperto da Annibale de Gasparis il 12 aprile 1849, presso l'Osservatorio di Capodimonte, a Napoli, come un oggetto tra la nona e la decima magnitudine. L'astronomo, che nel 1847 aveva iniziato a registrare meticolosamente le stelle fino alla quattordicesima magnitudine presenti in una fascia centrata sull'eclittica e ampia circa 2°, identificò tra il 1850 e il 1853 altri sette asteroidi e altri due negli anni sessanta del secolo.
De Gasperis invitò Ernesto Capocci di Belmonte, suo amico e direttore dell'Osservatorio, ad assegnare un nome all'asteroide come ringraziamento per i suoi incoraggiamenti. Insieme proposero Igea Borbonica dal nome di Igea, la dea greca della salute, figlia di Asclepio, con l'aggettivo che intendeva rendere omaggio ai Borbone di Napoli e, magari, far dimenticare al re Ferdinando II che i due scienziati avevano partecipato ai moti liberali del 1848. In lingua inglese fu adottata la grafia greca Hygiea mentre l'aggettivo Borbonica decadde rapidamente nell'uso.
Come per gli altri asteroidi scoperti precedentemente, a Igea fu assegnato un simbolo astronomico (. o ). Tuttavia, nel 1851 Encke propose l'adozione di un differente sistema di identificazione, suggerendo di utilizzare un numero corrispondente all'ordine di scoperta racchiuso in un circoletto, che fu rapidamente adottato nelle riviste scientifiche. Al crescere del numero degli asteroidi scoperti, si ricorse poi al numero tra parentesi tonde seguito dal nome, secondo l'uso odierno della designazione asteroidale.

### Osservazioni successive
Le osservazioni di Igea furono inizialmente condotte soprattutto per misurarne la posizione, in modo da determinarne l'orbita, e le dimensioni. L'orbita fu calcolata con accuratezza da Julius Zech, tenendo conto delle perturbazioni introdotte nel moto dell'asteroide da Giove, Saturno e Marte; dopo la morte dell'astronomo, avvenuta nel 1864, l'Astronomisches Rechen-Institut di Berlino continuò ad aggiornarla fino al 1873. Nel 1876 Ernst Becker calcolò una nuova orbita che mostrò alcune discrepanze con le osservazioni eseguite tra il 1915 e il 1918 e che fu successivamente rivista da Henri Blondel, Paul Maître e B. Jehkowski dell'osservatorio di Marsiglia e dagli astronomi del Rechen-Institut.
Karl Christian Bruhns propose nel 1856 una prima stima del diametro di Igea (valutato in 180 km) e di altri 39 asteroidi, desumendo le loro dimensioni dalla luminosità e assumendo quale loro albedo una media di quelle dei pianeti esterni e delle loro lune maggiori. Come conseguenza di quest'ipotesi, i valori ottenuti risultarono tutti sottodimensionati. Seguendo una procedura sostanzialmente analoga e utilizzando come termine di paragone le misure del diametro di Cerere e Pallade ottenute da William Herschel e Johann von Lamont, Edward James Stone fornì nel 1867 valori alternativi per il diametro di 71 asteroidi (stimando quello di Igea in 103 miglia, pari a 190 km) da dati osservativi di Norman Robert Pogson. A ogni modo, tutte le stime delle dimensioni di Igea (e degli altri asteroidi) fornite prima della seconda metà del Novecento risultarono sostanzialmente erronee.
Nel 1917, l'astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama si dedicò allo studio del moto degli asteroidi e confrontandoli attraverso tre parametri orbitali - moto medio, inclinazione ed eccentricità - individuò cinque raggruppamenti, successivamente indicati come famiglie di asteroidi o famiglie Hirayama. Nel 1978 Andrea Carusi ed Enrico Massaro identificarono i primi membri della famiglia Igea, dal nome dell'oggetto più grande del gruppo.
Nel 1970 Nikolaj Stepanovič Černych utilizzò 410 osservazioni di Igea raccolte dal 1932 al 1969 per migliorare la conoscenza del valore della massa di Giove, ripetendo con dati più recenti la procedura che Simon Newcomb aveva eseguito nel 1895 utilizzando le osservazioni di 33 Polyhymnia, ovvero valutando le perturbazioni indotte dal pianeta sul moto dell'asteroide durante avvicinamenti periodici, che nel caso di Igea si verificano ogni dieci anni e mezzo.
Nel 1987, Hans Scholl e colleghi dell'Astronomisches Rechen-Institut fornirono una prima stima della massa di Igea in (4,7±2,3)×10−11 M⊙, pari a (9,3±4,5)×1019 kg, analizzando gli effetti indotti sul moto di 829 Academia durante un incontro ravvicinato tra i due asteroidi avvenuto nel 1927, a una distanza di 0,006 UA (890 000 km). Era il quarto asteroide di cui veniva calcolata una massa, sebbene la misura fosse affetta da un'incertezza pari al 50% del valore nominale. L'astronomo polacco G. Michalak fornì nel 2001 una nuova stima in (5,6±0,7)×10−11 M⊙, pari a (11,13±1,39)×1019 kg. Da allora, il valore della massa di Igea è stato progressivamente rivisto al ribasso: Chernetenko e Kochetova, nel 2002, utilizzarono le perturbazioni indotte su 18 asteroidi in incontri ravvicinati avvenuti tra il 1927 e il 2000 ottenendo un valore pari a (5,010±0,410)×10−11 M⊙, corrispondenti a (9,96±0,815)×1019 kg; Chesley et al. nel 2005 analizzarono gli effetti sull'orbita dell'asteroide 3946 Shor dell'incontro ravvicinato a 0,014399 UA con Igea del 29 maggio 1998, stimando la massa di quest'ultimo in (9,02±0,26)×1019 kg. James Baer e altri fornirono nel 2008 e nel 2011 due stime, fra loro abbastanza coerenti, della massa di Igea considerando le perturbazioni indotte su 14 asteroidi, indicando (nel 2011) un valore pari a (4,358±0,0740)×10−11 M⊙, corrispondenti a (8,67±0,147)×1019 kg. Da un'analisi dei valori disponibili in letteratura, Benoit Carry nel 2012 ritenne che la stima migliore della massa di Igea fosse di (8,63±0,52)×1019 kg.
Nel 1971, David Allen suggerì che le dimensioni dei maggiori asteroidi potessero essere dedotte dalla misura delle loro emissioni nell'infrarosso. Tra il 1983 e il 1985 Igea fu il primo asteroide del quale furono ottenute immagini termiche attraverso l'IRTF, a lunghezze d'onda submillimetriche, che permisero di identificare la presenza di regolite sulla superficie. Da osservazioni nel campo delle microonde, nel 1989 K. J. Johnston e colleghi ne stimarono il diametro in 450 km e individuarono un limite inferiore per la profondità dello strato di regolite superficiale, supponendo che avesse proprietà analoghe a quella presente sulla superficie lunare. Nell'ambito dell'IRAS Minor Planet Survey, Edward F. Tedesco e colleghi analizzarono i dati raccolti dal satellite IRAS (lanciato nel 1983) relativi alle sorgenti infrarosse in movimento; per Igea dedussero un diametro medio di 407,12 ± 6,8 km. Infine, R. Ragazzoni e colleghi nel 2000, applicando l'interferometria a macchie a osservazioni compiute con il telescopio nazionale Galileo, stimarono il diametro medio di Igea in 444 ± 35 km. B. Carry nel 2012 fornì il diametro di Igea in 421,60 ± 25,69 km, da un'analisi dei valori disponibili in letteratura.
La determinazione del periodo di rotazione di Igea è risultata piuttosto difficoltosa. L'asteroide infatti ruota su sé stesso in senso retrogrado e, per diversi osservatori, piuttosto lentamente. Si è a lungo ritenuto, infatti, che i primi astronomi che negli anni cinquanta del Novecento cercarono di determinarne il periodo di rotazione fossero stati tratti in inganno dalla lenta rotazione dell'asteroide, perché la durata d'osservazione (una notte, generalmente) non sarebbe stata sufficiente a ottenere una curva di luce completa. Ingrid van Houten-Groeneveld e Gerard Kuiper indicarono il periodo di rotazione di Igea in 18 ore nel 1954 nel loro Photometric Studies of Asteroids e su quella stima si accodarono i lavori successivi. T. Michalowski e colleghi nel 1991 fornirono un periodo di 27,63 ± 0,02 ore (1991), divenuto in seguito il valore di riferimento. Modellando inoltre Igea come un ellissoide, determinarono anche due possibili forme compatibili con le curve di luce ottenute dalle osservazioni; risultati che furono sostanzialmente confermati due anni dopo da A. Erikson e P. Magnusson. Elementi chiarificatori sulla forma dell'asteroide sarebbero potuti provenire dall'osservazione di una o più occultazioni stellari da parte di Igea; in effetti, tra il 1983 e il 1997 ne furono osservate cinque, ma da pochi siti d'osservazione differenti e quindi s'apprese poco da esse. Neppure le osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble (HST) permisero inizialmente di definirne con esattezza la forma; consentirono tuttavia di escludere che l'asteroide avesse satelliti dal diametro superiore ai 16 km. Infine, M. J. López-González ed E. Rodríguez nel 2000 determinarono i rapporti tra gli assi dell'ellissoide in a/b = 1,31 e b/c = 1,2 da una nuova analisi delle curve di luce di Igea. La migliore immagine di Igea è stata ottenuta riprocessando nel 2003 le immagini dell'HST.
Osservazioni condotte negli anni 2017 e 2018 con lo spettrografo SPHERE montato sul Very Large Telescope dell'Osservatorio del Paranal dell'ESO hanno infine permesso di risolvere la forma dell'asteroide, che si è rivelato più prossimo alla forma sferica rispetto a quanto atteso. Inoltre, il periodo di rotazione risulterebbe di 13,8 ore. Se questo dato fosse confermato, esso risulterebbe all'incirca la metà rispetto a quanto precedentemente stimato.
Infine, per determinare la composizione della superficie di Igea, negli anni duemila sono stati condotti studi comparativi sia con i meteoriti raccolti sulla Terra, sia con altri membri della famiglia Igea.

### Missioni spaziali
Igea non è mai stato raggiunto da alcuna sonda spaziale. L'esplorazione degli asteroidi della fascia principale, però, potrebbe fornire indizi sul processo che ha condotto alla formazione del sistema solare e Igea è stato quindi indicato come uno degli oggetti che meriterebbero di essere studiati da vicino. Nel 2006 C. T. Russell, Mark V. Sykes e altri hanno proposto alla NASA la missione Exploring the Very Earliest Epoch (EVE), nell'ambito del Programma Discovery. La proposta, che non è stata approvata, suggeriva di lanciare verso Igea una copia della sonda Dawn che ha esplorato Vesta e sta esplorando Cerere. Nel 2013, P. Vernazza e P. Lamy hanno invece sottoposto all'approvazione dell'Agenzia Spaziale Europea la missione INSIDER, di classe media, che avrebbe eseguito dei rendezvous con vari grandi asteroidi della fascia principale e sganciato dei lander su almeno due di essi, indicando Igea e 24 Themis come obiettivi dei moduli di atterraggio.

## Parametri orbitali e rotazione
Igea segue un'orbita compresa tra quelle di Marte e Giove, nella porzione esterna della fascia degli asteroidi, che completa in 5,57 anni (circa 5 anni e 7 mesi). L'orbita presenta un'inclinazione di 3,8° rispetto al piano dell'eclittica e un'eccentricità di 0,112. - valore abbastanza elevato rispetto ad altri grandi asteroidi quali Cerere, Vesta e 704 Interamnia, ma non rispetto a Pallade. Il perielio è prossimo alla distanza media di Cerere e Pallade dal Sole, ma una collisione tra Igea e uno degli altri due corpi è improbabile perché la linea dei nodi della sua orbita è quasi ortogonale a quella dell'orbita di Pallade, mentre il nodo ascendente e discendente risultano invertiti l'uno con l'altro rispetto a quelli dell'orbita di Cerere, per cui i due oggetti si trovano sempre da parti opposte rispetto all'eclittica. A ogni modo, si potranno verificare periodici avvicinamenti tra i tre corpi come accadrà il 26 gennaio 2056 quando Igea transiterà a 0,0258 UA (3,8 milioni di km) da Cerere e il 4 marzo 2063 quando transiterà a 0,0201 UA (3 milioni di chilometri) da Pallade. All'afelio, Igea raggiunge il bordo esterno della fascia principale, in prossimità del perielio degli oggetti della famiglia Hilda, in risonanza 3:2 con Giove. Esegue periodici avvicinamenti al gigante gassoso con una periodicità di circa dieci anni e mezzo, non raggiungendo però mai una distanza inferiore a 1,5 UA dal pianeta.
Numerosi studi concordano sul fatto che Igea ruoterebbe su sé stesso in modo insolitamente lento, in senso retrogrado, impiegando 27,63 ore (circa 27 ore e 19 minuti) per completare una rotazione. Tale caratteristica distinguerebbe Igea dagli altri grandi asteroidi, tra i quali sono più frequenti periodi di rotazione compresi tra le 6 e le 12 ore. Analisi condotte nel 2019, tuttavia, sembrano suggerire che l'asteroide ruoti su sé stesso in 13,8 ore. Sulla base di curve di luce che presentano ancora una certa ambiguità (accentuata dal fatto che le osservazioni telescopiche raccolte in una sola notte potrebbero coprire solo una frazione del periodo di rotazione a causa della sua durata), è stato stimato che il polo nord, nel sistema di riferimento eliocentrico-eclittico, punti nella direzione (β, λ) = (34°, 120°) o (43°, 295°); in entrambi i casi l'asse di rotazione sarebbe inclinato di circa 60°.
Come detto, nel 1978 gli astronomi Andrea Carusi ed Enrico Massaro identificarono i primi membri della famiglia Igea, un gruppo di asteroidi con parametri orbitali prossimi a quelli di Igea stesso: semiasse maggiore compreso tra 3,108–3,127 UA, bassa inclinazione ed eccentricità moderata. Al 2014 sono stati individuati più di 650 membri della famiglia, tutti comunque di dimensioni molto inferiori rispetto al corpo principale.

