il sistema solare in immagini – parte VIII – satelliti di saturno

continua l’esplorazione del sistema solare…siamo ai satelliti di saturno, uno dei sistemi planetari più complessi ed affascinanti

i satelliti naturali di saturno

Saturno possiede un elevato numero di satelliti naturali, 64 di cui 2 non confermate, un numero molto simile a quelli di Giove,12 dei quali scoperti nel 2005 grazie al telescopio giapponese Subaru ed altri 15 scoperti tra il 2006 e il 2009, più altre 2 avvistate una sola volta. È difficile quantificare con precisione il loro numero, perché tecnicamente tutti i minuscoli corpi ghiacciati che compongono gli anelli di Saturno sarebbero da considerarsi satelliti. Di queste, 34 lune hanno diametro minore di 10 km, mentre 14 hanno diametro inferiore a 50 km.

saturno e le sue lune principali

Saturno ha sette lune di dimensioni sufficientemente grandi da determinare una forma ellissoidale (anche se solo Titano e Rea, sono attualmente in equilibrio idrostatico). Tra le lune di Saturno particolarmente degne di nota vi sono Titano, la seconda luna più grande del sistema solare, con una ricca atmosfera di azoto simile a quella della Terra e un paesaggio con laghi di idrocarburi e reti fluviali secche, ed Encelado, che emette getti di gas e polvere, e che contiene acqua liquida nel sottosuolo della regione del suo polo sud.

 Immagine ripresa dalla Cassini: l’enorme Titano e Dione in basso, la piccola Prometeo (sotto gli anelli) e la minuscola Telesto al centro in alto.

Ventiquattro delle lune di Saturno sono satelliti regolari con orbite con moto diretto poco inclinate rispetto al piano equatoriale di Saturno e comprendono i sette satelliti principali, quattro piccole lune collocate in un’orbita troiana con lune più grandi, due lune reciprocamente co-orbitali e due lune che fungono da pastori dell’anello F. Altri due satelliti regolari orbitano tra le lacune negli anelli di Saturno. Iperione, relativamente grande, è bloccata in risonanza orbitale con Titano. Le restanti lune regolari orbitano vicino al bordo esterno dell’anello A, all’interno dell’anello G e tra le lune maggiori Mimas e Encelado.

 

Cinque lune in un’altra immagine della Cassini: Rea in primo piano sulla destra, Mimas subito dietro, il luminoso Encelado al centro oltre gli anelli, Pandora eclissata dall’anello F, e Giano sulla sinistra.

Le altre 38 lune, tutte piccole tranne una, sono satelliti irregolari le cui orbite, fortemente inclinate e con moto diretto o retrogrado, sono molto più lontane da Saturno. Queste lune sono probabilmente corpi minori catturati, o detriti dalla disintegrazione di pianeti minori, con formazione di famiglie collisionali, sullo stesso modello di quanto osservato su Giove. In base alle loro caratteristiche orbitali, i satelliti irregolari sono stati classificati nei gruppi Inuit, Nordico, e Gallico con nomi scelti dalle relative mitologie. La più grande delle lune irregolari è Febe, la nona luna di Saturno.

Il transito di quattro lune davanti a Saturno ripreso dal telescopio spaziale Hubble

Poiché gli anelli di Saturno sono composti da oggetti di dimensioni che variano dal microscopico a centinaia di metri, ciascuno in orbita attorno al pianeta, non può essere assegnato a Saturno un numero preciso di lune, in quanto non vi è un confine netto tra gli innumerevoli piccoli oggetti anonimi che popolano il sistema di anelli di Saturno e gli oggetti più grandi che sono stati designati come lune. Oltre 150 piccole lune immerse negli anelli sono state identificate dalle perturbazioni che creano nel materiale degli anelli circostanti, anche se esse rappresentano solo un piccolo campione della popolazione totale di questi oggetti.

 
 
La piccola luna Dafni ( circa 7 km di diametro) nella divisione di Keeler ripresa dalla sonda Cassini

Il gran numero di satelliti e la presenza degli anelli rende molto complessa la dinamica del sistema di Saturno. Gli anelli sono influenzati dai movimenti dei satelliti, che causano marcate divisioni o lacune, e l’interazione mareale con Saturno porta effetti perturbanti sulle orbite dei satelliti minori. I satelliti di Saturno possono essere divisi a grandi linee in dieci gruppi a seconda delle orbite attorno al pianeta. Oltre alle piccole lune degli anelli, ai satelliti pastori, alle lune co-orbitali e alle lune irregolari, i grandi satelliti sono sostanzialmente divisi in “interni” ed “esterni”: i satelliti interni orbitano all’interno del tenue Anello E e tra questi sono compresi Mimas, Encelado, Teti e Dione, le cui orbite sono contraddistinte da una bassa eccentricità orbitale e un’inclinazione orbitale inferiore a 1,5°, con l’eccezione di Giapeto, che ha un’inclinazione di 7,57°. Le grandi lune esterne, Rea, Titano, Iperione e Giapeto, orbitano al di là dell’Anello E e in genere hanno un’inclinazione e un’eccentricità orbitale decisamente più elevata. 

Osservazioni e scoperte

Titano, l’unico satellite del sistema solare a possedere una densa atmosfera e che da solo costituisce oltre il 95% della massa orbitante attorno a Saturno, anelli compresi, fu il primo satellite scoperto, nel 1655 da Christiaan Huygens. Seguirono, tra il 1671 e il 1684, le scoperte di Teti, Dione, Rea e Giapeto da parte di Giovanni Domenico Cassini. Passò poi più di un secolo prima della scoperta, nel 1789, di Mimas e Encelado da parte di William Herschel, mentre Iperione fu scoperto nel 1848 da W.C. Bond, G.P. Bond e William Lassell, e fu l’ultimo scoperto con l’osservazione diretta tramite telescopi ottici. Già Febe, nel 1899, fu scoperto da William Henry Pickering mediante l’uso di lastre fotografiche a lunga esposizione. L’unica altra luna poi scoperta prima dell’arrivo delle sonde Voyager nel 1980 fu, nel 1966, Giano, scoperto da Audouin Dollfus, quando gli anelli vennero osservati di taglio all’incirca a un equinozio. Pochi anni dopo ci si rese conto che tutte le osservazioni del 1966 potevano essere spiegate solo in presenza di un altro satellite con un’orbita simile a quella di Giano, un altro satellite oggi conosciuto come Epimeteo, l’undicesima luna di Saturno. Condivide la stessa orbita con Giano, con il quale rappresenta l’unico esempio conosciuto di lune co-orbitali del Sistema Solare. Nel 1980 tre altre lune di Saturno furono scoperte da terra e successivamente confermate dalle sonde Voyager. Sono il satellite troiano di Dione, (Elena), e quelli di Teti, (Telesto e Calipso).

Osservazioni da sonde spaziali

Da allora, lo studio dei pianeti esterni è stato rivoluzionato con l’uso delle sonde spaziali. L’arrivo della sonda Voyager su Saturno nel 1980-1981 portò alla scoperta di altre tre lune, Atlas, Prometeo e Pandora, portando il totale a 17. Inoltre, Epimeteo fu confermato come distinto da Giano. Nel 1990, Pan fu scoperto nell’archivio immagini di Voyager.

Pandora PIA07632.jpg
sopra pandora, sotto prometeo, fotografati dalla Voyager 1

Prometheus 12-26-09b.jpg

sotto Pan, fotografato dalla sonda Voyager 1

Pan Cassini 2017.jpg

La missione Cassini, che arrivò a Saturno nell’estate del 2004, inizialmente scoprì tre piccole lune interne, Metone e Pallene tra Mimas e Encelado, e Polluce, la seconda luna lagrangiana di Dione. Inoltre osservò tre possibili lune, successivamente non confermate, nell’anello F. Nel novembre del 2004 gli scienziati di Cassini annunciarono che la struttura degli anelli di Saturno indicava la presenza di diverse altre lune che orbitavano all’interno degli anelli, sebbene uno solo, Dafni, fu confermato visivamente fino ad allora (2005). Nel 2007 fu annunciata Antea. Nel 2008 fu segnalato che le osservazioni di Cassini relative a un impoverimento di elettroni energetici nella magnetosfera di Saturno vicino a Rea poteva essere la prova di un tenue sistema di anelli attorno alla seconda luna più grande di Saturno. Nel marzo 2009, fu annunciata l’esistenza di Egeone, una piccola luna all’interno dell’anello G. Nel luglio dello stesso anno, fu osservata S/2009 S 1, la prima piccola luna all’interno dell’anello B. Nell’aprile del 2014, è stato segnalato il possibile inizio di una nuova luna all’interno dell’anello A.

Metone Sonda Cassini.jpg
sopra Metone, sotto Polluce, fotografati dalla sonda Cassini
Polydeuces.jpg
sotto S/2009 S 1 fotografato dalla sonda Cassini
PIA11665 moonlet in B Ring.jpg

Lune esterne

Per tutto il XX secolo, Febe è rimasta l’unica tra le lune conosciute di Saturno ad avere un’orbita fortemente irregolare. A partire dal 2000, tuttavia, tre dozzine di lune irregolari sono stati scoperte da telescopi terrestri e, utilizzando tre telescopi di medie dimensioni in rete sono state scoperte tredici nuove lune che orbitano a grande distanza in orbite eccentriche e molto inclinate sia rispetto all’equatore di Saturno che all’eclittica. Esse sono probabilmente frammenti di corpi più grandi catturati dall’attrazione gravitazionale di Saturno. Nel 2005, alcuni astronomi dell’Osservatorio di Mauna Kea annunciarono la scoperta di altre dodici lune esterne più piccole. Nel 2006, gli astronomi, utilizzando un telescopio Subaru di 8,2 m, segnalarono la scoperta di altre nove lune irregolari. Nell’aprile del 2007, fu annunciato Tarqeq (S/2007 S 1) e, nel maggio dello stesso anno, S/2007 S 2 e S/2007 S 3.

 Immagine della sonda Cassini che mostra il possibile inizio di una nuova luna nel sistema degli anelli

Tra le lune irregolari la più grande è Febe, che ha un diametro di 220 km, un semiasse maggiore di quasi 1,3 milioni di km e un periodo orbitale di 18 mesi. Per oltre un secolo, fino al 2000, è stata creduta essere la luna più distante da Saturno. La descriveremo nell’apposito focus sulle lune più importanti.

Dimensioni

Il sistema delle lune di Saturno è molto sbilanciato: una, Titano, possiede più del 96% della massa in orbita intorno al pianeta. Le altre sei lune planemo (ellissoidali) rappresentano circa il 4%, mentre le restanti 55 piccole lune, insieme con gli anelli, hanno solo lo 0,04%.

Confronto tra i satelliti maggiori di Saturno e la Luna della Terra

Nome

Diametro
(km)

Massa
(kg)

Raggio orbitale
(km

Periodo orbitale
(giorni9

 

Mimas

396
(12% Luna)

0,4×1020
(0,05% Luna)

185 000
(50% Luna)

0,9
(3% Luna)

 

Encelado

504
(14% Luna)

1,1×1020
(0,2% Luna)

238 000
(60% Luna)

1,4
(5% Luna)

 

Teti

1 062
(30% Luna)

6,2×1020
(0,8% Luna)

295 000
(80% Luna)

1,9
(7% Luna)

 

Dione

1 123
(32% Luna)

11×1020
(1,5% Luna)

377 000
(100% Luna)

2,7
(10% Luna)

 

Rea

1 527
(44% Luna)

23×1020
(3% Luna)

527 000
(140% Luna)

4,5
(20% Luna)

 

Titano

5 150
(148% Luna)
(75% Marte)

1 350×1020
(180% Luna)

1 222 000
(320% Luna)

16
(60% Luna)

 

Giapeto

1 470
(42% Luna)

18×1020
(2,5% Luna)

3 560 000
(930% Luna)

79
(290% Luna)

 

Gruppi orbitali

Anche se le distinzioni appaiono vaghe, le lune di Saturno possono essere suddivise in dieci gruppi in base alle loro caratteristiche orbitali. Molti di loro, come Pan e Dafni, orbitano all’interno degli anelli di Saturno e hanno periodi orbitali solo leggermente più lunghi del periodo di rotazione del pianeta. Le lune più interne e parecchi satelliti regolari hanno tutti un’Inclinazione orbitale media che va da meno di un grado a 1,5° circa (tranne Giapeto che ha un’inclinazione di 7,57°) e una piccola eccentricità orbitale. D’altra parte, i satelliti irregolari nelle regioni più periferiche del sistema lunare di Saturno, in particolare il gruppo Nordico, hanno raggi orbitali di milioni di chilometri e periodi orbitali della durata di diversi anni. Inoltre, le lune del gruppo Nordico orbitano in direzione opposta alla rotazione di Saturno.

Piccole lune degli anelli

Verso la fine di luglio del 2009 fu scoperta, dall’ombra che gettava, una piccola luna nell’anello B, a 480 km dal bordo esterno dell’anello. Il suo diametro fu stimato di 300 m. A differenza delle piccole lune dell’anello A, essa non induce l’effetto ‘elica’, probabilmente a causa della maggior densità dell’anello B. Nel 2006, tra le immagini di Cassini dell’anello A, furono scoperte quattro minuscole lune. Prima di questa scoperta si conoscevano solo due lune grandi all’interno delle lacune dell’anello A: Pan e Dafni. Queste ultime hanno dimensioni tali da spazzare il materiale lasciando delle lacune nell’anello. Al contrario, una luna con massa ridotta è in grado di spazzare parzialmente solo due piccole lacune di circa 10 km nelle immediate vicinanze della luna stessa, creando una struttura a forma di elica di aeroplano. Le lune stesse sono minuscole, con un diametro che va da 40 a 500 metri, troppo piccole per essere osservate direttamente. Nel 2007, la scoperta di altre 150 piccole lune ha rivelato che (con l’eccezione di due che sono state viste al di fuori della Divisione di Encke) sono confinate in tre bande strette nell’anello A tra 126.750 e 132.000 km dal centro di Saturno. Ogni banda è larga circa un migliaio di chilometri, meno dell’1% della larghezza degli anelli di Saturno. Questa regione è relativamente libera da perturbazioni causate da risonanze con satelliti più grandi, anche se altre zone dell’anello A senza perturbazioni sono apparentemente prive di piccole lune. Le lune si formarono probabilmente a seguito della disintegrazione di un satellite più grande. Si stima che l’anello A contenga 7000-8000 eliche con dimensioni superiori a 0,8 chilometri e alcuni milioni con dimensioni superiori a 0,25 km.

PIA06534 Encke Division.jpg

sopra la divisione di Encke, fotografata dalla Cassini

sotto, S/2004 S 6, fotografato dalla Cassini

S2004 S6.jpg

Piccole lune di questo tipo potrebbero risiedere nell’anello F, dovute a collisioni (avviate da perturbazioni della vicina piccola luna Prometeo) di queste piccole lune con il nucleo dell’anello F. Una delle piccole lune di maggiori dimensioni dell’anello F potrebbe essere l’oggetto non ancora confermato S/2004 S 6. Una delle lune scoperte di recente, Egeone, risiede all’interno dell’arco luminoso dell’anello G ed è bloccato in una risonanza di moto medio 7:6 con Mimas. Ciò significa che fa esattamente sette giri attorno a Saturno, mentre Mimas ne fa sei. La luna è la più grande tra la popolazione dei corpi che sono fonte di polvere in questo anello. Nell’aprile del 2014, la NASA ha segnalato il possibile inizio di una nuova luna all’interno dell’anello A del pianeta Saturno.

Pastori degli anelli

I satelliti pastore sono piccole lune che orbitano all’interno, o appena oltre, il sistema di anelli. Essi hanno l’effetto di modellare gli anelli, rendendo i loro bordi affilati, e di creare tra loro delle lacune. Le lune pastore di Saturno sono Pan (Divisione di Encke), Dafni (Divisione di Keeler), Atlante (anello A), Prometeo (anello F) e Pandora (anello F). Queste lune, insieme alle co-orbitali, si sono probabilmente formate a seguito dell’accrescimento di materiale friabile degli anelli sopra i nuclei più densi preesistenti. I nuclei, di dimensioni da un terzo a metà di quelle delle attuali lune, possono essere essi stessi dei frammenti collisionali formatisi in seguito alla disintegrazione di un satellite madre degli anelli.

Atlas 2017-04-12 raw preview.jpg

sopra, foto di Atlante scattata dalla Cassini

Co-orbitali

Giano ed Epimeteo sono lune co-orbitali. Esse sono di dimensioni quasi uguali, con Giano leggermente più grande di Epimeteo. Hanno orbite con semiassi maggiori che differiscono solo di pochi chilometri, così vicine che colliderebbero se tentassero di superarsi l’un l’altra. Invece di collidere, tuttavia, la loro interazione gravitazionale li forza a scambiarsi le orbite ogni quattro anni.

Janus - Voyager 2.jpg
Sopra, Giano, fotografato da Audouin Dolfuss nel 1966
   
   
   
PIA09813 Epimetheus S. polar region.jpg

Sopra, Epimeteo ripreso dalla sonda Cassini

Grandi lune interne

Le grandi lune interne di Saturno orbitano all’interno del suo tenue anello E, insieme con tre lune più piccole del gruppo Alcionidi. Oggetto del focus specifico sui maggiori satelliti, accenniamo per ora alla loro natura:

Mimas è la più piccola e meno massiccia delle quattro, anche se la sua massa è sufficiente a perturbare l’orbita di Metone. Ha una marcata forma ovoidale, essendo schiacciata ai poli e rigonfia all’equatore (di 20 km circa) per effetto della gravità di Saturno. .

Encelado ha forma sferica e tra le lune piccole di Saturno è al momento l’unica con attività endogena, oltre ad essere il più piccolo corpo conosciuto nel Sistema Solare geologicamente attivo. La sua superficie è morfologicamente diversificata, avendo sia antichi terreni craterizzati che giovani zone lisce con pochi crateri da impatto. 

Teti è la terza luna più grande delle lune interne di Saturno. Le sue caratteristiche più importanti sono un grande cratere da impatto di 400 km di diametro, il cratere Odisseo, nel suo emisfero anteriore e un vasto sistema di canyon denominato Ithaca Chasma che si estende per almeno 270° attorno a Teti. Ithaca Chasma è concentrico a Odisseo, il che fa ritenere che queste due caratteristiche possano essere correlate. Teti non sembra avere in corso alcuna attività geologica. 

Dione è la seconda luna interna più grande di Saturno. Essa ha una densità maggiore di quella della geologicamente inattiva Rea, la luna interna più grande, ma minore di quella dell’attivo Encelado. Mentre la maggior parte della superficie di Dione è occupata da antico terreno craterizzato, vi è anche una vasta rete di depressioni e di lineamenti, ad indicare che in passato vi è stata un’attività tettonica a livello globale e potrebbe essere geologicamente attiva anche oggi, sebbene in misura nettamente minore rispetto ad Encelado.

Alcionidi

Tre piccole lune orbitano tra Mimas e Encelado: Metone, Antea e Pallene. Chiamate con il nome delle Alcionidi della mitologia greca, sono tra le più piccole lune del sistema di Saturno. Antea e Metone possiedono archi d’anello molto deboli lungo le loro orbite, mentre Pallene possiede un tenue anello completo. Di queste tre lune, solo Metone è stato fotografato a distanza ravvicinata, mostrando di essere a forma di uovo con pochissimi o nessun cratere.

Lune troiane

I Satelliti troiani rappresentano una caratteristica unica, conosciuta solo nel sistema di Saturno. Un corpo troiano orbita attorno al punto di Lagrange anteriore L4 o posteriore L5 di un oggetto molto più grande, come una grande luna o un pianeta. Teti ha due lune troiane, Telesto (anteriore) e Calipso (posteriore); altrettante ne ha Dione, Elena (anteriore) e Polluce (posteriore). Elena è di gran lunga la più grande luna troiana, mentre Polluce è il più piccolo e ha l’orbita più caotica.

Grandi lune esterne

Queste lune orbitano tutte al di là dell’anello E:

Inktomi, un cratere relativamente giovane dell’emisfero anteriore di Rea, caratterizzato da materiale espulso a forma di farfalla.

Rea è la seconda luna più grande di Saturno. Nel 2005 Cassini ha rilevato un impoverimento di elettroni nel plasma della scia di Rea, che si forma quando il plasma co-rotante della magnetosfera di Saturno viene assorbito dalla luna. Si è ipotizzato che l’impoverimento sia stato causato dalla presenza di particelle delle dimensioni di granelli di polvere concentrate in alcuni tenui anelli equatoriali. Questo sistema di anelli farebbe di Rea l’unica luna conosciuta del Sistema Solare ad avere anelli. Tuttavia, successive osservazioni mirate del piano dei presunti anelli, ripreso da diverse angolazioni dalla fotocamera ad angolo stretto di Cassini, non hanno fornito prove.

Titano, con un diametro di 5150 km, è la luna più grande di Saturno e la seconda del Sistema Solare. Di tutte le grandi lune, Titano è l’unica con un’atmosfera densa (pressione superficiale di 1,5 atm) e fredda, fatta principalmente di azoto con una piccola frazione di metano. L’atmosfera produce frequentemente nubi convettive bianche e luminose, soprattutto nella regione del polo sud. 

Iperione è la luna più vicina a Titano nel sistema di Saturno. Le due lune sono bloccate in una risonanza di moto medio 4:3, il che significa che mentre Titano fa quattro orbite attorno a Saturno, Iperione ne fa esattamente tre. Ha una forma estremamente irregolare, con superficie ghiacciata di colore beige simile a una spugna; anche il sottosuolo potrebbe essere parzialmente poroso.  È l’unica luna conosciuta ad avere una rotazione caotica, il che significa che Iperione non ha poli ed equatore ben definiti.

Giapeto è la terza luna più grande di Saturno. In orbita attorno al pianeta a 3,5 milioni di km è, delle lune grandi di Saturno, la più lontana e con la maggiore inclinazione orbitale, 15,47°. Giapeto è nota da tempo per la sua insolita superficie bicolore: il suo emisfero anteriore è nero, mentre il posteriore è brillante come la neve fresca.  Cassini ha anche scoperto una cresta equatoriale di 20 km di altezza, che si estende quasi lungo tutto l’equatore della luna. 

Lune irregolari

Le lune irregolari sono piccoli satelliti con ampio raggio, orbite inclinate e spesso retrograde. Si ritiene che siano state acquisite dal pianeta madre attraverso un processo di cattura. Spesso fanno parte di famiglie collisionali o di gruppi. Poiché troppo piccole per essere risolte con un telescopio, non sono note con certezza né la loro dimensione precisa né la loro albedo, anche se quest’ultima si presume che sia piuttosto bassa, attorno al 6% (albedo di Febe) o meno. Le lune irregolari hanno generalmente spettri nel visibile e nell’infrarosso vicino dominati da bande di assorbimento dell’acqua. Esse sono di colore neutro o rossiccio, simili agli asteroidi di tipo C, di tipo P, o di tipo D, e decisamente meno rosse degli oggetti della fascia di Kuiper.

Gruppo Inuit

Il gruppo Inuit comprende cinque lune esterne con moto diretto; si possono considerare un gruppo perché hanno di abbastanza simile la distanza dal pianeta (186-297 raggi di Saturno), l’inclinazione orbitale (45-50°), e il colore. Le lune sono Ijiraq, Kiviuq, Paaliaq, Siarnaq, e Tarqeq. La più grande tra loro è Siarnaq, con una dimensione stimata di 40 km circa.

Gruppo Gallico

Le quattro lune che formano il gruppo Gallico hanno distanze dal pianeta da 207 a 302 raggi di Saturno, le inclinazioni orbitali di 35-40° e colori simili. Sono Albiorix, Bebhionn, Erriapo, e Tarvos. Al 2009, Tarvos era la luna più lontana da Saturno. Il più grande tra questi satelliti è Albiorix con una dimensione stimata di 32 km circa.

Gruppo Nordico

Il gruppo Nordico è costituito da 29 lune esterne con moto retrogrado. Esse sono Ægir, Bergelmir, Bestla, Farbauti, Fenrir, Fornjot, Greip, Hati, Hyrrokkin, Jarnsaxa, Kari, Loge, Mundilfari, Narvi, Febe, Skathi, Skoll, Surtur, Suttungr, Thrymr, Ymir, S/2004 S 7, S/2004 S 12, S/2004 S 13, S/2004 S 17, S/2006 S 1, S/2006 S 3, S/2007 S 2 e S/2007 S 3. Dopo Febe, Ymir è la più grande delle lune irregolari retrograde conosciute, con un diametro stimato di soli 18 km. Il gruppo Nordico potrebbe essere composto da diversi sottogruppi più piccoli.

Febe, con 214 km di diametro, è di gran lunga il più esteso dei satelliti irregolari di Saturno. Ha un’orbita retrograda e ruota sul suo asse ogni 9,3 ore. Febe è stata la prima luna di Saturno ad essere studiata in dettaglio da Cassini nel giugno 2004; durante questo incontro Cassini è stato in grado di mappare quasi il 90% della superficie della luna. Febe ha una forma quasi sferica e una densità relativamente elevata di circa 1,6 g/cm³.

Lune confermate

Le lune di Saturno sono elencate qui per periodo orbitale (o semiasse maggiore), da minore a maggiore. Le lune abbastanza estese per superficie da essere collassate in uno sferoide sono evidenziate in grassetto, mentre le lune irregolari sono elencate con sfondo rosso, arancio e grigio.

Legenda


Lune maggiori ghiacciate


Titano


Gruppo Inuit


Gruppo Gallico


Gruppo Nordico

 

N.

Nome IAU

Nome comune

Immagine

Diametro (km)

Massa
( × 1015  kg

Semiasse maggiore (km) 

Periodo orbitale (giorni)

Inclinazione

Eccentricità

Posizione

Anno
scoperta

01 1

 

S/2009 S 1

 

00003 ≈ 0,3 

000000000001 < 0,0001 

00117 ≈ 117 000 

000047 ≈ 0,47 

0 ≈ 0°

0 ≈ 0 

esterno anello B

2009

02 2

18 XVIII

Pan

 

0028 28,2 
(34 × 31 × 20)

0000000049 4,95 

00133 133 584 

0000575 +0,57505 

000001 0,001°

000035 0,000035 

Divisione Encke

1990

03 3

35 XXXV

Dafni

 

00077 7,6 
(9 × 8 × 6)

00000000008 0,084 

00136 136 505 

0000594 +0,59408 

000000 ≈ 0°

000000 ≈ 0 

Divisione Keeler

2005

04 4

15 XV

Atlas

 

0030 30,2 
(41 × 35 × 19)

0000000066 6,6 

00137 137 670 

0000601 +0,60169 

000003 0,003°

0012 0,0012 

pastore esterno anello A

1980

05 5

16 XVI

Prometeo

 

0086 86,2 
(136 × 79 × 59)

0000001595 159,5 

00139 139 380 

0000612 +0,61299 

000008 0,008°

0022 0,0022 

pastore interno anello F

1980

06 6

17 XVII

Pandora

 

0081 81,4 
(104 × 81 × 64)

0000001371 137,1 

00141 141 720 

0000628 +0,62850 

000050 0,050°

0042 0,0042 

pastore esterno anello F

1980

07 7

11 XI

Epimeteo

 

0113 116,2 
(130 × 114 × 106)

000000526 526,6 

00151 151 422 

0000694 +0,69433 

000335 0,335°

0098 0,0098 

co-orbitale con Giano

1977

08 8

10 X

Giano

 

0179 179,0 
(203 × 185 × 153)

000001897 1897,5 

001514 151 472 

0000694 +0,69466 

000165 0,165°

0068 0,0068 

co-orbitale con Epimeteo

1966

09 9

53 LIII

Egeone

 

00005 ≈ 0,5 

000000000001 ≈ 0,0001 

001675 167 500 

0000808 +0,80812 

000001 0,001°

0002 0,0002 

anello G

2008

10 10

01 I

Mimas

 

0397 396,4 
(416 × 393 × 381)

000037493 37 493 

00185 185 404 

0000942 +0,942422 

001566 1,566°

0202 0,0202 

 

1789

11 11

32 XXXII

Metone

 

00032 3,2 

00000000002 ≈ 0,02 

00194 194 440 

0001009 +1,00957 

000007 0,007°

0001 0,0001 

Alcionidi

2004

12 12

49 XLIX

Antea

 

0001 ≈ 1 

000000000007 ≈ 0,007 

00197 197 700 

0001036 +1,03650 

000100 0,1°

001 0,001 

Alcionidi

2007

13 13

33 XXXIII

Pallene

 

00044 5,0 
(6 × 6 × 4)

00000000005 ≈ 0,05 

00212 212 280 

0001153 +1,15375 

000181 0,181°

0040 0,0040 

Alcionidi

2004

14 14

02 II

Encelado

 

0504 504,2 
(513 × 503 × 497)

000108022 108 022 

00237 237 950 

0001370 +1,370218 

000010 0,010°

0047 0,0047 

Genera anello E

1789

15 15

03 III

Teti

 

1062 1 062 
(1077 × 1057 × 1053)

000617449 617 449 

00294 294 619 

0001887 +1,887802 

000168 0,168°

0001 0,0001 

 

1684

16 16

13 XIII

Telesto

 

0025 24,8 
(33 × 24 × 20)

00000000941 ≈ 9,41 

00294 294 619 

0001887 +1,887802 

001158 1,158°

0 0,000 

troiano anteriore di Teti

1980

17 17

14 XIV

Calipso

 

0021 21,4 
(30 × 23 × 14)

0000000063 ≈ 6,3 

00294 294 619 

0001887 +1,887802 

001473 1,473°

0 0,000 

troiano posteriore di Teti

1980

18 18

04 IV

Dione

 

1123 1122,8 
(1128 × 1123 × 1119)

001095452 1 095 452 

00377 377 396 

0002736 +2,736915 

000002 0,002°

0022 0,0022 

 

1684

19 19

12 XII

Elena

 

0033 35,2 
(43 × 38 × 26)

00000002446 ≈ 24,46 

00377 377 396 

0002736 +2,736915 

000212 0,212°

0022 0,0022 

troiano anteriore di Dione

1980

20 20

34 XXXIV

Polluce

 

00026 2,6 
(3 × 2 × 1)

00000000003 ≈ 0,03 

00377 377 396 

0002736 +2,736915 

000177 0,177°

0192 0,0192 

troiano posteriore di Dione

2004

21 21

05 V

Rea

 

1529 1527,0 
(1530 × 1526 × 1525)

002306518 2 306 518 

00527 527 108 

000451 +4,518212 

000327 0,327°

001258 0,001258 

 

1672

22 22

06 VI

Titano

 

51151 5 151 

13452 134 520 000 

0122 1 221 930 

001594 +15,94542 

0003485 0,3485°

0288 0,0288 

 

1655

23 23

07 VII

Iperione

 

0270 270 
(360 × 266 × 205)

000005620 5 620 

0148 1 481 010 

002127 +21,27661 

000568 0,568°

123006 0,123006 

in risonanza 4:3 con Titano

1848

24 24

08 VIII

Giapeto

 

1472 1468,6 
(1491 × 1491 × 1424)

001805635 1 805 635 

0356 3 560 820 

007932 +79,3215 

007570 15,47°

028613 0,028613 

 

1671

25 25

24 XXIV

Kiviuq

 

0016 ≈ 16 

00000000279 ≈ 2,79 

112 11 294 800 

0448 +448,16 

0490 49,087°

3288 0,3288 

Gruppo Inuit

2000

26 26

22 XXII

Ijiraq

 

0012 ≈ 12 

00000000118 ≈ 1,18 

113 11 355 316 

0451 +451,77 

0502 50,212°

3161 0,3161 

Gruppo Inuit

2000

27 27

09 IX

♣†Febe

 

0214 213,0 
(219 × 217 × 204)

000008292 8 292 

12869 12 869 700 

0545 −545,09 

1730 173,047°

156242 0,156242 

Gruppo Nordico

1899

28 28

20 XX

Paaliaq

 

0022 ≈ 22 

00000000725 ≈ 7,25 

15103 15 103 400 

0692 +692,98 

0461 46,151°

3631 0,3631 

Gruppo Inuit

2000

29 29

27 XXVII

Skathi

 

0008 ≈ 8 

00000000035 ≈ 0,35 

15672 15 672 500 

0732 −732,52 

1490 149,084°

246 0,246 

Gruppo Nordico (Skathi)

2000

30 30

26 XXVI

Albiorix

 

0032 ≈ 32 

0000000223 ≈ 22,3 

16266 16 266 700 

0774 +774,58 

0380 38,042°

477 0,477 

Gruppo Gallico

2000

31 31

 

S/2007 S 2

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

16650 16 560 000 

0792 −792,96 

1766 176,68°

2418 0,2418 

Gruppo Nordico

2007

32 32

37 XXXVII

Bebhionn

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

17153 17 153 520 

0838 +838,77 

0404 40,484°

333 0,333 

Gruppo Gallico

2004

33 33

28 XXVIII

Erriapo

 

0010 ≈ 10 

00000000068 ≈ 0,68 

17236 17 236 900 

0844 +844,89 

0381 38,109°

4724 0,4724 

Gruppo Gallico

2000

34 34

47 XLVII

Skoll

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

17473 17 473 800 

0862 −862,37 

1556 155,624°

418 0,418 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

35 35

29 XXIX

Siarnaq

 

0040 ≈ 40 

0000000435 ≈ 43,5 

17776 17 776 600 

0884 +884,88 

0457 45,798°

24961 0,24961 

Gruppo Inuit

2000

36 36

52 LII

Tarqeq

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

17911 17 910 600 

0894 +894,86 

0499 49,904°

1081 0,1081 

Gruppo Inuit

2007

37 37

 

S/2004 S 13

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

18056 18 056 300 

0905 −905,85 

1673 167,379°

261 0,261 

Gruppo Nordico

2004

38 38

51 LI

Greip

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

18065 18 065 700 

0906 −906,56 

1726 172,666°

3735 0,3735 

Gruppo Nordico

2006

39 39

44 XLIV

Hyrrokkin

 

0008 ≈ 8 

00000000035 ≈ 0,35 

18168 18 168 300 

0914 −914,29 

1532 153,272°

3604 0,3604 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

40 40

50 L

Jarnsaxa

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

18556 18 556 900 

0943 −943,78 

1628 162,861°

1918 0,1918 

Gruppo Nordico

2006

41 41

21 XXI

Tarvos

 

0015 ≈ 15 

0000000023 ≈ 2,3 

18562 18 562 800 

0944 +944,23 

0346 34,679°

5305 0,5305 

Gruppo Gallico

2000

42 42

25 XXV

Mundilfari

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

18725 18 725 800 

0956 −956,70 

1693 169,378°

198 0,198 

Gruppo Nordico

2000

43 43

 

S/2006 S 1

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

18930 18 930 200 

0972 -972,41 

1542 154,232°

1303 0,1303 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

44 44

 