## Formazione
La fascia principale degli asteroidi si compone di oggetti sopravvissuti, relativamente intatti, al processo di formazione del sistema solare, a differenza della maggior parte dei protopianeti del sistema interno che o si fusero tra loro per andare a costituire i pianeti terrestri, oppure furono espulsi dal sistema da Giove. Igea si sarebbe formato quindi 4,57 miliardi di anni fa nella porzione esterna della fascia.

## Caratteristiche fisiche

### Massa e dimensioni
Igea è il quarto oggetto per dimensioni e massa della fascia degli asteroidi. e il membro principale della famiglia omonima, della quale rappresenta più del 90% della massa. James Bear e colleghi nel 2011 hanno stimato la massa dell'asteroide in (4,358±0,0740)×10−11 M⊙, corrispondenti a (8,67±0,147)×1019 kg e pari al 3% di quella di tutta la fascia principale. Pierre Vernazza e colleghi hanno fornito nel 2019 stimato la massa di Igea in (8,32±0,80)×1019 kg - valore assai prossimo al precedente.
Igea può essere descritto con una certa approssimazione come un ellissoide di dimensioni 450 × 430 × 424 km; il suo diametro medio è stato stimato in 434 ± 14 km da osservazioni nel visibile e in 407,12 ± 6,8 km da osservazioni nell'infrarosso. La sua densità è stimata in (2,08±0,10)×103 kg/m³ da J. Baer nel 2011, mentre una rassegna dei valori in letteratura eseguita da Benoit Carry converge verso i (2,19±0,42)×103 kg/m³. Pierre Vernazza e colleghi l'hanno stimata nel 2019 in (1,944±0,250)×103 kg/m³. I valori indicati sono prossimi più alla densità di Cerere e dei satelliti ghiacciati di Giove e Saturno, che a quella dei pianeti terrestri o degli asteroidi rocciosi.
Per via della sua massa, Igea è uno dei corpi minori che il Minor Planet Center considera tra i pertubatori delle orbite degli oggetti più piccoli.

### Composizione
Informazioni parziali sulla composizione di Igea sono state dedotte tramite l'analisi spettroscopica della sua superficie. Igea appartiene alla classe degli asteroidi di tipo C, che dominano la porzione esterna della fascia principale (oltre la lacuna di Kirkwood in corrispondenza di 2,82 UA).
La superficie di Igea si compone di materiale carbonaceo primitivo, simile a quello trovato nelle condriti carbonacee, sebbene un'ampia ricerca spettroscopica condotta da M. A. Barucci e colleghi nel 2002 non abbia individuato un corrispettivo esatto dei minerali presenti sull'asteroide nei meteoriti raccolti sulla Terra, nonostante Takahiro Hiroi e altri avessero segnalato nel 1996 alcune corrispondenze con le proprietà del meteorite Yamato 82162, una condrite CI/CM. È stata rilevata inoltre la presenza di minerali che sarebbero stati alterati dall'interazione con acqua liquida; sulla superficie dell'asteroide in passato potrebbero essere state raggiunte localmente temperature tali da portare alla liquefazione del ghiaccio che si presume possa esservi presente. Tuttavia, la presenza di materiale primitivo indica altresì che Igea non si è completamente fuso durante il processo di formazione, in contrasto rispetto ad altri grandi planetesimi come Vesta.

## Superficie
In generale, le proprietà di Igea sono le meno note tra quelle dei quattro asteroidi maggiori della fascia principale. Questo è ancor più vero per le caratteristiche superficiali dell'asteroide, anche prima che Cerere e Vesta fossero raggiunti dalla missione Dawn.
L'albedo geometrica è stata stimata tra 0,066 e 0,0717, corrispondente a una riflessività tra il 6,6% e il 7,2% della luce solare incidente; l'asteroide apparirebbe alla nostra vista particolarmente scuro. Varie osservazioni hanno fornito dati spettroscopici contrastanti, che potrebbero sottintendere l'esistenza di zone con composizione differente sulla superficie. È stata inoltre segnalata l'osservazione di variazioni correlate con la latitudine da Rivkin nel 1997, confermate da Mothé-Diniz e colleghi nel 2001. La superficie sarebbe ricoperta da uno strato di regolite dallo spessore superiore agli 8 cm.
La superficie dell'asteroide è stata risolta, infatti, solo grazie a osservazioni condotte nel 2017 e nel 2018 con il Very Large Telescope. Vi sono stati identificati con chiarezza due crateri, con diametro di 180 ± 15 km  e 97 ± 10 km. Mancherebbe, invece, un grande cratere - analogo al cratere Rheasilvia su Vesta - che avrebbe dovuto formarsi nell'impatto che originò la famiglia Igea. Ciò suggerisce che Igea possa aver subito un processo di rinnovamento della superficie. L'impatto stesso potrebbe aver frammentato l'asteroide che si sarebbe in seguito riaggregato. Ciò potrebbe giustificare la presenza di un'elevata porosità degli strati più superficiali e, conseguentemente, il valore stimato per la densità media dell'asteroide, leggermente inferiore a quella di Cerere.

## Status astronomico
Mentre i primi quattro asteroidi a essere stati scoperti - Cerere (1801), Pallade (1802), Giunone (1804) e Vesta (1807) - furono considerati veri e propri pianeti nella prima metà dell'Ottocento (con alcuni astronomi che continuarono a considerarli tali fino al termine del secolo), la scoperta di Igea avvenne negli anni in cui la classificazione degli asteroidi era già in rapida evoluzione. Dalla seconda metà dell'Ottocento, gli asteroidi cominciarono a essere trattati in modo prevalentemente collettivo, raggruppati in base a caratteristiche orbitali (ad esempio le famiglie) o spettrali (le classi), con minore attenzione al singolo oggetto. Le possibilità offerte dall'esplorazione spaziale e le migliorate capacità osservative della fine del Novecento e dei primi anni duemila, hanno prodotto una parziale inversione di tendenza che ha interessato prevalentemente proprio gli asteroidi di maggiori dimensioni, per i quali è oggetto di discussione l'inclusione nella nuova categoria dei pianeti nani.
Il Planet Definition Commitee (comitato per la definizione di pianeta) dell'Unione Astronomica Internazionale che nel 2006 ha avanzato la proposta della nuova definizione di pianeta successivamente approvata, ha considerato l'eventualità di classificare Igea tra i pianeti nani, qualora venisse appurato che la superficie dell'asteroide è modellata prevalentemente dall'equilibrio idrostatico. Le osservazioni del 2019 che hanno permesso di risolvere la forma dell'asteroide sembrerebbero suggerire in effetti che questo possa aver raggiunto l'equilibrio idrostatico e che debba essere collocato tra i pianeti nani. In tal caso, potrebbe essere il più piccolo tra di essi.

### Libri
- Vincenzo De Ritis, Cenno de' lavori accademici e dell'azione governativa ne' reali domini continentali dal 1848 al primo semestre del 1852, in Salvatore Murena, Direttore del Ministero dell'Interno (a cura di), Annali Civili del Regno delle Due Sicilie, vol. 46, Napoli, Tipografia del Real ministero degli affari interni, 1852,  pp. XIII-XXI. URL consultato l'8 agosto 2015.
- (EN) John Russell Hind, Hygeia, in The Solar System: Descriptive Treatise Upon the Sun, Moon, and Planets, Including an Account of All the Recent Discoveries, New York, G. P. Putnam, 1852,  p. 126. URL consultato l'8 agosto 2015.
- (LA) C. Bruhns, De Planetis Minoribus inter Martem et Jovem circa Solem versantibus, Tesi di dottorato, Osservatorio di Berlino, 1856. URL consultato il 9 agosto 2015.
- (EN) A. O. Leuschner, Comparison of Theory with Observation for the Minor planets 10 Hygiea and 175 Andromache with Respect to Perturbations by Jupiter, in Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, vol. 8, n. 7, National Academy of Sciences, 1922,  pp. 170-173, DOI:10.1073/pnas.8.7.170. URL consultato l'8 agosto 2015.
- (EN) Paolo Ulivi, David M. Harland, Robotic Exploration of the Solar System: Part 4: The Modern Era 2004 –2013, Springer, 2014, ISBN 978-1-4614-4812-9.

### Articoli scientifici
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- (EN) N. S. Chernykh, Determination of the Mass of Jupiter from Observations of 10 Hygiea during 1932-1969, in G. A. Chebotarev, E. I. Kazimirchak-Polonskaia, B. G. Marsden (a cura di), The Motion, Evolution of Orbits, and Origin of Comets; Proceedings from IAU Symposium no. 45, held in Leningrad, U.S.S.R., August 4-11, 1970, International Astronomical Union, 1972,  pp. 233-238. URL consultato il 9 agosto 2015.
- (EN) D. A. Allen, The method of determining infrared diameters, in T. Gehrels (a cura di), Physical Studies of Minor Planets, Washington, DC, NASA, 1971,  pp. 41-44, NASA SP–267. URL consultato l'11 agosto 2015.
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- (EN) Alex Storrs et al., Imaging Observations of Asteroids with Hubble Space Telescope, in Icarus, vol. 137, n. 2, 1999,  pp. 260-268, DOI:10.1006/icar.1999.6047.
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- (EN) S. R. Chesley et al., The Mass of Asteroid 10 Hygiea, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 37, 2005,  p. 524.
- (EN) C. T. Russell et al., Exploring the asteroid belt with ion propulsion: Dawn mission history, status and plans, in Advances in Space Research, vol. 40, n. 2, 2007,  pp. 193-201, DOI:10.1016/j.asr.2007.05.083.
- (EN) J. Baer, S. R. Chesley, R. D. Matson, Astrometric Masses of 26 Asteroids and Observations on Asteroid Porosity, in The Astronomical Journal, vol. 141, n. 5, 2011, DOI:10.1088/0004-6256/141/5/143.
- (EN) B. Carry, Density of asteroids, in Planetary and Space Science, vol. 73, n. 1, 2012,  pp. 98-118, DOI:10.1016/j.pss.2012.03.009. Accessibile anche su  arXiv.
- (EN) V. Carruba et al., Dynamical evolution and chronology of the Hygiea asteroid family, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 437, n. 3, 2014,  pp. 2279-2290, DOI:10.1093/mnras/stt2040. Accessibile anche su  arXiv..
- (EN) Pierre Vernazza et al., A basin-free spherical shape as an outcome of a giant impact on asteroid Hygiea, in Nature Astronomy, 28 ottobre 2019, DOI:10.1038/s41550-019-0915-8.