S/2004 S 17

 

0004 ≈ 4 

00000000005 ≈ 0,05 

19099 19 099 200 

0985 −985,45 

1668 166,881°

226 0,226 

Gruppo Nordico

2004

45 45

38 XXXVIII

Bergelmir

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

19104 19 104 000 

0986 −985,83 

1573 157,384°

152 0,152 

Gruppo Nordico (Skathi)

2004

46 46

31 XXXI

Narvi

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

19395 19 395 200 

1008 −1008,45 

1372 137,292°

320 0,320 

Gruppo Nordico (Narvi)

2003

47 47

23 XXIII

Suttungr

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

19579 19 579 000 

1022 −1022,82 

1743 174,321°

131 0,131 

Gruppo Nordico

2000

48 48

43 XLIII

Hati

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

19709 19 709 300 

1033 −1033,05 

1631 163,131°

291 0,291 

Gruppo Nordico

2004

49 49

 

S/2004 S 12

 

0005 ≈ 5 

00000000009 ≈ 0,09 

19905 19 905 900 

1048 −1048,54 

1640 164,042°

396 0,396 

Gruppo Nordico

2004

50 50

40 XL

Farbauti

 

0005 ≈ 5 

00000000009 ≈ 0,09 

19984 19 984 800 

1054 −1054,78 

1583 158,361°

209 0,209 

Gruppo Nordico (Skathi)

2004

51 51

30 XXX

Thrymr

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

20278 20 278 100 

1078 −1078,09 

1745 174,524°

453 0,453 

Gruppo Nordico

2000

52 52

36 XXXVI

Ægir

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

20482 20 482 900 

1094 −1094,46 

1674 167,425°

237 0,237 

Gruppo Nordico

2004

53 53

 

S/2007 S 3

 

0005 ≈ 5 

00000000009 ≈ 0,09 

20518 20 518 500 

1100 ≈ −1 100 

1772 177,22°

130 0,130 

Gruppo Nordico

2007

54 54

39 XXXIX

Bestla

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

20570 20 570 000 

1101 −1101,45 

1473 147,395°

77 0,77 

Gruppo Nordico (Narvi)

2004

55 55

 

S/2004 S 7

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

20576 20 576 700 

1102 −1101,99 

1655 165,596°

5299 0,5299 

Gruppo Nordico

2004

56 56

 

S/2006 S 3

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

21076 21 076 300 

1142 −1142,37 

1508 150,817°

4710 0,4710 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

57 57

41 XLI

Fenrir

 

0004 ≈ 4 

00000000005 ≈ 0,05 

21930 21 930 644 

1212 −1212,53 

1628 162,832°

131 0,131 

Gruppo Nordico

2004

58 58

48 XLVIII

Surtur

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

22288 22 288 916 

1242 −1242,36 

1669 166,918°

3680 0,3680 

Gruppo Nordico

2006

59 59

45 XLV

Kari

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

22321 22 321 200 

1245 −1245,06 

1483 148,384°

3405 0,3405 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

60 60

19 XIX

Ymir

 

0018 ≈ 18 

00000000397 ≈ 3,97 

22429 22 429 673 

1254 −1254,15 

1721 172,143°

3349 0,3349 

Gruppo Nordico

2000

61 61

46 XLVI

Loge

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

22984 22 984 322 

1300 −1300,95 

1665 166,539°

139 0,1390 

Gruppo Nordico

2006

62 62

42 XLII

Fornjot

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

24504 24 504 879 

1432 −1432,16 

1678 167,886°

186 0,186 

   

 

Lune non confermate

I seguenti oggetti (osservati da Cassini) non sono stati confermati come corpi solidi. Non è ancora chiaro se siano satelliti veri o semplicemente addensamenti persistenti all’interno dell’anello F.

Nome

Immagine

Diametro (km)

Semiasse
maggiore (km)

Periodo
orbitale

Posizione

Anno scoperta

S/2004 S 6

 

≈ 3–5

≈ 140 130 

+0,61801 

oggetti vaghi attorno
all’anello F

2004

S/2004 S 3/S 4

         

 

Lune ipotetiche

Di due lune fu rivendicata la scoperta da più astronomi. L’orbita di entrambe era stata localizzata tra Titano e Iperione.  Sono Chirone e Temi, entrambe avvistate ma mai più osservate.

Alcuni asteroidi condividono gli stessi nomi delle lune di Saturno: 55 Pandora, 106 Dione, 577 Rea, 1809 Prometeo, 1810 Epimeteo e 4450 Pan. Inoltre, altri due asteroidi avevano condiviso i nomi di altrettante lune di Saturno fino a quando l’Unione Astronomica Internazionale (IAU) ha reso permanente le differenze di ortografia: Calipso e l’asteroide 53 Kalypso, Helene e l’asteroide 101 Helena.

Focus sulle maggiori lune di Saturno

Titano

Titano è il più grande satellite naturale di Saturno ed uno dei corpi rocciosi più massicci dell’intero sistema solare; supera in dimensioni (non in massa) Mercurio e per dimensioni e massa è il secondo satellite del sistema solare dopo Ganimede. Scoperto dall’astronomo olandese Christiaan Huygens nel 1655, Titano è stata la prima luna osservata di Saturno e la quinta nell’intero sistema solare. Si tratta dell’unico satellite del sistema solare in possesso di una densa atmosfera.

Risultato immagine per titano

Titano fotografato dalla Cassini da una distanza di circa 230.000 km

Titano è composto principalmente di ghiaccio d’acqua e materiale roccioso. La sua spessa atmosfera ha impedito l’osservazione della superficie, fino all’arrivo della missione spaziale Cassini-Huygens nel 2004, che ha permesso di raggiungere la superficie con un veicolo d’atterraggio. L’esplorazione della Cassini-Huygens ha portato alla scoperta di laghi di idrocarburi liquidi nelle regioni polari del satellite. Geologicamente la superficie è giovane; sono presenti alcune montagne e dei possibili criovulcani, ma è generalmente piatta e liscia con pochi crateri da impatto osservati.

Le dimensioni di Titano, in basso a sinistra, comparate con la Terra e la luna.

L’atmosfera di Titano è composta al 95% da azoto; sono presenti inoltre componenti minori quali il metano e l’etano, che si addensano formando nuvole. La temperatura superficiale media è molto vicina al punto triplo del metano dove possono coesistere le forme liquida, solida e gassosa di questo idrocarburo. Il clima, che include vento e pioggia di metano, ha creato caratteristiche superficiali simili a quelle presenti sulla Terra, come dune, fiumi, laghi e mari, e, come la Terra, presenta le stagioni. Con i suoi liquidi e la sua spessa atmosfera, Titano è considerato simile alla Terra primordiale, ma con una temperatura molto più bassa, dove il ciclo del metano sostituisce il ciclo dell’acqua del nostro pianeta.

 

Mosaico di immagini della superficie di Titano riprese dalla Cassini, filtrando l’atmosfera.

Osservazione

La magnitudine apparente di Titano dalla Terra in opposizione arriva a +8,4, sensibilmente meno brillante rispetto ai satelliti medicei di Giove, che con magnitudini attorno alla quinta o anche inferiori potrebbero anche essere scorti a occhio nudo, se non fossero immersi nella luce del pianeta. Il satellite non si trova mai ad una distanza angolare da Saturno superiore a 77 secondi d’arco, e sebbene invisibile ad occhio nudo, Titano può essere individuato attraverso piccoli telescopi (con diametro maggiore di 5 cm) o binocoli particolarmente potenti. Il diametro apparente del suo disco è mediamente pari a 0,8 secondi d’arco.

Dalla scoperta all’era spaziale

Prima dell’era spaziale non furono registrate molte osservazioni di Titano. Nel 1907 l’astronomo spagnolo Josep Comas i Solà osservò un oscuramento al bordo di Titano, la prima evidenza che esso era dotato di un’atmosfera. Nel 1944 Gerard P. Kuiper utilizzando una tecnica spettroscopica rilevò la presenza di metano nell’atmosfera.

Missioni spaziali

La prima sonda spaziale a visitare il sistema di Saturno fu il Pioneer 11 nel 1979, che confermò che Titano era troppo freddo per poter sostenere la vita. Il Pioneer 11 trasmise le prime immagini ravvicinate di Saturno e Titano, la cui qualità fu superata da quelle delle due Voyager, che sarebbero transitate per il sistema nel 1980 e nel 1981.

 Teti mentre passa dietro Titano da destra verso sinistra.

La traiettoria della Voyager 1, in particolare, fu modificata per ottenere un sorvolo ravvicinato di Titano (impedendole in tal modo di raggiungere Plutone), ma non era provvista di alcuno strumento in grado di vedere attraverso la densa atmosfera del satellite, circostanza questa che non era stata prevista. Solo molti anni più tardi tecniche di manipolazione intensiva delle immagini riprese attraverso il filtro arancione della sonda hanno permesso di ricavare quelle che sono a tutti gli effetti le prime fotografie mai scattate della regione luminosa di Xanadu, ritenuta dagli scienziati un altopiano, e la pianura scura di Shangri-La.

Titan globe.jpg

Shangri-La è l’area vasta e scura al centro di questa immagine di Titano

Quando la Voyager 2 raggiunse il sistema di Saturno apparve chiaro che un possibile cambio di traiettoria per favorire un incontro ravvicinato con Titano avrebbe impedito la prosecuzione del viaggio verso Urano e Nettuno. Dati gli scarsi risultati ottenuti dalla sonda gemella, la NASA decise di rinunciare alla possibilità e la sonda non fu attivamente impiegata per uno studio intensivo di Titano.

Cassini-Huygens

Anche dopo le missioni delle due Voyager, la superficie di Titano rimaneva sostanzialmente un mistero, così come lo era stato nel XVII secolo per Giovanni Cassini e Christiaan Huygens, e così quasi tutti i dati conosciuti sul satellite sono dovuti alla missione Cassini-Huygens. La sonda ha raggiunto Saturno il 1º luglio 2004 quando ha avviato le prime attività di mappatura della superficie di Titano attraverso strumenti radar. Il primo sorvolo diretto del satellite è avvenuto il 26 ottobre 2004 ad una distanza di appena 1 200 km dall’atmosfera. Gli strumenti della Cassini hanno individuato strutture superficiali chiare e scure che sarebbero state invisibili all’occhio umano.

Titan

sopra Huygens scende su Titano

sotto un panoramica di Titano ripresa dalla Huygens

Risultato immagine per titano

Dalla sonda madre è stato sganciato il modulo di terra Huygens, privo di motori, che il 14 gennaio 2005 si è tuffato con successo nella densa atmosfera di Titano raggiungendone la superficie dopo una discesa di circa due ore. La sonda era equipaggiata per galleggiare temporaneamente su eventuali mari o laghi la cui esistenza era stata ipotizzata, ma atterrò su un suolo apparentemente asciutto. La consistenza è tuttavia risultata simile a quella della sabbia bagnata ed è stato ipotizzato che il terreno possa essere periodicamente irrorato da flussi liquidi. Il sorvolo ravvicinato più vicino Cassini lo fece il 21 giugno 2010, transitando a 880 km dalla superficie. Le regioni dove sono stati trovati abbondanti liquidi, sotto forma di laghi e mari, erano concentrate soprattutto nei pressi del polo nord.

 

 
 

sopra, foto del sito di atterraggio catturata dalla sonda Huygens.

sotto, una rappresentazione artistica del sito di atterraggio e della sonda

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Huygens

La sonda Huygens si posò sulla superficie di Titano il 14 gennaio 2005, non lontano da una zona ora chiamata Adiri. La sonda fotografò un altopiano chiaro, composto principalmente da ghiaccio, letti di fiumi scuri, dove si ritiene scorra periodicamente metano liquido, e pianure, anch’esse scure, dove questi liquidi si raccolgono provenienti dall’altopiano. Dopo essere atterrata, Huygens fotografò una piana scura coperta da piccole rocce e sassi, composti da ghiaccio d’acqua. Nella unica foto ripresa da Huygens, le due rocce che appaiono appena in basso del centro dell’immagine sono più piccole rispetto alle apparenze: quella di sinistra è di 15 centimetri di diametro e quella nel centro 4 centimetri, e distano circa 85 centimetri dalla sonda. Le rocce mostrano segni di erosione alla base, che suggerisce una possibile attività fluviale. La superficie, più scura del previsto, è costituita da una miscela di acqua e idrocarburi ghiacciati. Ben visibile è anche la foschia di idrocarburi sovrastante il paesaggio.

sopra un fih-eye di Titano scattato da Huygens

sotto un collage fotografico della discesa di Huygens

Oltre ad osservazioni di remote sensing (una camera e una radar SAR) Huygens ha fornito una serie di registrazioni dei suoni atmosferici (in particolare del rombo del vento durante l’atterraggio) captati dalla sonda durante la discesa. Le registrazioni audio sono state realizzate in laboratorio elaborando i dati forniti dai microfoni montati sulla sonda (Acoustic Sensor Unit).

Proposte di missioni future

Considerato l’interesse sollevato nella comunità scientifica sin dai primi risultati della missione Cassini-Huygens, le principali agenzie spaziali hanno valutato varie proposte per missioni spaziali successive. Nel 2006, la NASA ha studiato una missione che prevedeva l’esplorazione dei maggiori laghi di Titano tramite un lander galleggiante, per un periodo di 3-6 mesi, denominata Titan Mare Explorer. Il lancio era stato proposto per il 2016, con arrivo su Titano nel 2023, tuttavia, nel 2012, l’agenzia spaziale statunitense ha preferito privilegiare una missione meno avveniristica quale InSight, destinata allo studio di Marte. Il progetto del lander su Titano confluì nella missione Titan Saturn System Mission. La Titan Saturn System Mission (TSSM) è stata proposta come una possibile missione congiunta della NASA e dell’ESA, diretta all’esplorazione di Titano ed Encelado e comprende un orbiter per lo studio di Titano e degli altri corpi che compongono il sistema di Saturno, una mongolfiera per lo studio dell’atmosfera e della superficie di Titano ed un lander acquatico, TiME, per lo studio dei mari. Nonostante nel febbraio del 2009 sia stata data la priorità alla missione Europa Jupiter System Mission, ufficialmente la TSSM rimane in gara per una successiva selezione di una missione con lancio successivo al 2020.

Nel 2012 Jason Barnes, uno scienziato dell’Università dell’Idaho propose un’altra missione, la Aerial Vehicle for In-situ and Airborne Titan Reconnaissance (AVIATR). Il progetto prevede il volo nell’atmosfera di Titano di un aereo senza pilota o comandato da un drone, per catturare immagini in alta definizione della superficie. Il progetto, che stimava un costo di 715 milioni di dollari non è stato tuttavia approvato dalla NASA e il suo futuro rimane incerto. La società privata spagnola SENER e il Centro de Astrobiologia di Madrid hanno progettato nel 2012 un altro lander acquatico per l’esplorazione di un lago. La sonda è stata denominata Titan Lago In-situ Sampling automotrici Explorer (TALISE) e si differenzia dalla proposta TiME principalmente perché sarebbe dotata di un proprio sistema di propulsione che le consentirebbe di spostarsi liberamente, per un periodo di 6 mesi, attraverso il Ligeia Mare.

Parametri orbitali e rotazione

Titano ruota attorno a Saturno in 15 giorni e 22 ore, su un’orbita avente un semiasse maggiore di 1 221 870 km e un’eccentricità di 0,028, quindi relativamente bassa, ed un’inclinazione di 0,348° rispetto al piano equatoriale di Saturno. Come la Luna e altri satelliti dei giganti gassosi, il periodo orbitale è identico al suo periodo di rotazione; Titano è quindi in rotazione sincrona con Saturno.

Titano è in risonanza orbitale 3:4 con il piccolo ed irregolare Iperione. Da un’analisi basata su modelli teorici è ritenuta improbabile un’evoluzione lenta e progressiva della risonanza, durante la quale Iperione sarebbe migrato da un’orbita caotica all’attuale. Piuttosto Iperione si è probabilmente formato in una fascia orbitale stabile mentre Titano, più massiccio, assorbiva o scacciava gli oggetti che gli si trovavano in fasce orbitali intrinsecamente instabili.

Composizione

Titano ha un diametro di 5 150 km, maggiore di quello di Mercurio (4 879 km). Prima dell’esplorazione della sonda Voyager 1 Titano era ritenuto il satellite più grande del sistema solare, con un diametro superiore a quello di Ganimede (5 262 km). Tuttavia le osservazioni dalla Terra avevano sovrastimato le dimensioni reali del corpo, a causa della sua densa atmosfera che lo faceva apparire di dimensioni maggiori.

Le proprietà fisiche di Titano sono simili a quelle di Ganimede e Callisto, e sulla base della sua densità, pari a 1,88 g/cm³, si può ritenere che il satellite sia formato verosimilmente per metà da ghiaccio e per l’altra metà da materiale roccioso, una composizione molto simile a quelle di Dione e Encelado, anche se con una densità maggior a causa della compressione gravitazionale.

La massa di Titano è 1,345 × 1023 kg, che equivale a 1/44 della massa terrestre, 2,5 inferiore a quella di Mercurio nonostante il pianeta sia più piccolo. Anche in termini di massa Titano è al secondo posto tra i satelliti del sistema solare, leggermente superato sempre da Ganimede.

Struttura interna

La sua struttura interna è probabilmente stratificata, con un nucleo roccioso dal diametro di circa 3- 400 km circondato da strati composti da diverse forme cristalline del ghiaccio. L’interno di Titano potrebbe essere ancora caldo e vi potrebbe essere uno strato liquido composto da acqua ed ammoniaca situato fra il nucleo roccioso e la crosta ghiacciata. Prove a sostegno di questa ipotesi sono state scoperte dalla sonda Cassini, nella forma di onde radio ELS naturali, nell’atmosfera della luna. Si ritiene che la superficie di Titano sia poco riflettente per le onde ELS; quindi queste dovrebbero venir riflesse da una superficie di separazione tra uno strato ghiacciato ed uno liquido in un oceano presente al di sotto della superficie. Inoltre, dal confronto fra le immagini raccolte nell’ottobre del 2005 ed il maggio del 2007, appare evidente una traslazione della crosta anche di 30 km, per effetto dei venti atmosferici. Ciò avvalora l’ipotesi della presenza di uno strato liquido all’interno del satellite sul quale galleggerebbe il leggero strato superficiale. Sebbene la composizione chimica sia analoga a quella degli altri satelliti di Saturno, in particolare Rea, Titano ha densità maggiore per via della compressione gravitazionale.

Schema della struttura interna di Titano

Analizzando dati della sonda Cassini, nel 2014 alcuni ricercatori del Jet Propulsion Laboratory hanno presentato un modello della struttura interna di Titano. Gli scienziati hanno confermato che il guscio esterno di Titano è rigido e che la densità presente al suo interno dev’essere relativamente elevata per poter spiegare i dati sulla gravità riscontrati, e viene quindi suggerito che l’oceano sotto la superficie della luna è composto da acqua mista a diversi sali di zolfo, sodio e potassio, rendendo l’oceano paragonabile a quello dei laghi e mari più salati della Terra, come ad esempio il Mar Morto.

Superficie

La missione Cassini ha rilevato che la superficie di Titano è relativamente liscia. Le poche formazioni simili a crateri da impatto sembra siano state riempite da piogge di idrocarburi o vulcani. L’area attualmente mappata non sembra presentare variazioni in altezza maggiori di 50 m. Tuttavia l’altimetria radar ha coperto al momento solo parte della regione polare Nord.

Immagine della superficie di Titano scattata dalla Cassini.

La superficie di Titano è segnata da vaste regioni di terreno chiaro e scuro, inclusa un’area grande come l’Australia identificata dalle immagini all’infrarosso provenienti dal telescopio spaziale Hubble e dalla sonda Cassini. Questa regione è stata chiamata Xanadu ed è relativamente elevata. Ci sono altre zone scure presenti su Titano osservate dal suolo e dalla sonda Cassini. Si ipotizza che possano essere laghi di metano o etano, ma altre osservazioni sembrano indicare altre ipotesi. Inoltre sono stati individuati alcuni segni lineari che potrebbero indicare attività tettoniche e regioni con materiale chiaro intersecate da lineamenti scuri.

Una delle prime immagini radar della complessa superficie di Titano

L’ipotesi della presenza di laghi di metano, formulata da tempo, ha trovato conferma grazie alla missione Cassini nelle analisi dei dati raccolti che hanno permesso di identificare un lago contenente etano, in una soluzione liquida assieme a metano ed altri idrocarburi. Questa scoperta conferma la teoria che sul satellite di Saturno sia presente un ciclo idrologico basato sul metano analogo a quello terrestre basato sull’acqua. Sono stati infatti trovati indizi consistenti di fenomeni di evaporazione, piogge e canali naturali scavati da fluidi.

One of Titan's Earth-like lakes

sopra un lago di metano su Titano

Nel dicembre del 2009 la NASA ha annunciato ufficialmente, dopo esserne stata a conoscenza fin dal 2007, la presenza di un lago di metano, battezzato Kraken Mare, dall’estensione di 400 000 km². Il lago non è stato osservato direttamente dagli scienziati, ma la sua presenza è stata intuita grazie ai dati elaborati dallo spettrometro a infrarossi presente sulla sonda Cassini. Il secondo grande lago di cui si è attestata l’esistenza è stato il Ligeia Mare, a questi due sono seguiti molti altri laghi di dimensioni inferiori. Dalle immagini scattate dalla sonda nel dicembre del 2012, alcune evidenziano una vallata che sfocia nel Kraken Mare, attraversata da un fiume di idrocarburi lungo quasi 400 km.

Inoltre la sonda Cassini ha osservato variazioni della superficie coerenti con eruzioni di criovulcani. A differenza dei vulcani attivi sulla Terra i vulcani di Titano eruttano presumibilmente acqua, ammoniaca e metano nell’atmosfera, dove congelano rapidamente ricadendo al suolo. Un’alternativa a questa ipotesi è che le variazioni superficiali siano derivate dallo spostamento di detriti in seguito a piogge di idrocarburi.

Atmosfera

Titano è l’unico satellite naturale del sistema solare a possedere una consistente atmosfera, composta per il 95% circa da azoto, da un 5% di metano e tracce minime di altri gas. Nella stratosfera l’azoto è presente al 98,4%, contro l’1,4% di metano, che assieme all’etano è il componente principale delle nubi. La sua scoperta risale al 1944 quando Gerard Kuiper, facendo uso di tecniche spettroscopiche, stimò la pressione parziale del metano in 10 kPa. In seguito le osservazioni condotte da distanza ravvicinata nell’ambito del programma Voyager hanno permesso di determinare che l’atmosfera titaniana è più densa di quella terrestre, con una pressione alla superficie di circa il 50% maggiore, e il suo imponente spessore rende impossibile l’osservazione diretta della superficie. A causa della minor gravità della luna, l’atmosfera di Titano si estende maggiormente al di sopra della superficie rispetto all’atmosfera terrestre, arrivando a 600 km di altezza sulla superficie e anche più, considerando che è stata rilevata la presenza di molecole complesse e ioni anche ad un’altezza di 950 km sopra la superficie.

Titano in falsi colori; visibili dettagli della sua superficie e lo spessore della sua atmosfera.

Le osservazioni compiute della sonda Cassini suggeriscono che l’atmosfera di Titano ruota più velocemente della sua superficie, così come avviene nel caso di Venere. La velocità dei venti su Titano è stata misurata dalla velocità delle nubi, in realtà poco presenti nell’atmosfera della luna. Tra una decina di nubi monitorate dalla sonda Cassini la velocità massima registrata è stata di 34 m/s, coerente coi modelli meteorologici previsti per Titano.

Nel settembre 2013, è stato rilevato propilene nell’atmosfera di Titano, ed era la prima volta che questo idrocarburo veniva trovato in un’atmosfera che non fosse quella terrestre. Alchene usato Terra per produrre materiale plastico, la sua scoperta risolve anche una lacuna risalente al passaggio della sonda Voyager 1, avvenuto nel 1980, che aveva rivelato la presenza di vari idrocarburi, prodotti dalla scissione del metano causati dalla radiazione solare, e aveva rilevato la presenza, oltre che del metano, dell’etano e del propano, tuttavia, non era rilevata traccia di propilene, molecola peraltro intermedia tra quelle più pesanti, come il propano, e quelle più leggere, come il propino. Osservazioni con il radiotelescopio ALMA hanno confermato la presenza in atmosfera di cianuro di vinile, un composto chimico organico le cui molecole, in particolari condizioni possono aggregarsi formando microscopiche strutture a bolla.

Clima

Titano riceve solo l’1% della radiazione solare che riceve la Terra e la sua temperatura superficiale è di 94 K (−179.2 °C). Il metano presente nell’atmosfera crea un effetto serra su Titano, senza il quale Titano sarebbe di 21 K più freddo. Tuttavia, esiste anche un effetto serra al contrario, creato dalla foschia ad alta quota, trasparente all’infrarosso ma che riflette la radiazione solare, e riduce la temperatura superficiale di 9 K. Sommando i due effetti risulta che la temperatura su Titano è 12 K maggiore della temperatura di equilibrio, cioè 94 K invece di 82 K.

 Grafico di temperatura, pressione ed altri aspetti dell’atmosfera e del clima di Titano. Gli strati di foschia nell’atmosfera abbassano la temperatura nelle zone più basse, mentre il metano alza la temperatura sulla superficie.

Le nubi di Titano, probabilmente composte da metano, etano e altre sostanze organiche semplici, sono sparse e variabili nella foschia generale dell’atmosfera. I risultati della sonda Huygens indicano che su Titano piove periodicamente metano liquido e altri composti organici.

Sopra le nubi di Titano riprese dalla Voyager 1.
Sotto nubi e strutture atmosferiche
 

Le nubi in genere coprono l’1% del disco di Titano, anche se sono stati osservati eventi in cui la copertura nuvolosa si espandeva rapidamente fino a coprire l’8% della superficie. Un’ipotesi afferma che le nubi si formano quando aumenta la radiazione solare, che riscalda e solleva l’atmosfera.

sopra e sotto nubi di ghiaccio di metano su Titano

Risultato immagine per titano

Vita su Titano

L’attuale composizione atmosferica di Titano è ritenuta essere simile a quella della seconda atmosfera della Terra (quella che precedette e condusse allo sviluppo degli esseri viventi che rilasciarono l’ossigeno in atmosfera), sebbene non si possa stabilire una completa analogia perché Titano è lontano dal Sole e freddo. La presenza nell’atmosfera di composti organici complessi lo rende oggetto di notevole interesse per gli esobiologi. L’esperimento di Miller-Urey ed altre prove in laboratorio dimostrano come si possano sviluppare, in un’atmosfera simile a quella di Titano ed in presenza di radiazione ultravioletta, molecole complesse come la tolina.

Gli esperimenti suggeriscono che vi sia materiale organico sufficiente perché su Titano possa avvenire l’evoluzione chimica avvenuta sulla Terra. Perché questo avvenga, tuttavia, si presuppone che sia presente acqua liquida per periodi più lunghi di quelli attualmente osservati. Se la crosta di Titano si compone grandemente di ghiaccio d’acqua, è stato ipotizzato che un impatto ad alta velocità di un corpo celeste potrebbe comportare la formazione di un lago d’acqua che si manterrebbe liquida per centinaia d’anni, periodo sufficiente per la sintesi di molecole organiche complesse. Inoltre, se l’interno della luna fosse completamente roccioso, le maree gravitazionali di Saturno avrebbero condotto alla formazione di rilievi di altezze piuttosto significative; viceversa, le rilevazioni della sonda Cassini indicano che questi raggiungono altezze piuttosto modeste. Ciò può essere giustificato dalla presenza di un oceano di acqua mista ad ammoniaca sotto la crosta e, sebbene vi si raggiungerebbero condizioni estreme per organismi terrestri, è stato comunque ipotizzato che possa ospitare organismi viventi.

Infine, potrebbero essersi evolute su Titano forme di vita che non hanno bisogno d’acqua liquida. Alcuni astrobiologi ritengono possibile infatti l’esistenza di forme di vita basate sul metano. Questa ipotesi è supportata da alcune recenti osservazioni: molecole di idrogeno scendono nell’atmosfera di Titano e scompaiono in superficie, sulla quale è stata altresì rivelata la mancanza di acetilene, composto che dovrebbe invece trovarvisi in abbondanza e che potrebbe essere la migliore fonte di energia per una vita a base di metano. Il ciclo degli idrocarburi imiterebbe dunque il ciclo dell’acqua sulla Terra ed eventuali organismi potrebbero utilizzare idrogeno e acetilene per produrre metano, senza necessità di acqua liquida.

Encelado

Scoperto il 28 agosto 1789 da William Herschel, è il sesto satellite naturale di Saturno in ordine di grandezza. Fino al passaggio delle due sonde Voyager, all’inizio degli anni 1980, le caratteristiche di questo corpo celeste erano poco conosciute, a parte l’identificazione di ghiaccio d’acqua sulla superficie. Le sonde hanno mostrato che questo satellite ha un diametro di soli 500 km e riflette quasi il 100% della luce solare. La Voyager 1 ha permesso di scoprire che Encelado orbita nella regione più densa dell’anello E di Saturno mentre Voyager 2 ha rivelato che nonostante le sue piccole dimensioni il satellite presenta regioni che variano da superfici antiche con molti crateri da impatto a zone recenti datate circa 100 milioni di anni.

Risultato immagine per encelado

i due emisferi di Encelado fotografato dalla Cassini

A Tale of Two Hemispheres

Nel 2005, grazie a diversi voli ravvicinati della sonda Cassini, sono stati rivelati dettagli della superficie che hanno risposto a molte delle domande aperte dalle sonde Voyager e ne hanno poste di nuove. In particolare la sonda ha scoperto un pennacchio ricco d’acqua che si erge nella regione polare sud. Questa scoperta, assieme alla presenza di fuoriuscite di calore interno e di pochi crateri da impatto nel polo sud, indica che Encelado è attualmente geologicamente attivo. Le lune nei sistemi dei giganti gassosi sono spesso intrappolate in risonanze orbitali che comportano delle librazioni forzate o a eccentricità orbitali; la vicinanza con il pianeta madre può indurre inoltre il riscaldamento del satellite generato dalle forze mareali.

Risultato immagine per encelado nasa pictures

sopra i pennacchi dei geysers al polo sud di Encelado fotografati dalla Cassini

sotto una rappresentazione dell’attività eruttiva su Encelado

Enceladus Hydrothermal Activity

Encelado è uno dei tre corpi celesti del sistema solare esterno (assieme alla luna Io di Giove e la luna Tritone di Nettuno) dove sono state osservate delle eruzioni attive. Le analisi dei gas emessi suggeriscono che siano stati generati da acqua liquida situata sotto la superficie. Assieme alle analisi chimiche del pennacchio, queste scoperte hanno alimentato le ipotesi che Encelado sia un importante soggetto di studio nel campo dell’esobiologia. Inoltre è stato suggerito che Encelado sia la fonte dei materiali dell’anello E.

Osservazione

Encelado è stato scoperto da Fredrick William Herschel il 28 agosto 1789, con l’uso del suo nuovo telescopio da 1,2 m, il più grande del mondo in quel tempo. Herschel ha osservato per la prima volta questo satellite nel 1787, ma non lo riconobbe con il suo piccolo telescopio da 16,5 cm di apertura. La debole magnitudine (circa +11,7) e la sua vicinanza al brillante Saturno e ai suoi anelli, rendono difficile l’osservazione di Encelado dalla Terra e richiede un telescopio con una apertura di 15–30 cm, a seconda delle condizioni atmosferiche e dell’inquinamento luminoso della zona di osservazione. Come molti satelliti di Saturno scoperti prima dell’era spaziale, venne osservato per la prima volta quando gli anelli di Saturno sono posizionati “di taglio” rispetto alla Terra, ovvero quando il nostro pianeta è all’interno del piano degli anelli durante l’equinozio del gigante gassoso. In questi periodi la luminosità degli anelli è ridotta e facilita l’osservazione di Encelado. Prima del programma Voyager, sono stati compiuti pochi miglioramenti nella visione del satellite rispetto al punto luminoso visto da Herschel ed è stato possibile stimare solo le caratteristiche orbitali, la massa, la densità e l’albedo.

Esplorazione

Incontri della sonda Cassini con Encelado

Data

Distanza (km)

17 febbraio 2005

1 264

9 marzo 2005

500

29 marzo 2005

64 000

21 maggio 2005

93 000

14 luglio 2005

175

12 ottobre 2005

49 000

24 dicembre 2005

94 000

17 gennaio 2006

146 000

9 settembre 2006

40 000

9 novembre 2006

95 000

28 giugno 2007

90 000

30 settembre 2007

98 000

12 marzo 2008

52

30 giugno 2008

84 000

11 agosto 2008

54

9 ottobre 2008

25

31 ottobre 2008

200

8 novembre 2008

52 804

2 novembre 2009

103

21 novembre 2009

1 607

28 aprile 2010

103

18 maggio 2010

201

28 ottobre 2015

48

 

Le prime immagini ravvicinate sono state ottenute dalle sonde Voyager. Voyager 1 è stata la prima a sorvolare il satellite ad una distanza di 202 000 km il 12 novembre 1980. Le immagini acquisite da questa distanza hanno una risoluzione spaziale bassa, ma hanno rivelato una superficie altamente riflettente priva di crateri da impatto, che ne ha suggerito un’età relativamente recente del satellite. Voyager 1 confermò che Encelado è circondato dalla regione a maggiore densità dell’anello E di Saturno. In combinazione con la recente formazione della superficie, gli scienziati hanno dedotto che l’anello E si sarebbe generato dalle particelle emesse dalla superficie del satellite. La Voyager 2 ha sorvolato Encelado da una distanza inferiore (87.010 km) il 26 agosto 1981, cosa che ha permesso la ripresa di immagini a risoluzione superiore che hanno confermato la giovane natura della sua superficie.

Encelado nelle immagini della Voyager 1

sopra una immagine di Saturno ed Encelado scattata dalla Voyager 1

sotto un’altra immagine della Voyager 1 che mostra un pennacchio su Encelado ed un particolare dello stesso

Una composizione di Saturno ed Encelado basata sulle immagini riprese dalla Voyager 1 il 13 novembre 1980.

I geyser di Encelado forse ripresi dalla Voyager 1

La superficie presenta diverse regioni con differenti età, tra cui una zona a latitudini medio-alte con molti crateri e un’altra con pochi crateri vicino all’equatore. Questa diversità geologica contrasta con la superficie antica e coperta di crateri di Mimas, un altro satellite di Saturno con dimensioni leggermente inferiori. La giovane epoca di formazione geologica fu una grande sorpresa per la comunità scientifica, poiché nessuna teoria era in grado di spiegare come un corpo celeste così piccolo (e freddo, paragonato a Io) poteva avere segni di una tale attività. Tuttavia Voyager 2 non riuscì a determinare se Encelado era attivo oppure se era la sorgente dei materiali dell’anello E.