title: 10 Hygiea

wikitext:
{{Corpo celeste
|tipo = Asteroide
|nome = Igea
|immagine = SPHERE image of Hygiea.jpg
|didascalia = Igea ripreso attraverso lo strumento [[SPHERE]] montato sul [[Very Large Telescope]]
|sottotitolo = 10 Hygiea
|scoperta_autore = [[Annibale de Gasparis]]
|data = 12 aprile 1849
|categoria = [[Fascia principale]]
|famiglia = [[Famiglia Igea|Igea]]
|stella_madre = Sole
|designazioni_alternative ={{DP|1849 GA|}}, {{DP|1900 GA|}}
|epoca =[[giorno giuliano|JD]] 2459000,5
31 maggio 2020<ref name=DatiOrbitali>{{cita|I dati di 10 Hygeia dal sito MPC.||MPCviaCE}}</ref>
|semiasse_maggiore = {{M|470108336|ul=km}}
{{M|3,1424354|ul=UA}}
|periastro = {{M|417401054|u=km}}
{{M|2,790114|u=UA}}
|afastro = {{M|522815617|u=km}}
{{M|3,4947568|u=UA}}
|periodo_orbitale=2034,69 [[giorno|giorni]]
(5,57 [[anno giuliano|anni]])
|eccentricità =0,1121173
|nodo_ascendente =283,19845°
|argomento_perielio =312,41291°
|anomalia_media =222,85056°
|inclinazione_orbita_su_eclittica =3,83179°
|ultimo_perielio = 16 dicembre 2016
|prossimo_perielio = 13 luglio 2022
|par_Tisserand_J =3,197<ref name=DatiOrbitali-JPL>{{cita|I dati di 10 Hygeia dal sito JPL.||JPLviaCE}}</ref>
|MOID={{M|1,53545|u=UA}}<ref name=DatiOrbitali-JPL/>
|MOIDpianeta=Giove
|magn_ass = 5,5
|velocità_media = {{m|16,802|u= km/s}}<ref name=calcolata>[[Discussione:10 Hygiea#Grandezze calcolate|Calcolata]].</ref>
|dimensioni = {{m|450 |×| 430 |×| 424 |u=km}};<ref name=Vernazza/>
|diametro_med = {{m|407,12 | 6,8|u= km}}<ref name=IRAS/>
{{m|444 | 35|u= km}}<ref name=Ragazzoni-317/>
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|velocitàdifuga = {{m|0,235|u= km/s}}<ref name=calcolata/>
|periodo_rotaz = {{M|13,82559|0,00005|u=h}}<ref name=Vernazza/>
|temp_med = ~200 K<ref>Temperatura di [[corpo nero]].
{{Cita|M. A. Barucci ''et al.''|p. 204|Barucci}}, 2002.</ref>
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{{Cita|M. A. Barucci ''et al.''|p. 204|Barucci}}, 2002.</ref>
|albedo = 0,066<ref name=Barucci/>
0,0717<ref name=IRAS/>
|satelliti = no<ref>Osservazioni condotte con il [[telescopio spaziale Hubble]] hanno escluso che Igea possa avere satelliti dal diametro superiore ai {{m|16|u= km}}.
{{Cita|A. Storrs ''et al.''||Storrs99}}, 1999.</ref>
|anelli = no
|classe_spettrale = [[asteroide di tipo C|C]]
|magn_app_min = 9,2<ref name=eff/>|
}}
'''Igea''' ({{lang-grc|Ὑγίεια|Hygìeia|da=si|pp=si}}, originariamente chiamato ''Igea Borbonica'',<ref name=Denominazione/> catalogato secondo la designazione asteroidale come '''10 Hygiea''') è un grande [[asteroide]] della [[fascia principale]], il quarto in ordine di grandezza,<ref name=Barucci203/> con un diametro medio superiore ai 400 km<ref name=IRAS/><ref name=Ragazzoni-317/> e una massa stimata pari al 3% di quella totale della fascia di asteroidi. Nonostante ciò, fu il decimo a essere individuato perché la superficie scura rende l'asteroide meno visibile di quanto le sue dimensioni implicherebbero. All'[[Opposizione (astronomia)|opposizione]] infatti raggiunge mediamente una [[Magnitudine apparente|magnitudine]] pari a 10,2.<ref name=Mohd/> Igea fu scoperto da [[Annibale de Gasparis]] il 12 aprile 1849, dall'[[Osservatorio astronomico di Capodimonte|osservatorio di Capodimonte]] a [[Napoli]].<ref name=Scoperta/> Fu così denominato su suggerimento di [[Ernesto Capocci di Belmonte]] dal nome di [[Igea]], la [[mitologia greca|dea greca]] della salute; inoltre, in onore della casa regnante a Napoli, i due scienziati vi aggiunsero l'aggettivo ''Borbonica'',<ref name=Denominazione/> che tuttavia decadde rapidamente nell'uso.<ref name=Hind/>

Igea si compone di materiale primitivo [[Carbonati|carbonioso]], simile alle [[condriti carbonacee]].<ref name=Barucci/> Percorre un'[[orbita]] assai prossima al piano dell'[[eclittica]], mediamente [[eccentricità orbitale|eccentrica]], che completa in 5 anni e 7 mesi,<ref name=DatiOrbitali/> spaziando dalla distanza media di [[Cerere (astronomia)|Cerere]] e [[2 Pallas|Pallade]] dal [[Sole]] fino al bordo esterno della fascia principale, in prossimità del [[perielio]] degli oggetti della [[famiglia Hilda]]. È il prototipo della [[famiglia Igea]].<ref name=Carruba2014/> Osservazioni del 2017 e del 2018 suggeriscono che Igea potrebbe avere le caratteristiche per essere classificato tra i [[pianeta nano|pianeti nani]].<ref name=Vernazza/>

== Osservazione ==
Nonostante Igea sia per dimensioni il quarto asteroide della fascia principale e quello maggiore nella sua regione esterna, a causa della scarsa [[albedo]] della sua superficie e della distanza media dalla Terra, risulta piuttosto debole quando osservato dal nostro pianeta. All'[[Opposizione (astronomia)|opposizione]] non è mai più fioco dell'undicesima [[magnitudine apparente|magnitudine]]<ref name=Chernykh/> e mediamente raggiunge una magnitudine pari a 10,2.<ref name=Mohd>{{Cita web |lingua=en |cognome=Odeh |nome=Moh'd |url=http://jas.org.jo/index.php/en/subjects/articles/97-the-brightest-asteroids |titolo=The Brightest Asteroids |editore=Jordanian Astronomical Society |accesso=8 agosto 2015 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20151103061004/http://jas.org.jo/index.php/en/subjects/articles/97-the-brightest-asteroids |urlmorto=no }}</ref> In condizioni particolarmente favorevoli può avvicinarsi alla nona grandezza.<ref name=eff>Calcolato utilizzando il {{cita web|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=sb&sstr=10 |titolo=JPL Horizons|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20150620031809/http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=sb&sstr=10}}.</ref><ref>{{Cita web |lingua=en |titolo=Effemeridi per (10) Hygiea per il periodo dal 8 agosto 2015 al 9 agosto 2025 |sito=AstDyS-2, Asteroids - Dynamic Site |editore=Dipartimento di Matematica, Università di Pisa |url=http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=10&oc=500&y0=2015&m0=8&d0=8&h0=16&mi0=38&y1=2025&m1=9&d1=7&h1=17&mi1=38&ti=1.0&tiu=days |accesso=8 agosto 2015 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160312194458/http://hamilton.dm.unipi.it/astdys/index.php?pc=1.1.3.1&n=10&oc=500&y0=2015&m0=8&d0=8&h0=16&mi0=38&y1=2025&m1=9&d1=7&h1=17&mi1=38&ti=1.0&tiu=days |urlmorto=no }}</ref> L'asteroide quindi non è mai visibile a [[occhio nudo]] ed è osservabile con un [[telescopio]] di 50 mm di diametro o superiore.<ref>Un tale strumento permette un guadagno di 4 magnitudini e mezzo all'osservatore, calcolato utilizzando la formula fornita da {{Cita libro |lingua=inglese |titolo=Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them |url=https://archive.org/details/asteroidsdwarfpl0000dymo |autore-capitolo=Dymock, Roger |editore=Springer |anno=2010 |pp={{cita testo|url=https://archive.org/details/asteroidsdwarfpl0000dymo/page/88|titolo=88}}-89 |urlcapitolo=http://books.google.it/books?id=vQcAnwt_87sC&pg=PA88&dq=#v=onepage&q&f=false |capitolo=Limiting Magnitude |accesso=8 agosto 2015 |isbn=1-4419-6438-X }}</ref>

== Storia delle osservazioni ==
=== Scoperta ===
[[File:Annibale De Gasparis.gif|miniatura|sinistra|Annibale de Gasparis scoprì Igea il 12 aprile 1849]]
Igea fu scoperto da [[Annibale de Gasparis]] il 12 aprile 1849, presso l'[[Osservatorio astronomico di Capodimonte|Osservatorio di Capodimonte]], a [[Napoli]], come un oggetto tra la nona e la decima [[magnitudine apparente|magnitudine]].<ref name=Scoperta>{{Cita|H. C. Schumacher |p. 391|Annuncio}}, 1849.</ref> L'astronomo, che nel 1847 aveva iniziato a registrare meticolosamente le stelle fino alla quattordicesima magnitudine presenti in una fascia centrata sull'[[eclittica]] e ampia circa 2[[Grado d'arco|°]], identificò tra il 1850 e il 1853 altri sette asteroidi<ref name=Annali>{{Cita|V. De Ritis|pp. XV-XVII|Annali}}, 1852.</ref> e altri due negli [[anni 1860|anni sessanta]] del secolo.

De Gasperis invitò [[Ernesto Capocci di Belmonte]], suo amico e direttore dell'Osservatorio, ad assegnare un nome all'asteroide come ringraziamento per i suoi incoraggiamenti.<ref name=Hind>{{cita|J. R. Hind|p. 126|Hind}}, 1852.</ref> Insieme proposero ''Igea Borbonica''<ref name="Denominazione">{{citazione|Tale scoperta mi ha dato il destro di pubblicamente attestare la mia gratitudine al cav. Capocci, il quale m'è stato sempre generoso di aiuti e di consigli, dandogli carico d'imporgli il nome. E il Capocci credé chiamarlo Igea, Dea della sanità, figlia di Minerva e di Esculapio, dal quale traeva il simbolo, alludendo alla longevità di cui quella Dea credevasi dispensatrice; ed al nome mitologico l'epiteto di Borbonica si aggiungeva, per rendere un devoto omaggio alla Dinastia felicemente regnante, e che ha fornito il nostro Osservatorio di preziosi e svariati strumenti adatti a sì delicate ricerche.|Annibale de Gasparis riportato negli ''Annali Civili del Regno delle Due Sicilie'' del 1852.}}{{Cita|V. De Ritis|p. XVI|Annali}}, 1852.</ref> dal nome di [[Igea]], la [[mitologia greca|dea greca]] della salute, figlia di [[Asclepio]], con l'aggettivo che intendeva rendere omaggio ai [[Borbone delle Due Sicilie|Borbone di Napoli]] e, magari, far dimenticare al re [[Ferdinando II delle Due Sicilie|Ferdinando II]] che i due scienziati avevano partecipato ai [[Storia del Regno delle Due Sicilie nel 1848|moti liberali del 1848]].<ref>{{DBI|annibale-de-gasparis |de Gasparis, Annibale |accesso = 8 agosto 2015}}.</ref> In [[lingua inglese]] fu adottata la grafia greca ''Hygiea'' mentre l'aggettivo ''Borbonica'' decadde rapidamente nell'uso.<ref name=Hind/>

Come per gli altri asteroidi scoperti precedentemente, a Igea fu assegnato un [[simbolo astronomico]] ([[File:Hygiea symbol (original, fixed width).svg|16px|Antico simbolo di Hygeia]].<ref name=Storia/> o [[File:Rod of Asclepius (fixed width).svg|16px|⚕]]<ref>{{Cita|V. De Ritis|p. XVI|Annali}}, 1852.</ref>). Tuttavia, nel 1851 [[Johann Franz Encke|Encke]] propose l'adozione di un differente sistema di identificazione, suggerendo di utilizzare un numero corrispondente all'ordine di scoperta racchiuso in un circoletto, che fu rapidamente adottato nelle riviste scientifiche. Al crescere del numero degli asteroidi scoperti, si ricorse poi al numero tra parentesi tonde seguito dal nome, secondo l'uso odierno della [[Designazione provvisoria degli asteroidi#Le convenzioni precedenti|designazione asteroidale]].<ref name=Storia>{{Cita web |lingua=en |titolo=When did asteroids become minor planets? |autore=Hilton, J.L. |data=16 novembre 2007 |editore=U.S. Naval Observatory |url=http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/minorplanets.php |accesso=8 agosto 2015 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070921162818/http://aa.usno.navy.mil/faq/docs/minorplanets.php |urlmorto=no }}</ref>

=== Osservazioni successive ===
Le osservazioni di Igea furono inizialmente condotte soprattutto per misurarne la posizione, in modo da determinarne l'[[orbita]], e le dimensioni. L'orbita fu calcolata con accuratezza da [[Julius August Christoph Zech|Julius Zech]], tenendo conto delle perturbazioni introdotte nel moto dell'asteroide da [[Giove (astronomia)|Giove]], [[Saturno (astronomia)|Saturno]] e [[Marte (astronomia)|Marte]]; dopo la morte dell'astronomo, avvenuta nel 1864, l'[[Astronomisches Rechen-Institut]] di [[Berlino]] continuò ad aggiornarla fino al 1873. Nel 1876 [[Ernst Becker]] calcolò una nuova orbita che mostrò alcune discrepanze con le osservazioni eseguite tra il 1915 e il 1918 e che fu successivamente rivista da Henri Blondel, Paul Maître e B. Jehkowski dell'[[osservatorio di Marsiglia]] e dagli astronomi del Rechen-Institut.<ref>{{Cita|A. O. Leuschner|pp. 170-171|Leuschner}}, 1922.</ref>

[[Karl Christian Bruhns]] propose nel 1856 una prima stima del diametro di Igea (valutato in 180 km) e di altri 39 asteroidi, desumendo le loro dimensioni dalla luminosità e assumendo quale loro [[albedo]] una media di quelle dei pianeti esterni e delle loro lune maggiori.<ref>{{cita|C. Bruhns||Bruhns}}, 1856.</ref> Come conseguenza di quest'ipotesi, i valori ottenuti risultarono tutti sottodimensionati.<ref name=Hilton/> Seguendo una procedura sostanzialmente analoga e utilizzando come termine di paragone le misure del diametro di [[Cerere (astronomia)|Cerere]] e [[2 Pallas|Pallade]] ottenute da [[William Herschel]] e [[Johann von Lamont]], [[Edward James Stone]] fornì nel 1867 valori alternativi per il diametro di 71 asteroidi (stimando quello di Igea in 103 miglia, pari a 190 km) da dati osservativi di [[Norman Robert Pogson]].<ref>{{Cita pubblicazione|titolo=Approximate relative Dimensions of Seventy-one of the Asteroids (Extract of a letter from Prof. Madler) |autore=E. J. Stone |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=27 |pp=302-303 |anno=1867}}</ref> A ogni modo, tutte le stime delle dimensioni di Igea (e degli altri asteroidi) fornite prima della seconda metà del [[XX secolo|Novecento]] risultarono sostanzialmente erronee.<ref name=Hilton/>

Nel 1917, l'astronomo giapponese [[Kiyotsugu Hirayama]] si dedicò allo studio del moto degli asteroidi e confrontandoli attraverso tre parametri orbitali - [[moto medio]], [[inclinazione orbitale|inclinazione]] ed [[eccentricità orbitale|eccentricità]] - individuò cinque raggruppamenti, successivamente indicati come [[Famiglia di asteroidi|famiglie di asteroidi]] o famiglie Hirayama.<ref name=Yoshihide>{{Cita libro |lingua=inglese |autore-capitolo=Yoshihide, K. |capitolo=Kiyotsugu Hirayama and His Families of Asteroids (invited) |titolo=Proceedings of the International Conference (November 29-December 3, 1993. Sagamihara, Japan) |editore=Astronomical Society of the Pacific |anno=1993 |url=http://adsabs.harvard.edu/full/1994ASPC...63....1K |accesso=11 settembre 2011 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20180227195650/http://adsabs.harvard.edu/full/1994ASPC...63....1K |urlmorto=no }}</ref> Nel 1978 Andrea Carusi ed Enrico Massaro identificarono i primi membri della [[famiglia Igea]], dal nome dell'oggetto più grande del gruppo.<ref name=CarusiMassaro>{{Cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Statistics and mapping of asteroid concentrations in the proper elements space |autore=A. Carusi |coautori=E. Massaro |rivista=Astronomy and Astrophysics Suppl. |volume=34 |pp=81-90 |anno=1978 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1978A%26AS...34...81C |accesso=12 agosto 2015}}</ref>

Nel 1970 [[Nikolaj Stepanovič Černych]] utilizzò 410 osservazioni di Igea raccolte dal 1932 al 1969 per migliorare la conoscenza del valore della massa di Giove, ripetendo con dati più recenti la procedura che [[Simon Newcomb]] aveva eseguito nel 1895 utilizzando le osservazioni di [[33 Polyhymnia]], ovvero valutando le perturbazioni indotte dal pianeta sul moto dell'asteroide durante avvicinamenti periodici, che nel caso di Igea si verificano ogni dieci anni e mezzo.<ref name=Chernykh>{{Cita|N. S. Chernykh||Chernykh}}, 1972.</ref>

[[File:10 Hygiea 2MASS.jpg|thumb|Igea ripreso nel corso del [[2MASS|Two Micron All-Sky Survey]] (2MASS)]]

Nel 1987, [[Hans Scholl (astronomo)|Hans Scholl]] e colleghi dell'Astronomisches Rechen-Institut fornirono una prima stima della massa di Igea in {{M|4,7|e=-11|2,3|ul=massa solare}}, pari a {{M|9,3|e=19|4,5|ul=kg}}, analizzando gli effetti indotti sul moto di [[829 Academia]] durante un incontro ravvicinato tra i due asteroidi avvenuto nel 1927, a una distanza di 0,006 UA (890 000 km). Era il quarto asteroide di cui veniva calcolata una massa, sebbene la misura fosse affetta da un'incertezza pari al 50% del valore nominale.<ref>{{Cita|H. Scholl ''et al.''||Scholl}}, 1987.</ref> L'astronomo polacco G. Michalak fornì nel 2001 una nuova stima in {{tutto attaccato|{{m|5,6 | 0,7 |e=-11}} M⊙}}, pari a {{m|11,13 | 1,39 |e=19|u= kg}}.<ref>{{Cita|G. Michalak||Michalak}}, 2001.</ref> Da allora, il valore della massa di Igea è stato progressivamente rivisto al ribasso: Chernetenko e Kochetova, nel 2002,<ref>{{Cita|Yu. A. Chernetenko, O. M. Kochetova||Chernetenko}}, 2002.</ref> utilizzarono le perturbazioni indotte su 18 asteroidi in incontri ravvicinati avvenuti tra il 1927 e il 2000 ottenendo un valore pari a {{tutto attaccato|{{m|5,010 | 0,410 |e=-11}} M⊙}}, corrispondenti a {{m|9,96 | 0,815 |e=19|u= kg}}; Chesley ''et al.'' nel 2005 analizzarono gli effetti sull'orbita dell'asteroide [[3946 Shor]] dell'incontro ravvicinato a 0,014399 UA con Igea del 29 maggio 1998, stimando la massa di quest'ultimo in {{m|9,02 | 0,26 |e=19|u= kg}}.<ref>{{Cita|S. R. Chesley ''et al.''||Chesley2005}}, 2005.</ref> James Baer e altri fornirono nel 2008 e nel 2011 due stime, fra loro abbastanza coerenti, della massa di Igea considerando le perturbazioni indotte su 14 asteroidi, indicando (nel 2011) un valore pari a {{tutto attaccato|{{m|4,358 | 0,0740 |e=-11}} M⊙}}, corrispondenti a {{m|8,67 | 0,147 |e=19|u= kg}}.<ref name=Baer/><ref>{{cita|J. Baer ''et al.''||Baer2011}}, 2011.</ref> Da un'analisi dei valori disponibili in letteratura, Benoit Carry nel 2012 ritenne che la stima migliore della massa di Igea fosse di {{m|8,63 | 0,52 |e=19|u= kg}}.<ref name=Carry12>{{Cita|B. Carry||Carry2012}}, 2012.</ref>

Nel 1971, [[David Allen (astronomo)|David Allen]] suggerì che le dimensioni dei maggiori asteroidi potessero essere dedotte dalla misura delle loro emissioni nell'[[radiazione infrarossa|infrarosso]].<ref>{{Cita|D. A. Allen||Allen71}}, 1971.</ref> Tra il 1983 e il 1985 Igea fu il primo asteroide del quale furono ottenute immagini termiche attraverso l'[[Infrared Telescope Facility|IRTF]], a [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] submillimetriche, che permisero di identificare la presenza di [[regolite]] sulla superficie.<ref>{{Cita pubblicazione|lingua=en |titolo=Submillimeter observations of the asteroid 10 Hygiea |autore=L. A. Lebofsky |etal=s |rivista=Icarus |volume=63 |anno=1985 |numero=2 |pp=192-200 |doi=10.1016/0019-1035(85)90003-X}}</ref> Da osservazioni nel campo delle [[microonde]], nel 1989 K. J. Johnston e colleghi ne stimarono il diametro in 450 km e individuarono un limite inferiore per la profondità dello strato di regolite superficiale, supponendo che avesse proprietà analoghe a quella presente sulla [[superficie della Luna|superficie lunare]].<ref name=Johnston>{{Cita|K. J. Johnston ''et al.''|pp. 338-340|Johnston89}}, 1989.</ref> Nell'ambito dell'IRAS Minor Planet Survey, [[Edward F. Tedesco]] e colleghi analizzarono i dati raccolti dal satellite [[IRAS]] (lanciato nel 1983) relativi alle sorgenti infrarosse in movimento; per Igea dedussero un diametro medio di {{tutto attaccato|407,12 ± 6,8 km}}.<ref name=IRAS>{{cita|E.F. Tedesco ''et al.''|p. 1061|IRAS}}, 2002.</ref> Infine, R. Ragazzoni e colleghi nel 2000, applicando l'[[Speckle imaging|interferometria a macchie]] a osservazioni compiute con il [[telescopio nazionale Galileo]], stimarono il diametro medio di Igea in {{tutto attaccato|444 ± 35 km}}.<ref name=Ragazzoni-317>{{Cita|R. Ragazzoni ''et al.''|p. 317|Ragazzoni2000}}, 2000.</ref> B. Carry nel 2012 fornì il diametro di Igea in {{tutto attaccato|421,60 ± 25,69 km}}, da un'analisi dei valori disponibili in letteratura.<ref name=Carry12/>

[[File:Hygiea imaging SPHERE.png|thumb|left|Immagini riprese nei mesi di giugno e luglio del 2017 attraverso lo strumento [[SPHERE]] montato sul [[Very Large Telescope]] che mostrano le variazioni nell'aspetto di Igea durante la rotazione]]

La determinazione del [[periodo di rotazione]] di Igea è risultata piuttosto difficoltosa. L'asteroide infatti ruota su sé stesso in [[Moto retrogrado|senso retrogrado]] e, per diversi osservatori, piuttosto lentamente. Si è a lungo ritenuto, infatti, che i primi astronomi che negli [[anni 1950|anni cinquanta]] del Novecento cercarono di determinarne il periodo di rotazione fossero stati tratti in inganno dalla lenta rotazione dell'asteroide, perché la durata d'osservazione (una notte, generalmente) non sarebbe stata sufficiente a ottenere una [[curva di luce]] completa. [[Ingrid van Houten-Groeneveld]] e [[Gerard Peter Kuiper|Gerard Kuiper]] indicarono il periodo di rotazione di Igea in 18 ore nel 1954 nel loro ''Photometric Studies of Asteroids'' e su quella stima si accodarono i lavori successivi. T. Michalowski e colleghi nel 1991 fornirono un periodo di {{tutto attaccato|27,63 ± 0,02 [[ora|ore]] (1991)<ref name=Lopez/>}}, divenuto in seguito il valore di riferimento. Modellando inoltre Igea come un [[ellissoide]], determinarono anche due possibili forme compatibili con le curve di luce ottenute dalle osservazioni;<ref>{{Cita|T. Michalowski ''et al.''||Michalowski91}}, 1991.</ref> risultati che furono sostanzialmente confermati due anni dopo da A. Erikson e P. Magnusson.<ref>{{Cita|A. Erikson, P. Magnusson||Erikson1993}}, 1993.</ref> Elementi chiarificatori sulla forma dell'asteroide sarebbero potuti provenire dall'osservazione di una o più [[occultazione|occultazioni stellari]] da parte di Igea; in effetti, tra il 1983 e il 1997 ne furono osservate cinque,<ref>
{| class="wikitable"
! Stella !! Data di [[occultazione]]
|- style="text-align:center"
|| HD 120984 || 8 agosto 1983
|- style="text-align:center"
|| SAO 183401 || 8 ottobre 1983
|- style="text-align:center"
|| - || 9 febbraio 1987
|- style="text-align:center"
|| BD +06 2274 || 8 marzo 1988
|- style="text-align:center"
|| HD 79104 || 9 novembre 1997
|}
Si veda: {{Cita web |lingua=en |url=http://mpocc.astro.cz/world/l1.txt |titolo=Summary of observed asteroidal occultations |sito=World Asteroidal Occultations |autore=David Dunham |etal=s |data=10 ottobre 1998 |accesso=9 agosto 2015 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160304121519/http://mpocc.astro.cz/world/l1.txt |urlmorto=no }}</ref> ma da pochi siti d'osservazione differenti e quindi s'apprese poco da esse.<ref name=Hilton>{{Cita libro |lingua=en |autore-capitolo=James L. Hilton |capitolo=Asteroid Masses and Densities |titolo=Asteroids III |curatore=William Frederick Bottke |editore=University of Arizona Press |anno=2002 |isbn=978-0-8165-2281-1 |pp=103-112 |url=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3008.pdf |formato=PDF |accesso=9 agosto 2015 |urlmorto=sì |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080819191809/http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3008.pdf }}</ref> Neppure le osservazioni condotte con il [[telescopio spaziale Hubble]] (HST) permisero inizialmente di definirne con esattezza la forma; consentirono tuttavia di escludere che l'asteroide avesse [[Satellite asteroidale|satelliti]] dal diametro superiore ai 16 km.<ref>{{Cita|A. Storrs ''et al.''||Storrs99}}, 1999.</ref> Infine, M. J. López-González ed E. Rodríguez nel 2000 determinarono i rapporti tra gli assi dell'ellissoide in a/b = 1,31 e b/c = 1,2 da una nuova analisi delle curve di luce di Igea.<ref name=Lopez>{{Cita|M. J. López-González, E. Rodríguez||Lopez2000}}, 2000.</ref> La migliore immagine di Igea è stata ottenuta riprocessando nel 2003 le immagini dell'HST.<ref>{{cita web|url=http://home.comcast.net/~eliws/ceres/images/HygieaHSTReconstruction.jpg|titolo=immagine di Igea|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20151002030405/http://home.comcast.net/~eliws/ceres/images/HygieaHSTReconstruction.jpg |accesso=12 agosto 2015 }}</ref>

Osservazioni condotte negli anni 2017 e 2018 con lo spettrografo [[SPHERE]] montato sul [[Very Large Telescope]] dell'[[Osservatorio del Paranal]] dell'[[Osservatorio europeo australe|ESO]] hanno infine permesso di risolvere la forma dell'asteroide, che si è rivelato più prossimo alla forma sferica rispetto a quanto atteso. Inoltre, il periodo di rotazione risulterebbe di 13,8 ore.<ref name=Vernazza>{{Cita|P. Vernazza ''et al''.||Vernazza2019}}, 2019.</ref> Se questo dato fosse confermato, esso risulterebbe all'incirca la metà rispetto a quanto precedentemente stimato.