File:Enceladus - Voyager 2.jpg

Encelado ripreso dalla Voyager 2

La risposta a questi ed altri interrogativi ha dovuto attendere fino all’arrivo della sonda Cassini che entrò in orbita di Saturno il 1º luglio 2004. Dati i risultati ricavati dalla sonda Voyager 2, Encelado venne considerato una priorità nelle indagini di Cassini e vennero pianificati diversi sorvoli ravvicinati entro 1,500 km di distanza e vari sorvoli “di opportunità” ad una distanza inferiore a 100.000 km. I sorvoli compiuti hanno rivelato importanti informazioni sulla superficie, come la scoperta di vapore acqueo che si sprigiona dalla regione polare sud.

This dramatic view from NASA's Cassini spacecraft looks across the region of Enceladus' geyser basin and down on the ends of the Baghdad and Damascus fractures that face Saturn.

una ripresa della zona dei geysers su Encelado ripresa dalla Cassini durante un sorvolo ravvicinato

Caratteristiche fisiche

Orbita

Encelado è uno dei più grandi satelliti interni di Saturno, il quattordicesimo in ordine di distanza, all’interno dell’anello più esterno di Saturno, un anello grande e diffuso, composto da materiali microscopici di ghiaccio e polvere, emessi in buona parte dallo stesso Encelado, che si estende dall’orbita Mimas fino all’orbita di Rea.

 L’orbita di Encelado (evidenziata in rosso) rispetto al polo nord di Saturno

La distanza dal centro del pianeta madre è di 238.000 km e 180.000 km dal confine dell’atmosfera, tra le orbite di Mimas e Teti. L’orbita richiede 32,9 ore (sufficientemente veloce per rendere osservabile il movimento del satellite durante una notte). La risonanza orbitale è in rapporto di 2:1 con quella di Dione, compiendo due orbite per ogni orbita effettuata da Dione. Questa risonanza aiuta a mantenere l’eccentricità orbitale di 0,0047 e fornisce il calore per l’attività geologica.

Come molti dei satelliti maggiori di Saturno, ha una rotazione sincrona con il periodo orbitale, mantenendo una faccia puntata sempre verso Saturno. A differenza della Luna, Encelado non sembra possedere un movimento di librazione attorno al suo asse di rotazione, tuttavia le analisi della forma di questo corpo celeste suggeriscono che in qualche momento possedeva una librazione forzata. Essa potrebbe aver costituito un ulteriore fonte di calore.

Interazione con l’anello E

L’anello E è il più esterno ed esteso tra gli anelli di Saturno. Costituito da materiali microscopici composti da polvere e ghiaccio, si estende dall’orbita di Mimas e Teti, anche se alcune osservazioni suggeriscono che possa estendersi oltre l’orbita di Titano. I modelli matematici hanno tuttavia mostrato che un tale anello sarebbe instabile, e avrebbe una vita compresa tra 10.000 e un milione di anni, dovendo allora essere costantemente rifornito di particelle. Encelado orbita all’interno di questo anello, nel punto dove è più stretto ma possiede maggiore densità, ed è stato ipotizzato che sia la fonte principale delle particelle dell’anello. Questa ipotesi è stata confermata da un sorvolo della sonda Cassini.

 L’orbita di Encelado, in rapporto con l’anello E di Saturno

Ci sono di fatto due meccanismi che riforniscono l’anello con le particelle: la prima, e probabilmente la più importante fonte di materiali proviene dal pennacchio criovulcanico nella regione polare sud, dato che la velocità di fuga del satellite è bassa (solo 866 km/h). Il secondo meccanismo proviene dal bombardamento meteorico del satellite che solleva particelle di polvere dalla superficie. Questo fenomeno non è unico, ma è presente per tutte le lune di Saturno che orbitano all’interno dell’anello E.

Dimensione e forma

Encelado è un satellite relativamente piccolo, con un diametro medio di 505 km, solo un settimo del diametro della Luna. La massa e le dimensioni lo rendono il sesto satellite più grande di Saturno dopo Titano (5150 km), Rea (1530 km), Giapeto (1440 km), Dione (1120 km) e Teti (1050 km), oltre ad essere uno dei più piccoli satelliti di forma sferica.

Sopra – Confronto tra le dimensioni della Terra e di Encelado
Sotto – Confronto tra le Dimensione di Encelado ed il Regno Unito
 
 

La forma è di un ellissoide schiacciato e le dimensioni (calcolate dalle immagini riprese dagli strumenti della sonda Cassini) sono di 513(a)×503(b)×497(c) km dove (a) corrisponde al diametro in direzione di Saturno, (b) al diametro tra il polo più lontano e il più vicino lungo l’orbita e (c) alla distanza tra i poli nord e sud.

Encelado (in alto a sinistra) transita su Titano, ripreso dalla Cassini. Encelado era a 4,1 milioni di chilometri di distanza e Titano 1,2 milioni di chilometri più lontano

Superficie

Almeno cinque tipi diversi di terreno sono stati identificati su Encelado. Oltre ai crateri, ci sono pianure lisce, estese fessure lineari e catene montuose.

Mappa in piano della superficie di Encelado basata su immagini della Cassini

Una parte della superficie è relativamente giovane, probabilmente meno di 100 milioni di anni. Questo significa che Encelado è stato recentemente attivo con qualche tipo di criovulcanismo o altro processo di rinnovamento della superficie. Il ghiaccio recente e pulito che domina la sua superficie dà a Encelado l’albedo più alto di qualunque altro corpo nel sistema solare, 0,99. Poiché riflette così tanta luce solare, la temperatura di superficie media è di soli -201 °C.

Sopra - Mosaico ad alta risoluzione della superficie di Encelado con differenti tipi di terreno

 
 
sopra – Visuale in falsi colori ripresa dalla Cassini della superficie di Encelado, dove sono presenti diverse caratteristiche di origine tettonica, tra cui il cratere Dunyazad

Encelado è troppo piccolo per essere ancora scaldato dal decadimento radioattivo al suo interno, ma è in risonanza orbitale 2:1 con Dione, in modo simile a ciò che accade tra Io ed Europa, e questo può offrire un meccanismo di riscaldamento mareale; tuttavia è probabilmente insufficiente per sciogliere il ghiaccio d’acqua. Perciò Encelado potrebbe essere composto di qualche materiale con punto di fusione più basso, invece che dall’acqua pura, sebbene nessuna traccia di tale materiale è stata trovata dal VIMS (Spettrometro visuale e infrarosso) della Cassini. Comunque ci sono fessure, pianure, terreno corrugato e altre deformazioni della crosta che indicano che l’interno della luna può essere liquido, anche se sarebbe dovuto gelare miliardi di anni fa.

Le osservazioni effettuate nel 2005 dalla sonda Cassini hanno rivelato ulteriori caratteristiche della superficie, ad esempio le pianure lisce osservate dalla Voyager 2 sono state riprese ad una maggiore risoluzione, rivelando delle regioni relativamente libere da crateri che presentano molte piccole creste e scarpate. Inoltre, le diverse fratture all’interno delle regioni più antiche e ricoperte di crateri hanno suggerito che la superficie deve essere stata soggetta a deformazioni successive alla formazione dei crateri e sono state scoperte diverse aree in parti del satellite che non erano state riprese dalla sonda Voyager, tra cui lo strano terreno presente vicino al polo sud.

Crateri

Crateri degradati, ripresi dalla Cassini. È visibile la Hamah Sulci che si distende da sinistra a destra nella parte inferiore dell’immagine.

I crateri da impatto sono comuni in molti corpi del sistema solare e così gran parte della superficie di Encelado presenta crateri. Dai dati della Voyager sono stati identificate tre diverse unità geologiche nella topografia dei crateri in base alla densità dei crateri stessi, da ct1 e ct2 che contengono crateri di diametro variabile tra i 10 e 20 km e diversi gradi di degradazione a cp che si riferisce a pianure caratterizzate da pochi crateri. Questa suddivisione suggerisce che Encelado ha rinnovato la sua superficie durante diverse fasi.

_encelado_saturnian-snowman_pia20011

Sopra – Tre crateri (al-Haddar, Shahrazad e Dunyazad) al polo nord di Encelado ripresi dalla Cassini con particolari di soli 60 metri

Sotto – Polo nord di Encelado, crateri e linee di frattura originatesi posteriormente agli stessi

_encelado_8219_19683_1

Le osservazioni più recenti della Cassini hanno permesso uno sguardo più approfondito alle unità ct2 e cp. Queste osservazioni, rivelano che molti crateri di Encelado sono stati fortemente deformati attraverso delle fratture e dei rilassamenti viscosi (Viscous relaxation) che provocano la deformazione di strutture geologiche come i crateri, formatisi sul ghiaccio d’acqua, a causa degli effetti gravitazionali. I crateri che subiscono questo effetto tendono ad avere il fondo a forma di cupola o sono costituiti solo dal rialzamento del bordo circolare dalla superficie. Il grande cratere Dunyazad è un primo esempio di questo fenomeno e presenta un fondo a forma di cupola. Inoltre molti altri crateri sono stati modificati dalle fratture tettoniche: le fratture sono larghe da diversi centinaia di metri fino ad un chilometro e hanno alterato pesantemente il bordo e il fondo del cratere. Quasi tutti i crateri di Encelado ripresi dalla sonda Cassini nella unità geologica ct2 mostrano segni di deformazione tettonica. Queste due deformazioni dimostrano che, mentre i terreni che presentano molti crateri sono regioni più antiche, quasi tutti i crateri sono in qualche fase di degradazione.

_encelado_a-fractured-pole_pia19660

sopra – una frattura che passa tra crateri con particolari (pixel) di soli 35 metri

sotto – una panoramica del Polo nord di Encelado, pesantemente craterizzato, con particolari  (pixel) di 330 metri

_encelado_craters-crowd-the-north_pia20010

sotto, il polo sud di Encelado ripreso dalla Cassini, dove si nota la una assenza di crateri, fenomeno dovuto forse al rimarginamento operato dai ghiacci

A Tale of Two Hemispheres

Cratere

Latitudine

Longitudine

Diametro

Ahmad

58,76° N

311,57° W

18,7 km

Ajib

61,7° N

239,4° W

15,2 km

Aladdin

60,69° N

26,66° W

37,4 km

Al-Bakbuk

5,65° N

191,19° W

9 km

Al-Fakik

35,54° N

307,3° W

16,5 km

Al-Haddar

50,54° N

200,64° W

14 km

Ali Baba

55,11° N

22,34° W

39,2 km

Al-Kuz

18,66° S

178,23° W

9,3 km

Al-Mustazi

20,86° S

202,04° W

10,3 km

Ayyub

38,44° N

295,67° W

18 km

Aziz

16,73° N

348,84° W

11 km

Bahman

14,67° N

61,36° W

10,3 km

Behram

15,41° S

181,02° W

13,7 km

Dalilah

51,89° N

248,54° W

16 km

Duban

58,38° N

282,91° W

19 km

Dunyazad

41,9° N

200,62° W

30,9 km

Fitnah

45,06° N

290,63° W

16,5 km

Ghanim

38,45° N

281,5° W

13,9 km

Gharib

81,12° N

241,15° W

26 km

Harun

36,33° N

225,6° W

13,9 km

Hassan

31,31° S

188,47° W

14,5 km

Hisham

48,21° N

280,7° W

22,1 km

Ishak

47,5° N

225,1° W

14,4 km

Ja’afar

34,5° N

337,6° W

9,9 km

Jansha

30,36° S

156,87° W

9,8 km

Julnar

52,79° N

350° W

19 km

Kamar

41° S

32° W

22 km

Kasim

42,38° N

173,11° W

10,7 km

Khusrau

3,77° S

185,47° W

12,3 km

Ma’aruf

37,2° S

333,5° W

6,8 km

Marjanah

38,24° N

303,81° W

14,5 km

Masrur

66,38° N

294,28° W

13 km

Morgiana

31,74° N

196,1° W

14,3 km

Musa

72,42° N

17,58° W

25 km

Mustafa

30,9° S

184,9° W

14,7 km

Omar

17,66° N

273,93° W

12 km

Otbah

39,8° S

159,51° W

9,4 km

Parwez

22,9° N

25,6° W

14,6 km

Peri-Banu

62° N

322,91° W

18 km

Perizadah

21,2° S

155° W

10,5 km

Rayya

32,45° S

178,41° W

9 km

Sabur

24° S

296,1° W

7,6 km

Salih

5,29° S

4,67° W

4 km

Samad

60,3° N

4,48° W

16,3 km

Shahrazad

47,3° N

199,73° W

20 km

Shahryar

58,32° N

227,5° W

24 km

Shakashik

17,27° S

180,82° W

8,5 km

Sharrkan

16,07° N

302,21° W

3,7 km

Shirin

1,9° S

172,44° W

8,7 km

Sindbad

67° N

212,07° W

29,1 km

Yunan

53,81° N

286,03° W

19,7 km

Zaynab

69,2° N

25,16° W

20 km

Zumurrud

21,9° S

181,57° W

21 km

Tettonica

La Voyager 2 ha rilevato diversi fenomeni geologici, e le analisi più recenti suggeriscono che il tipo di deformazione predominante è quello della tettonica a zolle. Uno degli esempi più significativi è costituito da canyon che raggiungono i 200 km di lunghezza, da 5 a 10 km di larghezza e un chilometro di profondità.

Un ulteriore esempio è un tipo di terreno scanalato costituito da scanalature e creste curvilinee. Queste bande, scoperte dalla Voyager 2 spesso separano le pianure lisce dalle regioni ricoperte da crateri. Queste aree ricordano dei fenomeni analoghi presenti su Ganimede, anche se su Encelado la topografia appare più complessa: invece di essere rettilinee, queste strisce di terreno appaiono come bande allineate in modo rozzo e a volte sembrano piegarsi verso l’alto con fratture e creste che scorrono lungo la loro lunghezza.

sotto, una veduta della Cassini della zona di contatto tra i due emisferi di Encelado

a closeup view of the surface of enceladus, with craters dotting the white surface, as well as blue cracks criss-crossing the surface

Oltre alle fratture profonde e i terreni scanalati, Encelado presenta altri tipi di terreni: fratture più strette (larghe qualche centinaia di metri) che sono state scoperte per la prima volta dalla sonda Cassini. Queste fratture sono state osservate in bande che tagliano dei terreni con molti crateri, con profondità di qualche centinaio di metri. Molte sembrano essere state influenzate durante la loro formazione dalla friabile regolite prodotta dai crateri da impatti. Alcune scanalature lineari osservate dalla Voyager sono state riprese ad una risoluzione maggiore e scorrono da nord verso sud. Su Encelado sono state anche osservate delle creste, anche se non si estendono come quelle presenti su Europa.

Pianure

Le prime pianure lisce osservate dalla Voyager 2 erano caratterizzate da bassi rilievi e pochi crateri, particolari che indicano un’età relativamente recente. In una di esse, chiamata Sarandib Planitia, non sono visibili crateri da impatto, mentre a sudovest si trovano delle scarpate. Si è notato che queste pianure sono ricoperte da creste basse e fratture. Queste caratteristiche sono interpretate come l’effetto di deformazioni dette sforzi di taglio. Le immagini ad alta risoluzione di Sarandib Planitia hanno rivelato inoltre piccoli crateri, che permettono di stimare l’età in 170 milioni di anni o 3,7 miliardi di anni, a seconda della popolazione degli oggetti impattatori.

La maggiore copertura fornita dalla Cassini ha permesso l’identificazione di ulteriori regioni dove sono presenti aree lisce e piane, in particolare sull’emisfero anteriore (il lato del satellite che è diretto verso il moto mentre il corpo celeste orbita attorno a Saturno). Queste nuove zone non presentano basse creste ma numerose fosse e creste che si incrociano similmente alla regione polare sud. Quest’area è nell’emisfero opposto rispetto alle pianure Sarandib e Diyar, quindi queste regioni potrebbero essere state influenzate dagli effetti di marea provocati da Saturno.

Regione polare sud

Il 14 luglio 2005 sono state riprese immagini che rivelavano una regione deformata circondante il polo sud di Encelado. Questa area, che raggiunge a nord la latitudine di 60° sud, è coperta da fratture e creste, con pochi crateri. Si pensa che sia la regione più giovane del satellite e di tutte le altre lune ghiacciate di dimensioni medie: i modelli riguardanti il tasso di crateri suggeriscono che l’età sia inferiore a 10-100 milioni di anni. Vicino al centro sono presenti quattro fratture chiamate Tiger stripes limitate da creste su entrambe le estremità. Queste fratture sembrano le strutture più giovani della regione e sono circondate da ghiaccio d’acqua a grani grezzi, che in falsi colori è di colore verde menta, che è stato osservato in altri punti della superficie all’interno di affioramenti e fratture. La regione è sufficientemente giovane da non essere stata ricoperta dal ghiaccio a grani fini proveniente dall’anello E. I risultati spettrografici indicano che il materiale di colore verde presente in questa regione è distinto chimicamente dal resto dei materiali presenti sulla superficie. Infatti è stato rilevato ghiaccio cristallino, che potrebbe essere molto recente (inferiore a 1000 anni) oppure alterato termicamente nel recente passato. Sono stati rilevati anche composti organici semplici nella regione, che non sono stati finora trovati in nessun altro satellite.