Infine, per determinare la composizione della superficie di Igea, negli [[anni 2000|anni duemila]] sono stati condotti studi comparativi sia con i meteoriti raccolti sulla Terra,<ref name=Barucci/> sia con altri membri della famiglia Igea.<ref>{{Cita|T. Mothé-Diniz ''et al.''||Mothe}}, 2001.</ref>

=== Missioni spaziali ===
Igea non è mai stato raggiunto da alcuna [[sonda spaziale]]. L'[[esplorazione degli asteroidi]] della fascia principale, però, potrebbe fornire indizi sul processo che ha condotto alla [[Formazione ed evoluzione del sistema solare|formazione del sistema solare]] e Igea è stato quindi indicato come uno degli oggetti che meriterebbero di essere studiati da vicino. Nel 2006 C. T. Russell, Mark V. Sykes e altri hanno proposto alla [[NASA]] la missione Exploring the Very Earliest Epoch (EVE), nell'ambito del [[Programma Discovery]]. La proposta, che non è stata approvata, suggeriva di lanciare verso Igea una copia della sonda [[Missione Dawn|Dawn]] che ha esplorato Vesta e sta esplorando Cerere.<ref>{{Cita|C. T. Russell ''et al.''|pp. 200-201|EVE}}, 2007.
{{Cita pubblicazione |lingua=en |titolo=PSI Proposes a Distant Asteroid Mission |autore=Mark V. Sykes |anno=2006 |rivista=Planetary Science Institute Newsletter |volume=7 |numero=2 |pp=1-2 |url=https://www.psi.edu/sites/default/files/imported/news/newsletter/Summer06.pdf |formato=PDF |accesso=11 agosto 2015 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20150924083718/http://www.psi.edu/sites/default/files/imported/news/newsletter/Summer06.pdf |urlmorto=no }}</ref> Nel 2013, P. Vernazza e P. Lamy hanno invece sottoposto all'approvazione dell'[[Agenzia Spaziale Europea]] la missione INSIDER, di classe media, che avrebbe eseguito dei [[rendezvous]] con vari grandi asteroidi della fascia principale e sganciato dei ''[[lander]]'' su almeno due di essi, indicando Igea e [[24 Themis]] come obiettivi dei moduli di atterraggio.<ref>{{Cita libro |lingua=en |capitolo=Investigation of the interior of primordial asteroids and the origin of the Earth's water: The INSIDER space mission |autore=P. Vernazza |coautori=P. Lamy |titolo=Asteroids, Comets, Meteors 2014. Proceedings of the conference held 30 June - 4 July, 2014 in Helsinki, Finland |curatore=K. Muinonen ''et al.'' |url=http://www.helsinki.fi/acm2014/pdf-material/Day-5/Posters-4/VERNAZZA-ABD6.pdf |formato=PDF |accesso=11 agosto 2015 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20150923173104/http://www.helsinki.fi/acm2014/pdf-material/Day-5/Posters-4/VERNAZZA-ABD6.pdf |urlmorto=no }}</ref><ref>{{Cita|P. Ulivi, D. M. Harland|p. 431|Ulivi4}}, 2014.</ref>

== Parametri orbitali e rotazione ==
[[File:AnimatedOrbitOf10Hygiea.gif|miniatura|right|In blu l'orbita di 10 Hygiea, in rosso l'orbita dei pianeti interni e di Giove]]
Igea segue un'orbita compresa tra quelle di [[Marte (astronomia)|Marte]] e Giove, nella porzione esterna della [[fascia principale|fascia degli asteroidi]], che completa in 5,57 [[anno|anni]] (circa 5 anni e 7 mesi). L'orbita presenta un'[[inclinazione orbitale|inclinazione]] di 3,8° rispetto al piano dell'[[eclittica]] e un'[[eccentricità orbitale|eccentricità]] di 0,112.<ref name=DatiOrbitali/> - valore abbastanza elevato rispetto ad altri grandi asteroidi quali [[Cerere (astronomia)|Cerere]], [[4 Vesta|Vesta]] e [[704 Interamnia]], ma non rispetto a [[2 Pallas|Pallade]]. Il [[perielio]] è prossimo alla distanza media di Cerere e Pallade dal Sole, ma una collisione tra Igea e uno degli altri due corpi è improbabile perché la [[Asse nodale|linea dei nodi]] della sua orbita è quasi ortogonale a quella dell'orbita di Pallade, mentre il nodo ascendente e discendente risultano invertiti l'uno con l'altro rispetto a quelli dell'orbita di Cerere, per cui i due oggetti si trovano sempre da parti opposte rispetto all'eclittica. A ogni modo, si potranno verificare periodici avvicinamenti tra i tre corpi come accadrà il 26 gennaio 2056 quando Igea transiterà a 0,0258 UA (3,8 milioni di km) da Cerere<ref>Dai ''Close-Approach Data'' forniti per {{cita testo|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=1#cad|titolo=Cerere|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20201007163549/https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=1#cad }} dallo Small-Body Database del JPL. URL consultato il 12 agosto 2015.</ref> e il 4 marzo 2063 quando transiterà a 0,0201 UA (3 milioni di chilometri) da Pallade.<ref>Dai ''Close-Approach Data'' forniti per {{cita testo|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=1#cad|titolo=Pallade|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20201006184426/https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=1#cad }} dallo Small-Body Database del JPL. URL consultato il 12 agosto 2015.</ref> All'[[afelio]], Igea raggiunge il bordo esterno della fascia principale, in prossimità del perielio degli oggetti della [[famiglia Hilda]], in risonanza 3:2 con Giove.<ref name=Faure/> Esegue periodici avvicinamenti al [[gigante gassoso]] con una periodicità di circa dieci anni e mezzo, non raggiungendo però mai una distanza inferiore a 1,5 UA dal pianeta.<ref>Dai ''Close-Approach Data'' forniti per {{cita testo|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=10;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=1#cad|titolo=Igea|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20201105003423/https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=10;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=1#cad }} dallo Small-Body Database del JPL. URL consultato il 13 agosto 2015.</ref>

Numerosi studi concordano sul fatto che Igea [[rotazione|ruoterebbe]] su sé stesso in modo insolitamente lento, in [[Moto retrogrado|senso retrogrado]], impiegando 27,63 ore (circa 27 ore e 19 minuti) per completare una rotazione.<ref name=Lopez/> Tale caratteristica distinguerebbe Igea dagli altri grandi asteroidi, tra i quali sono più frequenti periodi di rotazione compresi tra le 6 e le 12 ore. Analisi condotte nel 2019, tuttavia, sembrano suggerire che l'asteroide ruoti su sé stesso in 13,8 ore.<ref name=Vernazza/> Sulla base di [[Curva di luce|curve di luce]] che presentano ancora una certa ambiguità (accentuata dal fatto che le osservazioni telescopiche raccolte in una sola notte potrebbero coprire solo una frazione del periodo di rotazione a causa della sua durata<ref>{{Cita|M. Kaasalainen ''et al.''|pp. 372, 376|Kaasalainen2002}}, 2002.</ref>), è stato stimato che il polo nord, nel [[Sistema di coordinate eclittiche|sistema di riferimento eliocentrico-eclittico]], punti nella direzione (β, λ) = (34°, 120°) o (43°, 295°);<ref name=Lopez/> in entrambi i casi l'asse di rotazione sarebbe inclinato di circa 60°.

Come detto, nel 1978 gli astronomi [[Andrea Carusi]] ed Enrico Massaro identificarono i primi membri della [[famiglia Igea]],<ref name=CarusiMassaro/> un gruppo di asteroidi con parametri orbitali prossimi a quelli di Igea stesso: [[semiasse maggiore]] compreso tra 3,108–3,127 UA, bassa inclinazione ed eccentricità moderata.<ref name=Faure>{{Cita web |lingua=en |autore=G. Faure |data=20 maggio 2004 |url=http://www.astrosurf.com/aude/map/us/AstFamilies2004-05-20.htm |titolo=Description of the System of Asteroids |editore=Astrosurf.com |accesso=15 marzo 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070202171034/http://www.astrosurf.com/aude/map/us/AstFamilies2004-05-20.htm |urlmorto=sì }}</ref> Al 2014 sono stati individuati più di 650 membri della famiglia, tutti comunque di dimensioni molto inferiori rispetto al corpo principale.<ref name=Carruba2014>{{Cita|V. Carruba ''et al.''||Carruba2014}}, 2014.</ref>

== Formazione ==
La [[fascia principale]] degli asteroidi si compone di [[Planetesimo|oggetti]] sopravvissuti, relativamente intatti, al processo di [[nebulosa solare|formazione del sistema solare]],<ref>{{Cita pubblicazione|lingua=inglese |titolo=Compositional structure of the asteroid belt |autore=Gradie, J. |coautori=Tedesco, E. |rivista=Science |volume=216 |numero=25 |anno=1982 |pp=1405-1407 |doi=10.1126/science.216.4553.1405 |url=https://www.sciencemag.org/content/216/4553/1405.full.pdf |accesso=3 ottobre 2011}}</ref> a differenza della maggior parte dei protopianeti del [[Sistema solare interno|sistema interno]] che o si fusero tra loro per andare a costituire i [[pianeta terrestre|pianeti terrestri]], oppure furono espulsi dal sistema da Giove.<ref name="Petit2001">{{Cita pubblicazione |lingua=inglese |cognome=Petit |nome=J.-M. |coautori=[[Alessandro Morbidelli|Morbidelli, A.]] |titolo=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt |rivista=Icarus |volume=153 |numero=2 |pp=338-347 |anno=2001 |doi=10.1006/icar.2001.6702 |url=https://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf |formato=PDF |accesso=9 settembre 2011 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070221085835/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf |urlmorto=no }}</ref> Igea si sarebbe formato quindi 4,57 miliardi di anni fa nella porzione esterna della fascia.

== Caratteristiche fisiche ==
=== Massa e dimensioni ===
[[File:Moon and Asteroids 1 to 10.svg|miniatura|left|Dimensioni dei primi dieci asteroidi scoperti nella [[fascia principale]] confrontati con la [[Luna]]. Igea è il primo da destra]]
Igea è il quarto oggetto per dimensioni e [[massa (fisica)|massa]] della fascia degli asteroidi.<ref>{{Cita libro|lingua=en |titolo=Patrick Moore's Data Book of Astronomy |url=https://archive.org/details/patrickmooresdat00moor |autore=Patrick Moore |coautori=Robin Rees |edizione=2 |editore=Cambridge University Press |anno=2011 |isbn=978-1-139-49522-6 |p={{cita testo|url=https://archive.org/details/patrickmooresdat00moor/page/165|titolo=165}}}}</ref> e il membro principale della [[famiglia Igea|famiglia omonima]], della quale rappresenta più del 90% della massa. James Bear e colleghi nel 2011 hanno stimato la massa dell'asteroide in {{M|4,358|e=−11|0,0740|ul=masse solari}}, corrispondenti a {{M|8,67|e=19|0,147|ul=kg}}<ref name=Baer>{{Cita web |lingua=en |autore=Jim Baer |anno=2010 |titolo=Recent Asteroid Mass Determinations |url=http://home.earthlink.net/~jimbaer1/astmass.htm | accesso = 31 gennaio 2023 | urlarchivio = https://archive.is/20150810185932/http://home.earthlink.net/~jimbaer1/astmass.htm | dataarchivio = 10 agosto 2015 |urlmorto=sì }}</ref> e pari al 3% di quella di tutta la fascia principale. Pierre Vernazza e colleghi hanno fornito nel 2019 stimato la massa di Igea in {{M|8,32|e=19|0,80|ul=kg}} - valore assai prossimo al precedente.<ref name=Vernazza/>

Igea può essere descritto con una certa approssimazione come un [[ellissoide]] di dimensioni {{tutto attaccato|450 × 430 × 424 km}};<ref name=Vernazza/> il suo diametro medio è stato stimato in {{tutto attaccato|434 ± 14 km}} da osservazioni nel visibile<ref name=Vernazza/> e in {{tutto attaccato|407,12 ± 6,8 km}} da osservazioni nell'infrarosso.<ref name=IRAS/> La sua densità è stimata in {{M|2,08|e=3|0,10|ul=kg/m3}} da J. Baer nel 2011,<ref name=Baer/> mentre una rassegna dei valori in letteratura eseguita da Benoit Carry converge verso i {{M|2,19|e=3|0,42|ul=kg/m3}}.<ref name=Carry12/> Pierre Vernazza e colleghi l'hanno stimata nel 2019 in {{M|1,944|e=3|0,250|ul=kg/m3}}.<ref name=Vernazza/> I valori indicati sono prossimi più alla densità di Cerere e dei [[satellite naturale|satelliti]] ghiacciati di Giove e Saturno, che a quella dei [[pianeta terrestre|pianeti terrestri]] o degli [[Asteroide di tipo S|asteroidi rocciosi]].

Per via della sua massa, Igea è uno dei corpi minori che il [[Minor Planet Center]] considera tra i [[Perturbazione (astronomia)|pertubatori]] delle orbite degli oggetti più piccoli.<ref>{{cita web|url=https://www.minorplanetcenter.net/iau/info/Perturbers.html|titolo=Perturbing Bodies|accesso=13 febbraio 2021|autore=MPC|lingua=en|urlmorto=no|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210130210146/https://www.minorplanetcenter.net/iau/info/Perturbers.html}}</ref>

=== Composizione ===
Informazioni parziali sulla composizione di Igea sono state dedotte tramite l'[[Spettroscopia|analisi spettroscopica]] della sua superficie. Igea appartiene alla classe degli [[asteroide di tipo C|asteroidi di tipo C]],<ref name=Barucci203>{{Cita|M. A. Barucci ''et al.''|p. 203|Barucci}}, 2002.</ref> che dominano la porzione esterna della fascia principale (oltre la [[Lacune di Kirkwood|lacuna di Kirkwood]] in corrispondenza di 2,82 UA).

La superficie di Igea si compone di materiale [[carbonio|carbonaceo]] primitivo, simile a quello trovato nelle [[condriti carbonacee]], sebbene un'ampia ricerca spettroscopica condotta da M. A. Barucci e colleghi nel 2002 non abbia individuato un corrispettivo esatto dei minerali presenti sull'asteroide nei [[meteorite|meteoriti]] raccolti sulla Terra, nonostante Takahiro Hiroi e altri avessero segnalato nel 1996 alcune corrispondenze con le proprietà del meteorite Yamato 82162,<ref>{{Cita|T. Hiroi ''et al.''||Hiroi96}}, 1996.</ref> una condrite CI/CM. È stata rilevata inoltre la presenza di minerali che sarebbero stati alterati dall'interazione con [[acqua]] liquida; sulla superficie dell'asteroide in passato potrebbero essere state raggiunte localmente temperature tali da portare alla liquefazione del ghiaccio che si presume possa esservi presente.<ref name=Barucci>{{Cita|M. A. Barucci ''et al.''||Barucci}}, 2002.</ref> Tuttavia, la presenza di materiale primitivo indica altresì che Igea non si è completamente fuso durante il processo di formazione,<ref name=Barucci/> in contrasto rispetto ad altri grandi [[planetesimo|planetesimi]] come Vesta.

== Superficie ==
In generale, le proprietà di Igea sono le meno note tra quelle dei quattro asteroidi maggiori della fascia principale. Questo è ancor più vero per le caratteristiche superficiali dell'asteroide, anche prima che Cerere e Vesta fossero raggiunti dalla missione Dawn.

L'[[albedo geometrica]] è stata stimata tra 0,066<ref name=Barucci/> e 0,0717,<ref name=IRAS/> corrispondente a una riflessività tra il 6,6% e il 7,2% della luce solare incidente; l'asteroide apparirebbe alla nostra vista particolarmente scuro. Varie osservazioni hanno fornito dati spettroscopici contrastanti, che potrebbero sottintendere l'esistenza di zone con composizione differente sulla superficie.<ref name=Barucci203/> È stata inoltre segnalata l'osservazione di variazioni correlate con la [[latitudine]] da Rivkin nel 1997, confermate da Mothé-Diniz e colleghi nel 2001.<ref name=Barucci203/> La superficie sarebbe ricoperta da uno strato di [[regolite]] dallo spessore superiore agli 8 cm.<ref name=Johnston/>

La superficie dell'asteroide è stata risolta, infatti, solo grazie a osservazioni condotte nel 2017 e nel 2018 con il Very Large Telescope. Vi sono stati identificati con chiarezza due [[cratere meteoritico|crateri]], con diametro di {{tutto attaccato|180 ± 15 km}}  e {{tutto attaccato|97 ± 10 km}}. Mancherebbe, invece, un grande cratere - analogo al [[cratere Rheasilvia]] su Vesta - che avrebbe dovuto formarsi nell'impatto che originò la [[famiglia Igea]]. Ciò suggerisce che Igea possa aver subito un processo di rinnovamento della superficie. L'impatto stesso potrebbe aver frammentato l'asteroide che si sarebbe in seguito riaggregato. Ciò potrebbe giustificare la presenza di un'elevata [[porosità]] degli strati più superficiali e, conseguentemente, il valore stimato per la densità media dell'asteroide, leggermente inferiore a quella di Cerere.<ref name=Vernazza/>

== Status astronomico ==
[[File:The Four Largest Asteroids-ITA.jpg|thumb|I quattro asteroidi maggiori della fascia principale]]
Mentre i primi quattro asteroidi a essere stati scoperti - [[Cerere (astronomia)|Cerere]] (1801), [[2 Pallas|Pallade]] (1802), [[3 Juno|Giunone]] (1804) e [[4 Vesta|Vesta]] (1807) - furono considerati veri e propri [[pianeta|pianeti]] nella prima metà dell'[[XIX secolo|Ottocento]] (con alcuni astronomi che continuarono a considerarli tali fino al termine del secolo), la scoperta di Igea avvenne negli anni in cui la classificazione degli asteroidi era già in rapida evoluzione.<ref name=Storia/> Dalla seconda metà dell'Ottocento, gli asteroidi cominciarono a essere trattati in modo prevalentemente collettivo, raggruppati in base a caratteristiche orbitali (ad esempio le [[famiglia di asteroidi|famiglie]]) o spettrali (le [[Classificazione spettrale degli asteroidi|classi]]), con minore attenzione al singolo oggetto.<ref>{{Cita libro|titolo=Asteroids: a history |url=https://archive.org/details/asteroidshistory00curt |autore=Curtis Peebles |editore=Smithsonian Institution Press |anno=2000 |isbn=1-56098-389-2 }}</ref> Le possibilità offerte dall'[[esplorazione spaziale]] e le migliorate capacità osservative della fine del Novecento e dei primi [[anni 2000|anni duemila]], hanno prodotto una parziale inversione di tendenza che ha interessato prevalentemente proprio gli asteroidi di maggiori dimensioni, per i quali è oggetto di discussione l'inclusione nella nuova categoria dei [[pianeta nano|pianeti nani]].

Il Planet Definition Commitee (comitato per la definizione di pianeta) dell'[[Unione Astronomica Internazionale]] che nel 2006 ha avanzato la proposta della nuova [[definizione di pianeta]] successivamente approvata, ha considerato l'eventualità di classificare Igea tra i pianeti nani, qualora venisse appurato che la superficie dell'asteroide è modellata prevalentemente dall'[[equilibrio idrostatico]].<ref>{{Cita libro|lingua=en |titolo=Is Pluto a Planet?: A Historical Journey through the Solar System |autore=David A. Weintraub |editore=Princeton University Press |anno=2014 |isbn=978-1-4008-5297-0 |p=238}}</ref> Le osservazioni del 2019 che hanno permesso di risolvere la forma dell'asteroide sembrerebbero suggerire in effetti che questo possa aver raggiunto l'equilibrio idrostatico e che debba essere collocato tra i pianeti nani. In tal caso, potrebbe essere il più piccolo tra di essi.<ref>{{Cita web |titolo=Un telescopio dell'ESO rivela quello che potrebbe essere il pianeta nano più piccolo del Sistema Solare |url=https://www.eso.org/public/italy/news/eso1918/ |data=28 ottobre 2019 |accesso=28 ottobre 2019 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20191028165452/https://www.eso.org/public/italy/news/eso1918/ |urlmorto=no }}</ref>

== Note ==
<references/>

== Bibliografia ==
=== Libri ===
* {{cita libro |autore-capitolo=Vincenzo De Ritis |capitolo=Cenno de' lavori accademici e dell'azione governativa ne' reali domini continentali dal 1848 al primo semestre del 1852 |pp=XIII-XXI |titolo=Annali Civili del Regno delle Due Sicilie |volume=46 |curatore=Salvatore Murena, Direttore del Ministero dell'Interno |editore=Tipografia del Real ministero degli affari interni |anno=1852 |città=Napoli |url=https://books.google.it/books?id=8R9EAAAAYAAJ&dq |accesso=8 agosto 2015 |cid=Annali}}
* {{cita libro |lingua=en |autore-capitolo=John Russell Hind |anno=1852 |titolo=The Solar System: Descriptive Treatise Upon the Sun, Moon, and Planets, Including an Account of All the Recent Discoveries |editore=G. P. Putnam |città=New York |p=126 |capitolo=Hygeia |url=https://archive.org/details/solarsystemdescr00hind |accesso=8 agosto 2015 |cid=Hind}}
* {{cita libro |lingua=la |autore=C. Bruhns |anno=1856 |titolo=De Planetis Minoribus inter Martem et Jovem circa Solem versantibus |editore=Tesi di dottorato, Osservatorio di Berlino |url=https://catalog.hathitrust.org/Record/008423269 |accesso=9 agosto 2015 |cid=Bruhns}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Comparison of Theory with Observation for the Minor planets 10 Hygiea and 175 Andromache with Respect to Perturbations by Jupiter |autore= A. O. Leuschner |rivista=Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America |volume=8 |numero=7 |anno=1922 |pp=170-173 |editore=National Academy of Sciences |doi=10.1073/pnas.8.7.170 |url=https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pmc/articles/PMC1085085/?page=1 |accesso=8 agosto 2015 |cid=Leuschner}}
* {{cita libro |lingua=en |titolo=Robotic Exploration of the Solar System: Part 4: The Modern Era 2004 –2013 |autore=Paolo Ulivi |coautori=David M. Harland |editore=Springer |anno=2014 |isbn=978-1-4614-4812-9 |cid=Ulivi4}}

=== Articoli scientifici ===
* {{cita pubblicazione |lingua=de |autore=H. C. Schumacher |wkautore=Heinrich Christian Schumacher |titolo=Planeten Circular |rivista=Astronomische Nachrichten |volume=28 |anno=1849 |numero=672 |p=391 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/full/seri/AN.../0028//0000212.000.html |accesso=8 agosto 2015 |cid=Annuncio}}
* {{cita libro |lingua=en |capitolo=Determination of the Mass of Jupiter from Observations of 10 Hygiea during 1932-1969 |autore-capitolo=N. S. Chernykh |titolo=The Motion, Evolution of Orbits, and Origin of Comets; Proceedings from IAU Symposium no. 45, held in Leningrad, U.S.S.R., August 4-11, 1970 |curatore=G. A. Chebotarev, E. I. Kazimirchak-Polonskaia, B. G. Marsden |editore=International Astronomical Union |anno=1972 |pp=233-238 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1972IAUS...45..233C |accesso=9 agosto 2015 |cid=Chernykh}}
* {{cita libro |lingua=en |autore-capitolo=D. A. Allen |anno=1971 |capitolo=The method of determining infrared diameters |titolo=Physical Studies of Minor Planets |curatore=T. Gehrels |editore=NASA |pp=41-44 |id=NASA SP–267 |città=Washington, DC |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1971NASSP.267...41A |accesso=11 agosto 2015 |cid=Allen71}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=The mass of the asteroid (10) Hygiea derived from observations of (829) Academia |autore=H. Scholl |coautori=L. D. Schmadel, S. Roser |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=179 |numero=1-2 |pp=311-316 |anno=1987 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987A%26A...179..311S |accesso=9 agosto 2015 |cid=Scholl}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=The microwave spectra of the asteroids Pallas, Vesta, and Hygiea |autore=K. J. Johnston |etal=s |rivista=Astronomical Journal |volume=98 |anno=1989 |pp=335-340 |doi=10.1086/115150 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989AJ.....98..335J |accesso=11 agosto 2015 |cid=Johnston89}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=The spin vector of asteriod 10 Hygiea |autore=T. Michalowski |etal=s |rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement Series |volume=91 |numero=1 |pp=53-59 |anno=1991 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991A%26AS...91...53M |accesso=11 agosto 2015 |cid=Michalowski91}}
* {{Cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Pole determinations of asteroids |autore=A. Erikson |coautori=P. Magnusson |rivista=Icarus |volume=103 |numero=1 |pp=62-66 |anno=1993 |doi=10.1006/icar.1993.1058 |cid=Erikson1993}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Thermal metamorphism of the C, G, B, and F asteroids seen from the 0.7 µm, 3 µm, and UV absorption strengths in comparison with carbonaceous chondrites |url=https://archive.org/details/sim_meteoritics-planetary-science_1996-05_31_3/page/321 |autore=T. Hiroi |etal=s |rivista=Meteoritics & Planetary Science |volume=31 |numero=3 |pp=321-327 |anno=1996 |doi=10.1111/j.1945-5100.1996.tb02068.x |cid=Hiroi96}}
* {{Cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Imaging Observations of Asteroids with Hubble Space Telescope |autore=Alex Storrs |etal=s |rivista=Icarus |volume=137 |numero=2 |pp=260-268 |anno=1999 |doi=10.1006/icar.1999.6047 |cid=Storrs99}}
* {{Cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Lightcurves of 10 Hygiea, 241 Germania and 509 Iolanda |autore=M. J. López-González |coautori=E. Rodríguez |rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement |volume=145 |pp=255-261 |anno=2000 |doi=10.1051/aas:2000105 |cid=Lopez2000}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Speckle interferometry measurements of the asteroids 10-Hygiea and 15-Eunomia |autore=R. Ragazzoni |etal=s |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=354 |pp=315-320 |anno=2000 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A&A...354..315R |accesso=11 agosto 2015 |cid=Ragazzoni2000}}
* {{cita pubblicazione |lingua=inglese |titolo=The Supplemental IRAS Minor Planet Survey |anno=2002 |autore=Tedesco, E.F. |coautori=Noah, P.V.; Noah, M.; Price, S.D. |rivista=The Astronomical Journal |volume=123 |numero=2 |pp=1056-1085 |doi=10.1086/338320 |url=http://iopscience.iop.org/1538-3881/123/2/1056/pdf/1538-3881_123_2_1056.pdf |accesso=30 settembre 2011 |cid=IRAS}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Determination of asteroid masses. II. (6) Hebe, (10) Hygiea, (15) Eunomia, (52) Europa, (88) Thisbe, (444) Gyptis, (511) Davida and (704) Interamnia |autore=G. Michalak |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=374 |pp=703-711 |anno=2001 |doi=10.1051/0004-6361:20010731 |cid=Michalak}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Rotationally Resolved Spectra of 10 Hygiea and a Spectroscopic Study of the Hygiea Family |autore=Thais Mothé-Diniz |etal=s |rivista=Icarus |volume=152 |numero=1 |anno=2001 |pp=117-126 |doi=10.1006/icar.2001.6618 |cid=Mothe}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=10 Hygiea: ISO Infrared Observations |autore=M. A. Barucci |etal=s |rivista=Icarus |volume=156 |numero=1 |pp=202-210 |anno=2002 |doi=10.1006/icar.2001.6775 |cid=Barucci}}
* {{cita conferenza |lingua=en |titolo=Masses of some large minor planets |autore=Yu. A. Chernetenko |coautori=O. M. Kochetova |conferenza=International Conference, 29 July - 2 August 2002, Berlin, Germany. |curatore=Barbara Warmbein |città=Noordwijk, Netherlands |editore=Proceedings of Asteroids, Comets, Meteors - ACM 2002, ESA Publications Division |isbn=92-9092-810-7 |pp=437-440 |anno=2002 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ESASP.500..437C |accesso=10 agosto 2015 |cid=Chernetenko}}
* {{cita pubblicazione |lingua=inglese |cognome=Kaasalainen |nome=M. |coautori=Torppa, J.; Piironen, J. |titolo=Models of Twenty Asteroids from Photometric Data |rivista=Icarus |volume=159 |numero=2 |pp=369-395 |anno=2002 |doi=10.1006/icar.2002.6907 |url=http://www.rni.helsinki.fi/~mjk/IcarPIII.pdf |formato=PDF |accesso=10 agosto 2015 |cid=Kaasalainen2002 |dataarchivio=16 febbraio 2008 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080216072340/http://www.rni.helsinki.fi/~mjk/IcarPIII.pdf |urlmorto=sì }}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=The Mass of Asteroid 10 Hygiea |autore=S. R. Chesley |etal=s |rivista=Bulletin of the American Astronomical Society |volume=37 |p=524 |anno=2005 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005DDA....36.0505C |cid=Chesley2005}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Exploring the asteroid belt with ion propulsion: Dawn mission history, status and plans |autore=C. T. Russell |etal=s |rivista=Advances in Space Research |volume=40 |numero=2 |anno=2007 |pp=193-201 |doi=10.1016/j.asr.2007.05.083 |cid=EVE}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Astrometric Masses of 26 Asteroids and Observations on Asteroid Porosity |autore=J. Baer |coautori=S. R. Chesley, R. D. Matson |rivista=The Astronomical Journal |volume=141 |numero=5 |anno=2011 |doi=10.1088/0004-6256/141/5/143 |cid=Baer2011}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Density of asteroids |autore=B. Carry |rivista=Planetary and Space Science |volume=73 |numero=1 |anno=2012 |pp=98-118 |doi=10.1016/j.pss.2012.03.009 |cid=Carry2012}} Accessibile anche su {{cita testo|url=https://arxiv.org/abs/1203.4336|titolo=arXiv}}
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=Dynamical evolution and chronology of the Hygiea asteroid family |autore=V. Carruba |etal=s |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=437 |numero=3 |pp=2279-2290 |anno=2014 |doi=10.1093/mnras/stt2040 |cid=Carruba2014}} Accessibile anche su {{cita testo|url=https://arxiv.org/abs/1310.5982|titolo=arXiv}}.
* {{cita pubblicazione |lingua=en |titolo=A basin-free spherical shape as an outcome of a giant impact on asteroid Hygiea |nome1=Pierre |cognome1=Vernazza |etal=sì |data=28 ottobre 2019 |rivista=Nature Astronomy |doi=10.1038/s41550-019-0915-8 |cid=Vernazza2019}}