Last Enceladus Plume Observation

Sequenza animata di foto della Cassini dei getti alla regione sud di Encelado

I confini della regione polare sud sono contrassegnati da una serie di valli e creste parallele a forma di Y o di V. La forma, l’orientamento e la posizione di queste strutture indicano che sono state generate dai cambiamenti globali della forma del satellite. Attualmente due teorie possono spiegare una tale modifica della superficie. La prima teoria indica che l’orbita potrebbe essere stata postata verso l’interno, aumentando la velocità di rotazione, e provocando l’appiattimento lungo l’asse di rotazione di Encelado. Una seconda ipotesi suggerisce che un eventuale spostamento verso l’alto di una massa di materiale caldo e a bassa densità all’interno del satellite potrebbe aver spostato la regione che si trovava alle latitudini medie verso la regione polare. Una conseguenza della teoria dell’appiattimento lungo l’asse è che entrambe le regioni polari dovrebbero avere lo stesso andamento di deformazione, tuttavia la regione polare nord presenta molti crateri e ha un’età molto superiore a quella del polo sud. Questo potrebbe essere spiegato da variazioni nello spessore della litosfera, supportate dalle correlazioni tra le discontinuità a forma di Y e le cuspidi a forma di V lungo la regione polare sud. Le discontinuità a forma di Y e le fratture che sono state provocate dalla tensione lungo la direzione nord sud sono correlate con il terreno di età minore con una litosfera più sottile. Le cuspidi a forma di V sono adiacenti a terreni più antichi e contenenti più crateri.

Criovulcanismo

Già a seguito dei sorvoli della Voyager nei primi anni 1980, gli scienziati ipotizzarono che la luna poteva essere geologicamente attiva, a causa della sua superficie giovane e riflettente e la sua posizione all’interno dell’anello E. Basandosi sulla connessione tra Encelado e l’anello E, si pensò che Encelado fosse la fonte dei materiali dell’anello, forse attraverso emissioni di vapore acqueo dall’interno del satellite. Tuttavia le sonde Voyager non riuscirono a trovare prove definitive.

I dati forniti dai numerosi strumenti della sonda Cassini hanno permesso di rilevare nel 2005 fenomeni di criovulcanismo. In questi fenomeni i materiali eruttati sono acqua e altri elementi volatili. Dalle immagini riprese tra gennaio e febbraio dalla sonda Cassini venne osservato infatti un pennacchio di particelle ghiacciate dal polo sud del satellite, anche se in un primo momento venne ipotizzata la presenza di un artefatto sull’immagine. I dati provenienti dai magnetometri fornirono un indizio che il fenomeno potesse essere reale quando trovarono i segni di una atmosfera su Encelado. Il magnetometro infatti registrò un aumento dell’energia delle onde elettrostatiche degli ioni nei pressi di Encelado. Queste onde sono prodotte dall’interazione delle particelle ionizzate con i campi magnetici e la loro frequenza può essere usata per identificare la composizione, che in questo caso era vapore acqueo. Durante i successivi due incontri, il team scientifico determinò che i gas nell’atmosfera del satellite erano concentrati nella regione polare sud, con una densità atmosferica che scendeva man mano che ci si allontanava dal polo. Lo spettrografo ad ultravioletti ha confermato questo risultato osservando occultazioni stellari durante i sorvoli del 17 febbraio e del 14 luglio. A differenza dei magnetometri, quest’ultimo strumento non ha rilevato l’atmosfera durante il sorvolo di febbraio ma ha invece rilevato vapore acqueo sopra la regione polare sud a luglio.

Fortuitamente, la sonda ha volato attraverso questa nube di gas durante l’incontro di luglio permettendo l’analisi diretta da parte degli strumenti Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS) e il Cosmic Dust Analyser (CDA). Mentre il primo ha misurato la composizione dei gas, rilevando per la maggior parte vapore acqueo assieme ad elementi minori come azoto, metano e anidride carbonica, il Cosmic Dust Analyzer ha rilevato un notevole incremento del numero di particelle attorno ad Encelado, confermando che la luna è la fonte primaria dei materiali dell’anello E. Le analisi dei due strumenti hanno suggerito che la nube di gas attraversata dalla sonda era in realtà un pennacchio criovulcanico ricco d’acqua proveniente dalla regione polare.

A novembre 2005 è giunta la conferma visuale dell’emanazione delle particelle, quando la sonda ha ripreso un pennacchio di particelle ghiacciate mentre fuoriusciva dalla regione polare sud (un pennacchio era stato ripreso in precedenza, ma attendeva conferma). Queste immagini mostrano la struttura del pennacchio e rivelano numerosi getti (forse generati da diversi punti di emissione) all’interno di una componente più debole e diffusa che si estende a circa 500 km dalla superficie, rendendo Encelado il quarto corpo del sistema solare con attività vulcanica confermata (assieme alla Terra, a Tritone e Io).

L’analisi combinata delle immagini, della spettrografia di massa e di dati magnetosferici hanno suggerito che il pennacchio viene emanato da camere pressurizzate sottosuperficiali, analogamente ai geyser terrestri. Poiché non è stata rilevata ammoniaca nei materiali espulsi, che poteva fungere da anticongelante, le camere pressurizzate potrebbero essere costituite da acqua pura liquida ad una temperatura di 270 K. L’acqua pura richiederebbe più energia per fondere, proveniente da forze mareali o sorgenti radiogeniche, rispetto ad un misto di acqua e ammoniaca. Un altro metodo possibile per generare un tale fenomeno è attraverso la sublimazione di ghiaccio superficiale. Il 14 luglio 2005 il Composite Infrared Spectrometer (CIRS) ha rilevato una regione calda vicino al polo sud, con temperature attorno agli 85-90 K e delle piccole aree che raggiungevano i 157 K. Queste temperature sono troppo elevate per essere causate dal riscaldamento solare, quindi alcune zone della regione polare sono riscaldate dall’interno del satellite. In tali condizioni il ghiaccio è caldo a sufficienza per sublimare ad una velocità superiore rispetto alla superficie, generando un pennacchio. Lo strato sottosuperficiale che riscalda il ghiaccio di superficie potrebbe essere una fanghiglia mista di acqua e ammoniaca a temperature di 170 K, che richiederebbe meno energia per produrre il getto. Tuttavia, l’abbondanza di particelle nei pennacchi favorisce il modello a “geyser freddo”, invece del modello della sublimazione del ghiaccio.

In alternativa, Kieffer et al. (2006) ha suggerito che i geyser potrebbero essere generati da clatrati idrati, dove anidride carbonica, metano e idrogeno vengono rilasciati quando sono esposti al vuoto dello spazio dalle fratture. Questa ipotesi non richiederebbe l’energia per sciogliere il ghiaccio richiesta dal modello a “geyser freddo”, e spiegherebbe anche la mancanza di ammoniaca.

Atmosfera

Nel marzo del 2005 la NASA ha annunciato che un magnetometro sull’orbiter della sonda spaziale Cassini ha scoperto un’atmosfera significativa su Encelado, che potrebbe essere vapore acqueo ionizzato. Nel 2006 la NASA ha confermato l’osservazione di sbuffi di vapore d’acqua dalla superficie del satellite: si tratta della prima osservazione certa di acqua non ghiacciata al di fuori della Terra. Poiché la gravità di Encelado è troppo debole per trattenere un’atmosfera, essa deve essere rifornita da qualche fonte, la Nasa ha ipotizzato vulcani di ghiaccio o geyser.

Sebbene l’atmosfera è stata descritta dai suoi scopritori come “significativa”, la definizione è valida solamente se paragonata alle altre lune ghiacciate; l’atmosfera di Encelado è milioni di volte più sottile di quella della Terra, ed era invisibile alla Cassini.

Struttura interna

Prima della missione Cassini-Huygens era poco nota la struttura interna di Encelado, ma i sorvoli della sonda hanno fornito informazioni per modellare l’interno del satellite, tra cui una migliore misurazione della massa e della forma tridimensionale dell’ellissoide, le osservazioni ad alta risoluzione della superficie e nuove scoperte nella geochimica del corpo celeste.

 

sotto – due ipotesi di struttura interna e posizione dell’oceano Risultato immagine per struttura di encelado

 Global Ocean on Enceladus (Artist's Rendering)

Le stime della massa effettuate dalle sonde Voyager suggerivano che Encelado fosse costituito quasi interamente di ghiaccio d’acqua. In base agli effetti gravitazionali sulla sonda Cassini è stata stimata una massa molto superiore rispetto ai dati precedenti, ricavando una densità di circa 1,61 g/cm3. Questo dato è superiore a quello delle altre lune ghiacciate di media dimensione di Saturno, indicando che Encelado possiede una percentuale superiore di silicati e ferro. Ne consegue che l’interno del satellite potrebbe aver generato una maggiore quantità di calore dal decadimento degli elementi radioattivi.

Animation of Enceladus

sopra – una sequenza di movimento del satellite in 15 minuti, elaborata dai dati della Cassini

Castillo et al. 2005 suggerì che Giapeto e le altre lune ghiacciate di Saturno si siano formate velocemente dopo la formazione della nebulosa saturniana e quindi ricche di radionuclei con vita breve. Questi, come l’alluminio-26 e il ferro-60 hanno un tempo di dimezzamento breve e producono quindi calore in un tempo relativamente breve. Senza questi radionuclei brevi, l’ammontare di radionuclei a vita lunga non sarebbe stato sufficiente per evitare il congelamento rapido dell’interno, anche considerando la maggiore massa.

sotto, una illustrazione della Cassini che attraversa i getti dai geysers del polo sud di Encelado

Data la frazione relativamente elevata della massa composta di roccia, l’arricchimento di 26Al e 60Fe avrebbe generato un corpo celeste con un mantello ghiacciato e un nucleo planetario roccioso. Il successivo riscaldamento dovuto agli effetti di marea e dalla radioattività avrebbe innalzato la temperatura del nucleo fino a 1000 K, sufficiente a fondere il mantello interno. Tuttavia si sarebbe fuso anche parte del nucleo, formando delle camere magmatiche che si sarebbero modificate sotto la pressione gravitazionale di Saturno. Il riscaldamento da marea, come quello generato dalla risonanza con Dione o dalla librazione avrebbe sostenuto questi punti caldi fino ad oggi e avrebbe fornito energia per le attività geologiche.

sotto, una suggestiva immagine di Encelado illuminato dalla luce del Sole con un angolo molto stretto

Enceladus

Possibile oceano

Sul finire del 2008, gli scienziati hanno osservato pennacchi di vapore acqueo fuoriuscire dalla superficie di Encelado, dirigendosi poi verso Saturno. Questo fenomeno potrebbe essere dovuto alla presenza di acqua liquida, e ciò significa che Encelado potrebbe essere in grado di supportare la vita.Candice Hansen, una ricercatrice del Jet Propulsion Laboratory, ha diretto un gruppo di ricerca sui pennacchi dopo che è stato scoperto che questi raggiungono la velocità di circa 2.189 km/h. Siccome tale velocità è difficile da ottenere se non sono coinvolti liquidi, è stato deciso di investigarne la composizione.

Enceladus

sopra, una immagine di Encelado con uno spicchio rischiarato dal sole ed il resto della superficie illuminata dalla luce di Saturno

Si è scoperto così che nell’anello E circa il 6% delle particelle contiene una quantità significativa di sali di sodio, lo 0,5-2% in massa. Nella regione dei getti vicina ad Encelado la frazione delle particelle “salate” aumenta del 70% in numero e più del 99% in massa. Queste particelle sono presumibilmente uno spray ghiacciato proveniente dall’oceano salato nel sottosuolo, mentre le particelle povere di sale si formano per nucleazione omogenea direttamente dalla fase gassosa. Le sorgenti delle particelle salate sono distribuite uniformemente lungo le “tiger stripes”, mentre le sorgenti delle particelle più “dolci” sono collegate ai getti ad alta velocità. Le particelle “salate” si muovono lentamente e per la gran parte ricadono sulla superficie della luna, al contrario di quelle più “dolci”, che essendo più veloci fuggono verso l’anello E, spiegando così la sua composizione debolmente salata.

sotto due immagini della Cassini analizzate con la monocromia e la successiva colorazione della stessa che evidenzia una maggiore estensione degli effetti degli sbuffi dai geysers

Plumes of icy material extend above the southern polar region of Saturn's moon Enceladus as imaged by the Cassini spacecraft in February 2005. The monochrome view is presented along with a color-coded version on the right.

 

 

 

 

 

La composizione dei pennacchi suggerisce che la loro origine sia un oceano salato sotto la superficie, o comunque una serie di cavità contenenti acqua salata. Ipotesi alternative, quali la sublimazione dei clatrati idrati, non spiegano la formazione delle particelle salate. In aggiunta, Cassini ha trovato tracce di componenti organici in alcuni granelli di polvere, Encelado potrebbe quindi ospitare vita extraterrestre.

Graphic  illustrates how water might be heated inside Saturn’s moon Enceladus

ciclo presunto dell’acqua su Encelado

La presenza di acqua liquida al di sotto della crosta implica che ci sia una sorgente di calore interna per mantenerla in tale stato: si pensa sia una combinazione tra il decadimento radioattivo e il riscaldamento mareale, in quanto quest’ultimo da solo non è sufficiente per spiegare tutto il calore. Mimas, un’altra della lune di Saturno, è più vicina al pianeta e ha un’orbita più eccentrica, e di conseguenza dovrebbe essere sottoposta a forze mareali maggiori di quelle di Encelado, ma la sua superficie vecchia e segnata implica che sia geologicamente morta.

Nell’aprile del 2014 è apparsa la notizia su Science che nuove prove sono emerse a sostegno dell’ipotesi dell’oceano di acqua liquida sotto la superficie ghiacciata. Da studi effettuati sulle analisi gravitazionali effettuate dalla sonda Cassini gli astronomi affermano che esiste nell’emisfero meridionale del pianeta un oceano 30–40 km sotto lo strato superficiale di ghiaccio, profondo 8 km e la cui massa totale è paragonabile a quella del Lago Superiore della Terra. Come il nucleo della luna, il fondale marino potrebbe essere roccioso, e questo creerebbe un ambiente favorevole ad alcune forme di vita.

Cielo di Encelado

Visto da un ipotetico osservatore sulla superficie di Encelado, Saturno avrebbe un diametro visibile di almeno 30°, sessanta volte più grande di quello della Luna vista dalla Terra. Siccome la rotazione di Encelado è sincrona con il periodo orbitale e quindi mantiene sempre una faccia rivolta verso Saturno, il gigante gassoso non si sposterebbe mai nel cielo di Encelado (e sarebbe sempre invisibile dal lato opposto).

Gli anelli sarebbero visti da un angolo di soli 0,019° e apparirebbero come una linea stretta e luminosa che attraversa il disco di Saturno, con un’ombra chiaramente visibile. Come per la Luna, Saturno possiederebbe delle fasi, variando dalla fase piena alla fase nuova in circa 16 ore. Dal satellite il Sole avrebbe un diametro di soli 3,5 minuti d’arco, nove volte più piccolo rispetto alla Luna vista dalla Terra.

Un osservatore potrebbe vedere la luna Mimas (il satellite maggiore situato all’interno dell’orbita di Encelado) transitare su Saturno circa ogni 72 ore, con un diametro massimo di circa 26 minuti d’arco, circa lo stesso della Luna terrestre. Le lune Pallene e Metone apparirebbero invece puntiformi, mentre Teti raggiungerebbe una dimensione massima di un grado di arco (il doppio della Luna), ma sarebbe visibile solo dalla faccia non rivolta verso Saturno.

Iperione

Dati fisici

Iperione è il corpo irregolare più grande del sistema solare dopo Proteo, un satellite naturale di Nettuno; questi è appena più grande, ma quasi sferico. Sembra probabile che Iperione sia un frammento di un corpo di dimensioni maggiori, interessato da un impatto catastrofico nel lontano passato

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sopra e sotto, la strana superficie di Iperione ripresa dalla Cassini

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Parametri orbitali

Le immagini della sonda spaziale Voyager 2 e le successive osservazioni condotte dalla Terra hanno evidenziato che la rotazione di Iperione è caotica, ossia che il suo asse di rotazione si sposta in maniera imprevedibile al passare del tempo. Iperione è attualmente l’unico corpo conosciuto del sistema solare che presenti una rotazione caotica, ma simulazioni al computer sembrano indicare che altri satelliti di forma irregolare potrebbero aver esibito comportamenti analoghi in passato.

Iperione ripreso dalla Voyager 2

Diverse caratteristiche di Iperione contribuiscono a causare la rotazione caotica: si tratta di un corpo estremamente irregolare, dall’orbita fortemente eccentrica, e che lo porta ad avvicinarsi periodicamente ad un satellite particolarmente massiccio, Titano, con cui si trova in risonanza orbitale 3:4.

La rotazione caotica di Iperione è probabilmente il motivo per cui esso ha una superficie con caratteristiche più o meno uniformi; la maggior parte degli altri satelliti naturali di Saturno presenta invece due emisferi assai diversi, a seconda dell’esposizione verso l’atmosfera del pianeta o verso lo spazio interplanetario.

Superficie

A differenza della maggior parte dei satelliti naturali di Saturno, Iperione presenta un’albedo bassa (0,3), essendo ricoperto da uno strato di materiale scuro. Le cause della bassa albedo potrebbero essere diverse; potrebbero essere residui del metano proveniente dall’atmosfera di Titano e spogliatosi dell’idrogeno a causa della radiazione solare, oppure potrebbe trattarsi di biossido di carbonio congelato misto a idrocarburi. Una terza possibilità è del materiale scuro proveniente da Febe che può aver scurito la superficie come successo nel caso di Giapeto. Iperione mostra infatti una colorazione più rossa di quella di Febe e assai simile a quella del materiale scuro presente su Giapeto.