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
* {{Collegamenti esterni}}
{{LinkFontiAsteroidi}}
* {{cita web|url=http://www.astronomiamo.it/MinorPlanet.aspx?Nome=(10)%20Hygiea#sthash.LK2dWdLh.9Je3z0ba.dpbs|titolo=Scheda di (10) Hygiea|accesso=1 ottobre 2015|dataarchivio=2 ottobre 2015|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20151002080929/http://www.astronomiamo.it/MinorPlanet.aspx?Nome=(10)%20Hygiea#sthash.LK2dWdLh.9Je3z0ba.dpbs|urlmorto=sì}}
* {{YouTube|autore=[[osservatorio europeo australe|ESO]]|lingua=en|id=VBi-KeZABl4|titolo=ESOcast 211 Light: il telescopio ESO rivela il più piccolo pianeta nano nel sistema solare|data=28 ottobre 2019}}

{{Asteroide|precedente=9 Metis|successivo=11 Parthenope}}
{{Portale|sistema solare}}

{{voce di qualità|giorno=10|mese=10|anno=2015|valutazione=Wikipedia:Riconoscimenti di qualità/Segnalazioni/10 Hygiea|arg=Astronomia e astrofisica}}

[[Categoria:Corpi celesti scoperti nel 1849]]
[[Categoria:Asteroidi Igea|Hygiea]]
[[Categoria:Asteroidi di tipo C|Hygiea]]

title: Igea · (10 Hygiea)

Stella madre: Sole

Scoperta: 12 aprile 1849

Scopritore: Annibale de Gasparis

Classificazione: Fascia principale

Famiglia: Igea

Classe spettrale: C

title: Parametri orbitali

Par. Tisserand (TJ): 3,197 (calcolato)

Ultimo perielio: 16 dicembre 2016

Prossimo perielio: 13 luglio 2022

Satelliti: no

Anelli: no

title: Dati fisici

title: Dati osservativi


text:
# The Second Grace
I The Second Grace sono stati un gruppo musicale siciliano nato nel 2005 a Palermo. Nel 2007 hanno pubblicato un omonimo album e ricevuto il premio come Miglior Rivelazione Indie-Pop dal MEI, accompagnati da vari tournée nazionali e internazionali. Dal 2009 il progetto è conosciuto come Fabrizio Cammarata & The Second Grace per poi successivamente sciolgliersi. Fabrizio Cammarata ha proseguito per una carriera solista.

## La storia
Nascono nel 2005 su iniziativa del cantautore Fabrizio Cammarata. Il quartetto originale comprende Fabio Rizzo (chitarra slide), John Riggio (basso) e Fabio Finocchio (batteria e percussioni). Il nome del gruppo viene dal primo verso di una canzone del cantautore inglese Nick Drake, Fly, che recita "Please, give me a second grace...". Dopo qualche mese dal singolare "battesimo" operato dal cantautore statunitense Devendra Banhart, che durante un concerto a Palermo invita Cammarata ad eseguire un brano del gruppo che aveva appena ascoltato su un demo, il quartetto palermitano entra in studio per la registrazione dell'album d'esordio.
Durante le sessioni di registrazione, ad album non ancora ultimato, vengono contattati da pubblicitari che chiedono di poter fare una sincronizzazione con uno spot televisivo di pasta, dopo aver ascoltato il brano Antananarive su Myspace. La pubblicità, andata in onda nella primavera del 2007, dà subito al gruppo una notorietà inaspettata.
Il disco d'esordio, omonimo e prodotto musicalmente dal gruppo, esce per Edel Italia il 25 maggio 2007, anticipato dal singolo  Antananarive, il cui video, girato con la tecnica del cameracar dal regista catalano Sergi Capellas in una Palermo suggestiva e colorata, entra in rotazione giornaliera su MTV e su Radio1 e Radio Capital.
Nei mesi successivi eseguono performance dal vivo in varie trasmissioni televisive, come Festivalbar, MTV Total Request Live, MTV Your Noise, Stella di Maurizio Costanzo, e in emittenti come Radio Popolare.
Durante l'estate del 2007 vengono invitati dalla rivista InSound a partecipare all'Italia Wave Love Festival come ospiti. Nel periodo che va da luglio a settembre dello stesso anno fanno da gruppo di supporto alle tournée estive di Carmen Consoli e del trio Max Gazzè, Paola Turci e Marina Rei. In autunno aprono i concerti degli americani Iron & Wine, degli australiani Devastations e dei newyorkesi Dufus e dei Gang of Four.
Nel novembre del 2007 ricevono il premio come Miglior Rivelazione Indie-Pop (Meeting delle Etichette Indipendenti).
Nel dicembre 2007 partono per la loro prima tournée all'estero, suonando in Germania, Francia e Paesi Bassi. A marzo 2008 vengono invitati negli USA a prendere parte al prestigioso nel 2008 South by Southwest Festival di Austin, Texas. La data di Austin è inserita in un più ampio tour di una dozzina di città negli Stati Uniti, tra cui Washington, Memphis, New Orleans, Bath e New York, dove i The Second Grace suonano in club storici come la Rockwood Music Hall e il Sidewalk Café. Il gruppo fa anche un'apparizione live sulla rete televisiva NBC dagli studi di Portland, ME.
Nel 2009 il nome della band cambia in "Fabrizio Cammarata & The Second Grace", con un flessibile gruppo di musicisti che accompagna Cammarata. Pubblicano l'album Rooms con il noto produttore statunitense JD Foster.. Nel 2010 partecipano nuovamente al South by Southwest, poi al Liverpool Sound City ed al Evento MaMA di Parigi
Nel 2014 Cammarata pubblica con il chitarrista italiano di stanza a Londra Paolo Fuschi un lavoro a due Skint and Golden
 e viene invitato al Festival au désert nel Mali.
Nel 2017 pubblica un libro dedicato a Chavela Vargas, Un mondo raro. Vita e incanto di Chavela Vargas (La Nave di Teseo) assieme al cantautore Antonio Di Martino, risultato di un lungo viaggio fatto dai due in sudamerica e un album Un mondo raro dove reinterpretano dieci brani dell'artista e che è stato selezionato dal Premio Tenco tra i migliori 5 album nella categoria interpreti. Sempre nel 2017 pubblica un nuovo lavoro, prodotto da Dani Castelar, questa volta da solista e intitolato In Shadows con relativo libro e spettacolo teatrale
A due di distanza realizza un nuovo lavoro, Lights sempre prodotto da Castelar e dove i suoni sono più orientati verso sonorità pop.

## Formazione
- Fabrizio Cammarata-  voce, chitarra acustica, banjo, percussioni
- Fabio Rizzo - chitarre slide, synth, pianoforte
- John Riggio - basso, percussioni
- Fabio Finocchio - batteria, percussioni

## Discografia The Second Grace

### Album in studio
- 2007 - The Second Grace (Edel)

### Ep
- 2014 - Misery EP

### Singoli
- 2007 - Antananarive
- 2008 - Like A Juliet

## Fabrizio Cammarata
- 2011 - Rooms con The Second Grace
- 2014 - Skint and Golden con Paolo Fuschi
- 2017 - Un mondo raro con DiMartino
- 2017 - In Shadows
- 2019 - Lights

wikiname: itwiki

title: The Second Grace

in_language: it

wikitext:
{{F|argomento=gruppi musicali italiani|data=novembre 2013|arg2=Sicilia}}
{{Artista musicale
|nome = The Second Grace
|nome alfa = Second Grace, The
|nazione = Italia
|post nazione = [[Sicilia]]
|genere = alternative folk
|genere2 = pop folk
|anno inizio attività = 2005
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I '''The Second Grace''' sono {{Chiarire|stati|Informazione che va in contrasto con il contenuto di Artista musicale: sono attivi o no?}} un gruppo musicale [[sicilia]]no nato nel [[2005]] a [[Palermo]]. Nel [[2007]] hanno pubblicato un omonimo album e ricevuto il premio come Miglior Rivelazione Indie-Pop dal [[Meeting delle Etichette Indipendenti|MEI]], accompagnati da vari tournée nazionali e internazionali. Dal 2009 il progetto è conosciuto come '''Fabrizio Cammarata & The Second Grace''' per poi successivamente sciolgliersi. Fabrizio Cammarata ha proseguito per una carriera solista.

== La storia ==
Nascono nel 2005 su iniziativa del cantautore Fabrizio Cammarata. Il quartetto originale comprende Fabio Rizzo ([[Steel guitar|chitarra slide]]), John Riggio ([[Basso elettrico|basso]]) e Fabio Finocchio ([[batteria (strumento musicale)|batteria]] e [[Strumento a percussione|percussioni]]). Il nome del gruppo viene dal primo verso di una canzone del cantautore inglese [[Nick Drake]], ''Fly'', che recita "''Please, give me a second grace...''". Dopo qualche mese dal singolare "battesimo" operato dal cantautore statunitense [[Devendra Banhart]], che durante un concerto a Palermo invita Cammarata ad eseguire un brano del gruppo che aveva appena ascoltato su un demo, il quartetto palermitano entra in studio per la registrazione dell'album d'esordio.<ref>https://www.rockol.it/news-87775/the-second-grace-grazie-a-nick-drake-e-a-devendra-banhart</ref>

Durante le sessioni di registrazione, ad album non ancora ultimato, vengono contattati da pubblicitari che chiedono di poter fare una sincronizzazione con uno spot televisivo di pasta, dopo aver ascoltato il brano ''Antananarive'' su [[Myspace]]. La pubblicità, andata in onda nella primavera del [[2007]], dà subito al gruppo una notorietà inaspettata.

Il disco d'esordio, omonimo e prodotto musicalmente dal gruppo, esce per [[Edel Italia]] il 25 maggio 2007, anticipato dal singolo  ''Antananarive'', il cui video, girato con la tecnica del [[Camera-car|cameracar]] dal regista catalano [[Sergi Capellas]] in una Palermo suggestiva e colorata, entra in rotazione giornaliera su [[MTV]] e su [[Rai Radio 1|Radio1]] e [[Radio Capital]].

Nei mesi successivi eseguono performance dal vivo in varie trasmissioni televisive, come [[Festivalbar 2007|Festivalbar]], [[Total Request Live|MTV Total Request Live]], [[MTV Your Noise]], [[Stella]] di [[Maurizio Costanzo]], e in emittenti come [[Radio Popolare]].

Durante l'estate del [[2007]] vengono invitati dalla rivista [[InSound]] a partecipare all'[[Italia Wave|Italia Wave Love Festival]] come ospiti. Nel periodo che va da luglio a settembre dello stesso anno fanno da gruppo di supporto alle tournée estive di [[Carmen Consoli]] e del trio [[Max Gazzè]], [[Paola Turci]] e [[Marina Rei]]. In autunno aprono i concerti degli americani [[Iron & Wine]], degli australiani [[Devastations]] e dei newyorkesi [[Dufus]] e dei [[Gang of Four]].<ref name="d0512"/>

Nel novembre del [[2007]] ricevono il premio come Miglior Rivelazione Indie-Pop (Meeting delle Etichette Indipendenti).<ref>http://www.musicalnews.com/archivio/www.musicalnews.com/articolo5c5b.html?codice=11659&sz=5</ref>

Nel dicembre [[2007]] partono per la loro prima tournée all'estero, suonando in [[Germania]], [[Francia]] e [[Paesi Bassi]]. A marzo [[2008]] vengono invitati negli [[Stati Uniti d'America|USA]] a prendere parte al prestigioso nel 2008 [[South by Southwest]] Festival di [[Austin]], [[Texas]]. La data di Austin è inserita in un più ampio tour di una dozzina di città negli [[Stati Uniti d'America|Stati Uniti]], tra cui [[Washington]], [[Memphis]], [[New Orleans]], [[Bath]] e [[New York]], dove i The Second Grace suonano in club storici come la Rockwood Music Hall e il Sidewalk Café. Il gruppo fa anche un'apparizione live sulla rete televisiva [[NBC]] dagli studi di [[Portland, ME]].

Nel 2009 il nome della band cambia in "Fabrizio Cammarata & The Second Grace", con un flessibile gruppo di musicisti che accompagna Cammarata. Pubblicano l'album ''[[Rooms]]'' con il noto produttore statunitense [[JD Foster]].<ref>https://www.ondarock.it/recensioni/2012_fabriziocammarata_rooms.htm</ref>. Nel 2010 partecipano nuovamente al South by Southwest, poi al [[Liverpool Sound City]] ed al Evento MaMA di Parigi <ref name="d0512">https://do512.com/events/2011/3/16/the-second-grace</ref>

Nel 2014 Cammarata pubblica con il chitarrista italiano di stanza a Londra Paolo Fuschi un lavoro a due ''Skint and Golden''
<ref>https://www.ondarock.it/recensioni/2014_fabriziocammarata_skintandgolden.htm</ref><ref>https://www.rockit.it/FCammaratathesecondgrace/album/skint-and-golden/24827</ref> e viene invitato al [[Festival au désert]] nel [[Mali]].<ref>https://www.panorama.it/magazine/wim-wenders-regista-luca-lucchesi</ref>

Nel 2017 pubblica un libro dedicato a [[Chavela Vargas]], ''Un mondo raro. Vita e incanto di Chavela Vargas'' (La Nave di Teseo) assieme al cantautore [[DiMartino|Antonio Di Martino]], risultato di un lungo viaggio fatto dai due in sudamerica<ref>https://portalegiovani.comune.fi.it/pogio/webzine_publish/libri_dettaglio.php?ID_REC=25418</ref> e un album ''[[Un mondo raro]]'' dove reinterpretano dieci brani dell'artista e che è stato selezionato dal Premio Tenco tra i migliori 5 album nella categoria interpreti.<ref>https://www.rockit.it/Dimartino-Cammarata/album/un-mondo-raro/37104</ref> Sempre nel 2017 pubblica un nuovo lavoro, prodotto da [[Dani Castelar]], questa volta da solista e intitolato ''In Shadows'' con relativo libro e spettacolo teatrale <ref>http://www.lisolachenoncera.it/rivista/recensioni/of-shadows/</ref>

A due di distanza realizza un nuovo lavoro, ''Lights'' sempre prodotto da Castelar e dove i suoni sono più orientati verso sonorità pop.
== Formazione ==
* Fabrizio Cammarata-  [[Canto|voce]], [[chitarra acustica]], [[banjo]], [[Strumento a percussione|percussioni]]
* Fabio Rizzo - [[Chitarra|chitarre]] slide, synth, [[pianoforte]]
* John Riggio - [[Basso elettrico|basso]], percussioni
* Fabio Finocchio - [[Batteria (strumento musicale)|batteria]], percussioni

== Discografia The Second Grace==
=== Album in studio ===
* 2007 - ''[[The Second Grace (album)|The Second Grace]]'' ([[Edel Music|Edel]])

===Ep===
* 2014 - ''[[Misery EP]]''

=== Singoli ===
* 2007 - ''[[Antananarive]]''
* 2008 - ''[[Like A Juliet]]''

==Fabrizio Cammarata ==
* 2011 - ''[[Rooms (album)|Rooms]]'' con The Second Grace
* 2014 - ''[[Skint and Golden]]'' con Paolo Fuschi
* 2017 - ''[[Un mondo raro]]'' con [[DiMartino]]
* 2017 - ''In Shadows''
* 2019 - ''Lights''
==Note==
<references/>
==Collegamenti esterni==
* {{Collegamenti esterni}}
* {{cita web|http://www.fabriziocammarata.com|Sito ufficiale}}
* {{cita web|url=http://www.wcsh6.com/news/article.aspx?storyid=82684|titolo=Apparizione live al programma ''207'' sulla NBC|urlmorto=sì}}

{{Portale|Rock}}

[[Categoria:Gruppi e musicisti della Sicilia]]

title: The Second Grace

Paese d'origine: Italia ( Sicilia )

Genere: Indie folk Folk pop

Periodo di attività musicale: 2005 – 2014 (dal 2010 Fabrizio Cammarata & The Second Grace)


text:
# Dieci discepoli principali del Buddha
I Dieci discepoli principali (o Dieci grandi discepoli: in lingua cinese 十大弟子 shí dà dìzǐ; in lingua tibetana nyan-thos nye-'khor bcu) sono l'elenco dei dieci principali discepoli del Buddha Śākyamuni così come presentato in numerosi sūtra del Buddhismo Mahāyāna raccolti all'interno dei Canoni buddhisti cinese e tibetano.
Tale elenco comprende i seguenti discepoli del Buddha:
1. Ānanda (in cinese 阿難 Ānán, anche 阿難陀 Ānántuó; in tibetano Kun-dga'-bo).
2. Aniruddha (in cinese 阿那律 Ānàlǜ; in tibetano Ma-'gags pa).
3. Kāśyapa (in cinese 迦葉 _Jiāyè; in tibetano 'Od-srung).
4. Kātyāyana (in cinese 迦旃延 Jiāzhānyán; in tibetano Ka-tya'i bu-chen-po).
5. Maudgalyāyana (in cinese 目犍連 Mujianlian; in tibetano Mo'u-dga-la gyi bu).
6. Pūrṇa (in cinese 富樓那 Fùlóunà; in tibetano Gang-po).
7. Rāhula (in cinese 羅睺羅 Luóhuóluó; in tibetano sGra-can 'dzin).
8. Śāriputra (in cinese 舍利弗 Shèlìfú; in tibetano Shā-ri'i bu).
9. Subhūti (in cinese  須菩提  Xūpútí; in tibetano Rab-'byor).
10. Upāli (in cinese  優婆離 Yōupólí; in tibetano Nye-bar-'khor).

title: Dieci discepoli principali del Buddha

wikitext:
I '''Dieci discepoli principali''' (o '''Dieci grandi discepoli''': in [[lingua cinese]] 十大弟子 ''shí dà dìzǐ''; in [[lingua tibetana]] ''nyan-thos nye-'khor bcu'') sono l'elenco dei dieci principali discepoli del [[Buddha Śākyamuni]] così come presentato in numerosi ''[[sūtra]]'' del [[Buddhismo Mahāyāna]] raccolti all'interno dei [[Canone buddhista|Canoni buddhisti]] [[Canone cinese|cinese]] e [[Canone tibetano|tibetano]].

Tale elenco comprende i seguenti discepoli del Buddha:
# [[Ānanda (monaco)|Ānanda]] (in [[lingua cinese|cinese]] 阿難 Ānán, anche 阿難陀 Ānántuó; in [[lingua tibetana|tibetano]] Kun-dga'-bo).
# [[Aniruddha]] (in [[lingua cinese|cinese]] 阿那律 Ānàlǜ; in [[lingua tibetana|tibetano]] Ma-'gags pa).
# [[Kāśyapa]] (in [[lingua cinese|cinese]] 迦葉 _Jiāyè; in [[lingua tibetana|tibetano]] 'Od-srung).
# [[Kātyāyana]] (in [[lingua cinese|cinese]] 迦旃延 Jiāzhānyán; in [[lingua tibetana|tibetano]] Ka-tya'i bu-chen-po).
# [[Maudgalyāyana]] (in [[lingua cinese|cinese]] 目犍連 Mujianlian; in [[lingua tibetana|tibetano]] Mo'u-dga-la gyi bu).
# [[Pūrṇa]] (in [[lingua cinese|cinese]] 富樓那 Fùlóunà; in [[lingua tibetana|tibetano]] Gang-po).
# [[Rāhula]] (in [[lingua cinese|cinese]] 羅睺羅 Luóhuóluó; in [[lingua tibetana|tibetano]] sGra-can 'dzin).
# [[Śāriputra]] (in [[lingua cinese|cinese]] 舍利弗 Shèlìfú; in [[lingua tibetana|tibetano]] Shā-ri'i bu).
# [[Subhūti]] (in [[lingua cinese|cinese]]  須菩提  Xūpútí; in [[lingua tibetana|tibetano]] Rab-'byor).
# [[Upāli]] (in [[lingua cinese|cinese]]  優婆離 Yōupólí; in [[lingua tibetana|tibetano]] Nye-bar-'khor).

== Voci correlate ==
*[[Pañcavaggiyā]]

== Altri progetti ==
{{interprogetto|preposizione=sui}}

{{Portale|India|buddhismo}}

[[Categoria:Monaci buddisti indiani]]
[[Categoria:Discepoli di Buddha]]


text:
# Brian Piccolo
Louis Brian Piccolo (Pittsfield, 31 ottobre 1943 – New York, 16 giugno 1970) è stato un giocatore di football americano statunitense.
È stato un giocatore professionista per i Chicago Bears della National Football League per quattro stagioni.
È morto per un carcinoma nel torace all'età di 26 anni.
In suo onore i Chicago Bears hanno ritirato il suo numero di maglia, il 41.
Il film del 1971 La canzone di Brian, con James Caan e Billy Dee Williams, ed il remake del 2001 (Brian's Song - L'Ultima Corsa), con Sean Maher, narrano della sua amicizia fraterna col compagno di squadra Gale Sayers, di colore, in un'epoca di violenti scontri razziali.

## Palmarès
- Numero 31 ritirato dai Wake Forest Demon Deacons

title: Brian Piccolo

wikitext:
{{S|giocatori di football americano statunitensi}}
{{Sportivo
|Nome = Brian Piccolo
|Immagine = Brian Piccolo 1967.jpg
|Didascalia = Brian Piccolo nel 1967
|Sesso = M
|CodiceNazione = {{USA 1912-1959}}
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|Ruolo =
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|Ranking =
|Squadra =
|TermineCarriera =
|Squadre =
{{Carriera sportivo
 |1966-1969|{{Football Chicago Bears}}|
}}
|Allenatore =
|Incontri =
|RigaVuota =
|Vittorie =
|Aggiornato = 20 marzo 2008
}}
{{Bio
|Nome = Louis Brian
|Cognome = Piccolo
|ForzaOrdinamento = Piccolo, Brian
|Sesso = M
|LuogoNascita = Pittsfield
|LuogoNascitaLink = Pittsfield (Massachusetts)
|GiornoMeseNascita = 31 ottobre
|AnnoNascita = 1943
|LuogoMorte = New York
|GiornoMeseMorte = 16 giugno
|AnnoMorte = 1970
|Attività = giocatore di football americano
|Nazionalità = statunitense
}}
È stato un giocatore professionista per i [[Chicago Bears]] della [[National Football League]] per quattro stagioni.

È morto per un [[carcinoma]] nel torace all'età di 26 anni<ref name=fn>[http://www.footballnation.it/this-day-in-football-history/16-giugno-1970-lultima-corsa-brian-piccolo/ 16 Giugno 1970: l’ultima corsa di Brian Piccolo.] footballnation.it</ref>.
In suo onore i Chicago Bears hanno ritirato il suo numero di maglia, il 41.

Il film del [[1971]] ''[[La canzone di Brian]]'', con [[James Caan]] e [[Billy Dee Williams]], ed il remake del [[2001]] (''[[Brian's Song - L'Ultima Corsa]]''), con [[Sean Maher]], narrano della sua amicizia fraterna col compagno di squadra [[Gale Sayers]], di colore, in un'epoca di violenti scontri razziali<ref name=fn/>.

==Palmarès==
*[[Wake Forest Demon Deacons football#Numeri ritirati|Numero 31 ritirato dai Wake Forest Demon Deacons]]

==Note==
<references/>

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
* {{Collegamenti esterni}}

{{Numeri di maglia ritirati in National Football League}}
{{Controllo di autorità}}
{{Portale|biografie|sport}}

[[Categoria:Giocatori di football americano italoamericani]]
[[Categoria:Giocatori dei Chicago Bears]]

title: Brian Piccolo

Nazionalità: Stati Uniti

Peso: 93 kg

title: Squadre di club

Chicago Bears

Squadre di club: Statistiche aggiornate al 20 marzo 2008