Iperione, la luna "groviera” di Saturno

sopra e sotto, altre immagini della superficie di Iperione riprese da 50 km dalla sonda Cassini

Iperione, la luna "groviera” di Saturno

Da un punto di vista geologico, la superficie di Iperione è dominata da un vasto cratere largo circa 120 km e profondo 10 km. Il corpo si presenta ricco di crateri minori profondi e particolarmente scoscesi, che gli conferiscono un tipico aspetto spugnoso; il letto dei crateri è colmo di materiale più scuro. La sua porosità e la sua bassa gravità sulla superficie sono l’effetto di numerosi impatti con rocce spaziali, che hanno compresso il materiale.

Struttura interna

Come la maggior parte dei satelliti naturali di Saturno, Iperione è caratterizzato da una bassa densità; l’oggetto dovrebbe dunque essere composto prevalentemente da ghiaccio d’acqua, con una piccola percentuale di rocce.

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Iperione, fotografato dalla Cassini

Esplorazione di Iperione

Iperione è stato osservato per la prima volta da vicino dalla sonda Voyager 2. La sonda ha attraversato il sistema di Saturno senza tuttavia avvicinarsi particolarmente al satellite; le immagini inviate a Terra hanno permesso di individuare singoli crateri, ma non sono state sufficienti ad elaborare una mappa della superficie dell’oggetto. La sonda Cassini ha effettuato il suo unico fly-by previsto di Iperione il 26 settembre 2005, raggiungendo una distanza minima di 510 chilometri dalla superficie del corpo.

Iperione, la luna "groviera” di Saturno

sopra e sotto, altre due immagini di Iperione, in colori reali ed all’infrarosso

Iperione, la luna "groviera” di Saturno

Mimas

Con un diametro di 396 chilometri è il settimo satellite di Saturno e il ventunesimo del sistema solare per dimensione. Mimas è il corpo celeste più piccolo che si conosca ad avere forma sferica a causa del proprio campo di gravità.

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sopra e sotto, Mimas fotografato dalla Cassini

Black and white image of Mimas.

Parametri orbitali

Mimas è la più interna delle lune principali di Saturno: ha un semiasse maggiore di 185.539 km. Il suo periodo orbitale è pari a 0,942 giorni. Come la maggior parte delle lune di Saturno è in rotazione sincrona e volge quindi lo stesso emisfero verso Saturno.

Cassini Views Saturn's Moons Mimas and Pandora

sopra, Mimas e Pandora riprese dalla Cassini

sotto, Mimas ripresa tra gli anelli dalla Cassini

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Mimas (NASA) PIA06176.jpg

Mimas è responsabile della mancanza di materiale nella divisione di Cassini, poiché eventuali particelle che si trovassero ad orbitare in tale regione presenterebbero una risonanza orbitale 2:1 con esso (ovvero due rivoluzioni delle particelle corrisponderebbero esattamente a una rivoluzione di Mimas attorno a Saturno). La ripetizione periodica dell’influenza gravitazionale di Mimas porterebbe entro breve tempo ad una modifica dei parametri orbitali di tali particelle. Mimas è anche in risonanza 2:1 con Teti, e in risonanza 2:3 con la piccola luna pastore dell’anello F, Pandora.

Struttura interna

La bassa densità di Mimas (1,17 volte quella dell’acqua) indica che è composto soprattutto da ghiaccio d’acqua, con solo una piccola quantità di roccia. A causa dell’attrazione mareale esercitata da Saturno, la forma di Mimas è quella di un ellissoide avente un asse maggiore circa il 10% più lungo di quello minore.

Superficie

La caratteristica più distintiva della sua superficie è un colossale cratere di impatto di 140 km di diametro, battezzato Herschel in omaggio allo scopritore, che si estende per circa un terzo del diametro dell’intero satellite; le sue pareti sono alte 5 km, in alcune parti è profondo fino a 10 km rispetto alla superficie circostante, e la sua vetta centrale si innalza per 6 km sopra la base del cratere. A titolo di confronto, un cratere terrestre che, in scala, fosse caratterizzato dalle stesse dimensioni di Herschel avrebbe un diametro di 4000 km (più largo del Canada).

sopra, la superficie di Mimas, sviluppata in piano

sotto, immagine di Mimas scattata dalla Voyager 1

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L’impatto che ha formato questo cratere ha quasi disgregato Mimas; sul lato opposto del satellite sono visibili alcune fratture causate dalle onde d’urto dell’impatto che hanno attraversato l’interno del corpo. La parte restante della superficie è ricca di crateri, sebbene nessuno si avvicini minimamente alla taglia di Herschel. La distribuzione dei crateri non è uniforme: la maggior parte delle zone equatoriali e tropicali è costellata di crateri più grandi di 40 km di diametro, mentre nella regione polare meridionale generalmente mancano crateri più grandi di 20 km. Questo suggerisce che qualche processo di natura geologica possa aver rimosso i crateri più significativi da tale regione.

Esplorazione di Mimas

La sonda Pioneer 11 esplorò il sistema di Saturno nel 1979, e il suo approccio più vicino a Mimas fu di 104.263 km, avvenuto il 1º settembre 1979. La Voyager 1 e Voyager 2 esplorarono il sistema, e Mimas, rispettivamente nel 1980 e 1981. La sonda spaziale Cassini ha effettuato un sorvolo di Mimas il 1º agosto 2005, e un altro, il più vicino, il 13 febbraio 2010, quando passò a 9500 km dalla superficie di Mimas.

Teti

Caratteristiche fisiche

Teti è un corpo ghiacciato di composizione simile a Dione e Rea. La sua densità di 0.97 g/cm³ indica che è composto quasi interamente di ghiaccio d’acqua. La superficie di Teti è fortemente caratterizzata e contiene numerose crepe causate dalle fratture nel ghiaccio. Su Teti sono presenti due tipi di terreni, uno composto da regioni con molti crateri e l’altro di colore scuro e contenente una cintura leggermente craterizzata che si estende attorno alla luna. Questa seconda regione indica che Teti fu internamente attiva nel passato.

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Immagine della sonda Cassini- Teti tra gli anelli di Saturno

L’emisfero occidentale di Teti è dominato da un enorme cratere da impatto chiamato Odisseo, il cui diametro di 400 km è circa 2/5 di Teti stessa. Questo cratere è quasi piatto (o, più precisamente, conforme alla forma sferica del satellite), come i crateri su Callisto e senza le alte montagne ad anello o picchi centrali che sono presenti sulla Luna e su Mercurio. Questa caratteristica è probabilmente causata dal cedimento della debole crosta ghiacciata di Teti poco dopo la sua formazione. La seconda struttura principale del satellite è un’enorme valle chiamata Ithaca Chasma. La temperatura superficiale è di circa -187 °C. Nei punti di Lagrange L4 e L5 di Teti sono presenti le lune co-orbitali Telesto e Calipso.

sopra, il cratere Telemaco e la Ithaca Chasma di Teti ripresi dalla Cassini

sotto, la Ithaca Chasma ripresa dalla cassini in un sorvolo ravvicinato

 

Esplorazione

La prima sonda che si avvicinò a Teti fu il Pioneer 11, che passò a 329.197 km dalla luna il 1º settembre 1979, mentre un anno più tardi, il Voyager I il 12 novembre 1980 si avvicinò a Tethys fino a 415.670 km, ma molto più vicino passò la sonda gemella, il Voyager II, che alla distanza di 93.000 km riprese le migliori foto delle missioni Voyager, rilevando particolari con una risoluzione di 2 km.

sopra – L’enorme cratere poco profondo Odysseus di Teti è visibile sulla destra
sotto – rappresentazione artistica della Ithaca Chasma

La sonda Cassini effettuò vari flyby di Teti, il più vicino dei quali avvenne il 23 settembre 2005 quando si avvicinò alla luna fino a 1503 km. Successivi incontri avvicinati avvennero in seguito, tra cui uno nel 2012 alla distanza di 9100 km. Durante la sua missione Cassini ha mappato la superficie di Teti con una risoluzione di 0,29 km

Tethys cassini.jpg

Teti ripreso dalla Cassini

Dione

Parametri orbitali

Dione orbita attorno a Saturno in 2,74 giorni; il semiasse maggiore della sua orbita, di 377396 km, è circa il 2% inferiore a quello della Luna attorno alla Terra. Data la maggior massa di Saturno, il periodo orbitale di Dione è comunque solo un decimo di quello della Luna. Dione è in risonanza orbitale 1:2 con Encelado, ossia completa un’orbita attorno a Saturno mentre Encelado ne completa due. Questa risonanza contribuisce a mantenere l’eccentricità orbitale di Encelado (0,0047), fornendo una fonte di calore per una vasta attività geologica di quest’ultimo, che presenta una rilevante attività criovulcanica sulla sua superficie.

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una immagine di Dione scattata dalla Voyager 1 da 162.000 km

Dione ha due satelliti co-orbitali, o troiani, Elena e Polluce. Essi si trovano all’interno dei punti lagrangiani L4 e L5 di Dione, rispettivamente 60 gradi davanti e dietro a Dione. Come gli altri maggiori satelliti di Saturno, Dione è in rotazione sincrona e volge sempre la stessa faccia al pianeta.

Immagine a colori intensificati di Dione che mostra l’emisfero posteriore più scuro e il terreno fratturato

Struttura interna

Dione è composto principalmente di ghiaccio d’acqua. Infatti nasconde un oceano di acqua a una profondità di circa 100 km . Ma trattandosi del più denso fra i satelliti naturali di Saturno (a parte Titano) si ritiene comunemente che al suo interno sia presente una quantità considerevole di materiale più denso, come ad esempio silicati, che costituiscono circa un terzo della massa del satellite.

Superficie

Sebbene più piccola di Rea, Dione è per certi aspetti molto simile a tale oggetto. Entrambi i corpi presentano composizioni simili, distribuzioni di albedo analoghe (che denunciano una grande varietà di terreni), e sono caratterizzati da una chiara divisione fra l’emisfero anteriore e quello posteriore. L’emisfero anteriore di Dione è pesantemente craterizzato ed uniformemente brillante; l’emisfero posteriore, al contrario, presenta un aspetto peculiare, essendo caratterizzato da una rete di brillanti e sottili striature su sfondo scuro che si sovrappone ai crateri, indicando che si tratta di una formazione geologica più recente, ovvero dei dirupi di ghiaccio.

 

Un dettaglio delle formazioni superficiali di Dione – la Carthage Linea.

Le striature

Prima del fly-by effettuato dalla sonda spaziale Cassini il 13 dicembre 2004 l’origine del sottile materiale brillante che caratterizza la superficie di Dione era ignota, anche perché le uniche fotografie disponibili erano state scattate da grande distanza. Tutto ciò che si sapeva era che il materiale presentava un’elevata albedo, e consisteva di uno strato abbastanza sottile da non oscurare la superficie sottostante. Una teoria comunemente accettata prevedeva che poco dopo la sua formazione Dione fosse geologicamente attivo, e che tramite qualche processo, forse di natura criovulcanica, del materiale proveniente dall’interno potesse essere riemerso in superficie; le strisce si sarebbero dunque formate in seguito ad eruzioni lungo le fessure che precipitarono sulla superficie sotto forma di neve o cenere. Più tardi, quando l’attività interna cessò, la formazione dei crateri si concentrò principalmente sull’emisfero anteriore, cancellandone le striature.

Le immagini inviate dalla Cassini, tuttavia, mostrano che le strisce non sono depositi di ghiaccio, ma piuttosto rupi scoscese ricoperte di materiale ghiacciato, create da fratture tettoniche; Dione si è rivelato un corpo lacerato da enormi fratture sull’emisfero posteriore. La sonda Cassini ha compiuto un ulteriore e più ravvicinato fly-by del satellite l’11 ottobre 2005, ad una distanza record di appena 500 km dalla sua superficie.

Saturn's moon Dione

Una immagine di Dione semi-illuminato ripresa dalla Cassini 

I crateri

In passato l’emisfero posteriore di Dione è stato oggetto di un pesante bombardamento meteorico, che ha generato numerosi crateri più grandi di 100 km di diametro; al contrario, l’emisfero anteriore presenta crateri nell’ordine dei 30 km di diametro. Il dato contrasta con le previsioni dei planetologi che avanzavano un modello di craterizzazione per un satellite in rotazione sincrona che indicava un maggior tasso di craterizzazione per l’emisfero anteriore.

Saturn's moon Dione

Un particolare di Dione, ripreso dalla Cassini, che rivela la sua superficie ghiacciata e sullo sfondo Saturno

La peculiarità della distribuzione dei crateri su Dione potrebbe suggerire che, durante il periodo di maggior bombardamento, l’oggetto presentasse un diverso emisfero anteriore; trattandosi di un corpo di dimensioni ridotte, qualsiasi impatto in grado di provocare un cratere di 35 chilometri avrebbe potuto causarne una rotazione, e dato l’alto numero di crateri di dimensioni simili Dione potrebbe essere stato soggetto più volte a rotazioni cataclismatiche nel corso delle prime fasi di vita del sistema solare. La struttura dei crateri e l’elevata albedo del lato anteriore suggeriscono che Dione è rimasto nell’orientamento attuale per diversi miliardi di anni. Come su Callisto, anche su Dione mancano le strutture rilevate che circondano solitamente i crateri sulla Luna e su Mercurio, probabilmente a causa del cedimento della debole crosta ghiacciata nel tempo.

Helorus in Half-light

Una immagine del cratere Helorus su Dione

 
 
 

sopra – Dione, Saturno e la struttura degli anelli, ripresi dalla sonda spaziale Cassini con un dettaglio di 2 km per pixel

sotto – crateri da impatto e strutture lineari tettoniche sulla superficie di Dione

Dione

Atmosfera

All’inizio del marzo 2012 la sonda Cassini ha scoperto una tenue atmosfera composta da ossigeno molecolare ionizzato.

Dione and Enceladus

Una spettacolare immagine, ripresa dalla Cassini, di Dione e sullo sfondo Encelado.

Rea

E’ il secondo satellite naturale di Saturno e il nono del sistema solare per dimensioni; con un raggio di 764 km si tratta dell’entità del sistema solare più piccola che si trova in equilibrio idrostatico.

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Rea ripresa dalla Voyager 1

Struttura interna

Rea è un corpo ghiacciato con una densità di circa 1,240 kg/m³. Era stato ipotizzato, prima della Missione della sonda Cassini, che Rea avesse un nucleo roccioso al centro. Tuttavia dopo il primo passaggio ravvicinato della Cassini questa ipotesi fu messa in dubbio e venne sostenuto che l’interno di Rea è omogeneo con una piccola compressione del ghiaccio al suo interno.

Rea ripreso dalla cassini nel dicembre 2011. Sullo sfondo, Titano.

Superficie

Le caratteristiche di Rea assomigliano a quelle di Dione, con emisferi anteriore e posteriore dissimili tra loro, suggerendo per le due lune simile composizione e storia. In base alla densità dei crateri, la superficie di Rea può essere divisa in due differenti aree; la prima contiene crateri più grandi di 40 km di diametro mentre la seconda area, nelle regioni polari ed equatoriali, ha crateri al di sotto di 40 km in diametro. Ciò suggerisce un qualche evento di rimodellazione superficiale accaduto durante la sua formazione.

Rea in una delle ultime immagini della Cassini, 2 maggio 2017, poco prima della manovra di ingresso negli anelli di Saturno

L’emisfero anteriore (cioè l’emisfero che per effetto della rotazione sincrona precede costantemente l’altro lungo l’orbita) è pesantemente craterizzato e uniformemente brillante. Come su Callisto i crateri non presentano strutture e altorilievi presenti invece sulla Luna e Mercurio.

Rhea

L’emisfero posteriore, poco craterizzato, di Rea

L’emisfero posteriore presenta una rete di strisce chiare su fondo scuro, e pochi crateri. Queste strisce potrebbero essere materia espulsa da vulcani di ghiaccio quando Rea era ancora liquida sotto la superficie. L’orbiter della sonda spaziale Cassini ha effettuato un sorvolo di Rea il 25 novembre 2005. Durante questo passaggio i dati ricavati dalla sonda hanno portato gli scienziati ad ipotizzare la presenza di anelli planetari, sebbene non vi sia ancora nessuna prova certa. Nel caso di una verifica fotografica si tratterebbe della prima luna conosciuta in possesso di un sistema di questo tipo. Di conseguenza gli oggetti facenti parte potrebbero considerarsi una sorta di satelliti di satellite, una novità assoluta nel sistema solare.

Return to Rhea

Una immagine di Rea ed un suo ingrandimento che ne mostra la struttura superficiale

Atmosfera

Il 26 novembre 2010, la NASA ha reso noto che la sonda Cassini ha individuato attorno a Rea una tenue atmosfera composta da ossigeno e anidride carbonica. La presenza di ossigeno allo stato gassoso è stata spiegata come conseguenza dell’influenza del campo magnetico di Saturno sulla superficie ghiacciata di Rea, il ghiaccio reagirebbe e rilascerebbe ossigeno gassoso. La temperatura su Rea è −174 °C con luce solare diretta e tra −200 °C e −220 °C in ombra.

Battered Icy Moon

sopra, una immagine non validata perché disturbata della superficie di Rea

sotto, un particolari dei crateri di Rea

Rhea's Shadowy Craters

Esplorazione spaziale

Rea è rimasta un piccolo punto luminoso all’osservazione dalla Terra prima dell’arrivo delle sonde Voyager 1 e Voyager 2 nel 1980 e 1981. Successivamente negli anni duemila la sonda Cassini effettuò diversi fly-by col satellite saturniano, il primo dei quali avvenne il 26 novembre 2005 alla distanza di 500 km. Negli anni seguenti la Cassini effettuò diversi altri fly-by: ad una distanza di 5.750 km il 30 agosto del 2007, a 100 km il 2 marzo 2010 e al 69 km l’11 gennaio 2011, il più prossimo alla luna. Un ultimo fly-by avvenne il 9 marzo 2013 a una distanza di 992 km.

Narrow, Curious Arc on Rhea's Surface

sopra, una strana fenditura, ancora non compresa, della superficie di Rea

sotto, una immagine di Rea, con Encelado, a destra, e Dione, a sinistra

Bright Moons

Giapeto

immagine dalla sonda Cassini – Giapeto

Giapeto è il terzo satellite naturale di Saturno per dimensioni dopo Titano e Rea, e l’undicesimo satellite naturale più grande del sistema solare. È il più grande corpo noto a non essere in equilibrio idrostatico e la sua peculiarità più nota è di avere la superficie divisa in due regioni all’apparenza molto differenti tra loro. Inoltre possiede altre caratteristiche insolite scoperte nel 2007 dalla sonda Cassini, come la grande cresta che percorre due terzi della lunghezza del suo equatore.

Orbita

Giapeto è molto più lontano dal pianeta rispetto agli altri satelliti maggiori. Tra i grandi satelliti di Saturno, Giapeto è quello con la più alta inclinazione orbitale; solo i satelliti esterni irregolari, come Febe, hanno orbite caratterizzate da piani orbitali inclinati in modo significativo sull’equatore del pianeta. A causa di questa lontananza e dell’orbita inclinata, Giapeto è la sola grande luna dalla quale gli anelli di Saturno sarebbero ben visibili; dagli altri satelliti interni infatti, gli anelli sarebbero visti di taglio e difficili da scorgere. Visto da Giapeto, Saturno ha un diametro angolare di 1° 56′ (quattro volte la dimensione della Luna vista dalla Terra).

sopra – schema dell’orbita di Giapeto

Caratteristiche fisiche

La bassa densità di Giapeto, pari a 1,083 g/cm3, indica che è composto principalmente da ghiaccio con una piccola quantità di materiali rocciosi.

Forma

Misurazioni triassiali di Giapeto ne stimano le dimensioni radiali in 746 × 746 × 712 km , con un raggio medio di 734.5 ± 2.8 km. Queste misurazioni sono relativamente inaccurate in quanto non tutta la superficie del satellite è stata fotografata ad alta risoluzione. A dispetto delle sue dimensioni appare evidente che la luna non è in equilibrio idrostatico, altrimenti la sua forma oblata potrebbe essere spiegata solo con un periodo di rotazione di circa 10 ore, mentre Giapeto attualmente ruota attorno al proprio asse molto più lentamente, con un periodo pari a 79 giorni terrestri. Una possibile spiegazione di questa discrepanza è che la luna si sia congelata poco dopo la sua formazione, quando la rapida rotazione ne schiacciava i poli; nel corso del tempo la rotazione avrebbe continuato a rallentare per via degli attriti mareali e la sua forma sarebbe rimasta invariata.

Colorazione a due toni

La superficie di Giapeto ha una distintiva colorazione a due toni. Un emisfero è scuro (albedo 0,03–0,05) con una lieve colorazione rossastra, mentre l’altro emisfero è brillante (albedo 0,5, quasi quanto Europa). Questa differenza è così evidente che Cassini notò che poteva osservare Giapeto solamente su un lato di Saturno e non sull’altro.

 
 

Collage di foto catturate dalla sonda Cassini nel 2004 – la faccia oscura di Giapeto, da nord, con la cresta equatoriale ben evidente. 

Le due parti della luna si dividono in realtà secondo uno schema simile a quello dei due lembi che compongono una palla da tennis, abbracciandosi l’un l’altra. La parte scura si chiama Cassini Regio, la parte chiara invece è divisa dall’equatore nella Roncevaux Terra (a nord) e nella Saragossa Terra (a sud). È probabile che i materiali scuri siano composti organici simili alle sostanze trovate in alcune meteoriti o sulle superfici di comete. L’origine di questo materiale non è attualmente nota, anche se sono state proposte numerose teorie. Anche lo spessore dello strato non è conosciuto con certezza; sull’emisfero scuro non ci sono crateri brillanti, quindi se lo strato scuro fosse sottile questo dovrebbe essere rinnovato di continuo, altrimenti un impatto meteoritico si spingerebbe oltre lo strato superficiale e rivelerebbe il materiale sottostante più brillante.

A view of one hemisphere of Iapetus, with a large crater visible and coatings of dark material on the eastern side of the Saturnian moon.

sopra – Mosaico di foto a falsi colori di Giapeto della sonda Cassini – appare evidente il limite tra le due zone a differenti colori del satellite

sotto – due vedute globali degli emisferi di Giapeto

Global View of Iapetus' Dichotomy

È possibile che il materiale scuro provenga da qualche fonte interna, forse portata alla superficie da combinazioni di impatti meteoritici e vulcanismo. Questa teoria è supportata dall’apparente concentrazione del materiale sul fondo dei crateri. Siccome Giapeto è lontano da Saturno, è stato ipotizzato che potrebbe aver evitato gran parte del riscaldamento che le altre lune di Saturno hanno ricevuto durante la formazione del sistema solare. Quindi avrebbe potuto trattenere al suo interno metano o ghiaccio di ammoniaca, che più tardi eruttò sulla superficie, e poi annerì a causa della radiazione solare, particelle cariche e raggi cosmici. Un’indicazione di questo tipo di vulcanismo proviene da un anello di materiale scuro, di circa 100 chilometri in diametro, che si estende sul confine tra le due zone di Giapeto, simili strutture sulla Luna e su Marte sono il risultato di materiale vulcanico fluito in crateri di impatto con un picco centrale.

Color Map of Iapetus

Una mappa lineare di Giapeto, ottenuta da immagini della Cassini – sono evidenti le differenze cromatiche dei due emisferi

Una teoria alternativa ipotizza che il materiale scuro provenga da Febe, o da altri satelliti esterni in rivoluzione retrograda, e sia stato liberato dalla superficie del satellite più piccolo da impatti di meteoritici. Febe è probabilmente l’origine del più largo fra gli anelli di Saturno finora scoperti, l’anello di Febe appunto, rivelato solo nel 2009 dalle osservazioni nell’infrarosso del telescopio spaziale Spitzer. Siccome la Cassini Regio corrisponde alla faccia che Giapeto rivolge in direzione del proprio moto orbitale, eccezion fatta per i poli, su di essa si sarebbero raccolti questi detriti. Tuttavia la superficie di Febe presenta una colorazione più grigia rispetto al materiale scuro di Giapeto, ed una composizione più simile alla sua superficie brillante, perciò l’arrivo del materiale da Febe spiega solo una piccola differenza di albedo, che dovrebbe essere accentuata da un processo posteriore.

The 'Voyager' Mountains

un particolare scattato dalla Cassini, della zona equatoriale di Giapeto, già fotografata dalla Voyager 1

Quale che sia l’origine dei materiali scuri, infatti, l’opacità della superficie di Giapeto potrebbe essere accentuata dalle radiazioni solari a causa del lungo periodo di rotazione della luna: mentre la parte ghiacciata le riflette meglio, quella scura si surriscalda maggiormente, facendo sublimare il ghiaccio e ogni eventuale elemento volatile, che tende a depositarsi sui poli o sull’emisfero opposto. durante il lunghissimo giorno di Giapeto la parte chiara della superficie arriva fino a 113 K circa, quella più scura fino a 128; questa differenza, seppur leggera, è sufficiente perché il ghiaccio si disperda in misura nettamente maggiore nella Cassini Regio che sul resto del satellite. Su tempistiche geologiche questo avrebbe accentuato la differenza di albedo fra le due aree.

From Dark to Bright and Red to White

due immagini a differenti cromie di Giapeto che mostrano le diverse colorazioni degli emisferi

La cresta equatoriale

Un ulteriore mistero è stato scoperto quando la sonda Cassini fotografò Giapeto il 31 dicembre 2004 e rivelò la presenza di una cresta larga all’incirca 20 km ed alta 13 km che si estende per oltre 1300 km nella Cassini Regio, seguendo quasi perfettamente la linea equatoriale della luna. Alcuni picchi della cresta raggiungono i 20 km d’altezza, e costituiscono alcune delle più grandi montagne del sistema solare. Alcune delle montagne più chiare nei pressi del bordo della Cassini Regio, che sembrano appartenere a questa cresta, erano già state viste nelle foto delle Voyager; tuttavia, queste ultime non furono in grado di fornire dettagli della regione oscura, dunque l’estensione del complesso geologico si è reso visibile solo di recente.

 
Primo piano della cresta equatoriale di Giapeto – immagine della sonda Cassini

L’immenso sistema crestale è altamente craterizzato, il che indica che è molto antico. Diverse ipotesi sono state prodotte riguardo alla sua origine. La cresta potrebbe essere nata al momento della sua formazione quando la luna ruotava molto più velocemente, ipotesi sostenuta dal team della missione Cassini, ed implicherebbe che il giovane Giapeto ruotasse in un periodo di almeno 17 ore. Raffreddandosi, la luna ha mantenuto la cresta, anche sotto l’influenza delle maree di Saturno che ne hanno rallentato la rotazione alle attuali 79 ore. La cresta equatoriale potrebbe essersi formata, secondo un’altra ipotesi, da materiale fuoriuscito in superficie dal sottosuolo e poi solidificatosi.

una immagine della Cassini che evidenzia la cresta equatoriale del satellite

È stato anche suggerito che Giapeto avesse potuto avere un anello, nei primi periodi della sua esistenza, un anello poi collassato gradualmente lungo la fascia equatoriale. Infatti, Giapeto ha un’importante sfera di Hill, il che giustificherebbe sia la presenza dell’anello nel proto-Giapeto che l’attrazione di altro materiale, anch’esso poi collassato sulla superficie. Un’ipotesi simile vede la cresta come il risultato dell’impatto di un satellite di Giapeto, spezzato dalle forze congiunte delle maree di Saturno e Giapeto stesso, per infine precipitare lungo l’equatore della luna. La cresta equatoriale sembra però troppo solida per essere il risultato di materiale precipitato dall’anello, senza contare che le immagini mostrano che è attraversata da faglie d’origine tettonica, il che non sembra confermare quest’ipotesi. Queste ipotesi, comunque, non spiegano perché la cresta si estenda per la sola Cassini Regio.

Immagine ravvicinata delle montagne che compongono la cresta equatoriale di Giapeto.

Crateri

La luna possiede numerosi crateri di notevoli dimensioni, alcuni dei quali sono stati scoperti grazie alle foto della sonda Voyager II; solo con la Cassini è stato possibile rilevare la presenza di vasti crateri d’impatto nella regione oscura. Il più grande, Turgis, possiede un diametro di 580 km (due quinti di quello della luna) ed è uno dei più vasti del sistema solare. L’orlo del cratere è molto ripido e parte della scarpata supera i 15 km d’altezza.

Febe

Per più di 100 anni Phoebe fu la luna più esterna di Saturno conosciuta, fino alla scoperta di molte lune più piccole nel 2000. Febe è stato il primo obiettivo della sonda Cassini al suo arrivo, nel 2004, nel sistema di Saturno, ed è stato quindi ben studiato, fatto insolito considerato che è solo il nono satellite di Saturno per dimensioni.

Phoebe cassini.jpg

sopra e sotto – due immagine di Febe scattata dalla Cassini

Parametri orbitali

Febe orbita attorno a Saturno con moto retrogrado ed è 4 volte più distante da Saturno di Giapeto, il suo vicino più prossimo, avendo un semiasse maggiore di quasi 13 milioni di chilometri. Il suo periodo orbitale è di 550 giorni circa ed è sostanzialmente più grande di ogni altra luna in orbita a distanza simile dal proprio pianeta.

Tutte le lune più interne di Saturno, fino a Giapeto, orbitano molto vicino al piano equatoriale del pianeta. Le lune esterne possono essere suddivise in due gruppi: Il gruppo di Siarnaq (Kiviuq, Ijiraq, Paaliaq, Albiorix, Erriapo, Siarnaq e Tarvos) è inclinato di 33,5-46,5°, mentre il gruppo di Phoebe (Phoebe, Skathi, Narvi, Mundilfari, Suttungr, Thrymr e Ymir) è retrogrado è inclinato di 134,5-175,5°. Entrambi i gruppi sono estremamente eccentrici e nessuna delle lune si prevede sia in rotazione sincrona, come fanno tutte le lune interne di Saturno (a parte Iperione), al contrario Febe ruota su sé stesso piuttosto velocemente, in un periodo calcolato in 9 ore e 16 minuti.

Caratteristiche fisiche

Febe è grosso modo sferico e ha un diametro di 213 chilometri, circa un quindicesimo del diametro della nostra Luna. La sua temperatura di superficie è di 110 K (-163 °C). La maggior parte delle lune interne di Saturno hanno superfici molto brillanti, l’albedo di Febe è invece molto basso (0,06). La superficie è pesantemente craterizzata, con crateri larghi fino a 80 chilometri; un cratere ha pareti alte 16 chilometri.

Proiezione cartografica di Febe

I colori scuri di Febe portarono inizialmente gli scienziati a supporre che fosse un asteroide catturato, dato che assomigliava alla classe comune di asteroidi carboniosi e scuri. Questi sono chimicamente molto primitivi e si pensa che siano composti da sostanze condensatesi dalla nebulosa solare con pochi cambiamenti da allora.

una immagine a colori reali ed una all’ultravioletto di Febe che conferma la presenza di acqua ghiacciata sulla superficie

Tuttavia, le immagini dalla sonda Cassini-Huygens mostrano che i crateri di Febe presentano una considerevole variazione di luminosità: ciò indica la presenza di grandi quantità di ghiaccio sotto una coltre relativamente sottile di depositi scuri, approssimativamente dai 300 ai 500 metri di spessore. Inoltre, sulla superficie è stato rilevato il biossido di carbonio, mai rilevato su un asteroide. Si valuta che Febe sia costituito per circa il 50% di roccia, rispetto al 35% circa che caratterizza le lune interne di Saturno. Per queste ragioni, gli scienziati sono portati a credere che Febe sia un centauro catturato, oppure uno dei numerosi planetoidi ghiacciati della Fascia di Kuiper che orbitano oltre Nettuno.

This image from NASA's Cassini spacecraft shows bright wispy streaks thought to be ice revealed by subsidence of crater walls.

una immagine ravvicinata del bordo del grande cratere da impatto nella zona nord del satellite – si osservano strisce di materiali ghiacciati che sembrano collassate per subsidenza 

Del materiale rimosso dalla superficie di Phoebe da impatti di microscopici meteoriti potrebbe essere responsabile delle superfici scure di Iperione e dell’emisfero scuro di Giapeto. I frammenti degli impatti più grandi potrebbero aver fornito il materiale per altre lune del gruppo di Phoebe, le quali messe assieme misurano meno di 10 km di diametro.

A mosaic of two images of Saturn's moon Phoebe taken shortly after NASA's Cassini spacecraft flyby on June 11, 2004, gives a close-up view of a region near its South Pole.

sopra mosaico di due foto della Cassini che mostrano la zona del polo sud del satellite

sotto un cratere che rivela punti chiari, probabilmente impatti minori che hanno portato alla luce il materiale sottostante la polvere presente in superficie

This eye-popping high-resolution image captured by NASA's Cassini spacecraft shows Phoebe's pitted surface.

I fly-by delle sonde

La Voyager II passò nelle vicinanze di Febe nel settembre 1981, tuttavia data la grande distanza (2,2 Milioni di km) e la bassa risoluzione, si è potuto apprendere relativamente poco da quelle immagini, ma è grazie ala sonda Cassini, passata a 2068 chilometri da Febe l’11 giugno 2004 mappando l’intera superficie della luna, che abbiamo numerose foto del satellite.

NASA's Voyager 2 took this photo sequence of Saturn's outer satellite, Phoebe, on Sept. 4, 1981, from 2.2 million kilometers (1.36 million miles) away.

dal collage di foto scattate dalla Voyager 2, il movimento del satellite

Anello di Febe

Nell’ottobre del 2009, grazie al telescopio spaziale Spitzer, è stato scoperto il più grande anello di Saturno mai osservato in precedenza. Questo enorme anello si trova alla periferia del sistema di Saturno, in un’orbita inclinata di 27º rispetto al piano del sistema dei sette anelli principali. Il nuovo anello, che si ritiene sia originato da Febe, è composto di ghiaccio e di polvere allo stato di particelle alla temperatura di -157 °C. Pur essendo molto esteso questo anello è rilevabile solo nello spettro infrarosso, perché non riflette la luce visibile. La massa dell’anello comincia ad una distanza di circa 6 milioni di chilometri dal pianeta e si estende fino a 11,9 milioni di chilometri. La scoperta potrebbe essere decisiva per risolvere il problema legato alla colorazione del satellite Giapeto: gli astronomi ritengono che le particelle dell’anello, che orbitano intorno a Saturno in modo retrogrado (proprio come Febe), vadano a collidere contro la superficie di Giapeto quando esso, durante il suo moto orbitale, attraversa l’anello.

Giano

Giano fotografato dalla Voyager2

Scoperta e orbita

Giano occupa essenzialmente la stessa orbita del satellite Epimeteo. Questa caratteristica ha provocato una certa confusione tra gli astronomi, che pensavano fosse presente un solo corpo in quella orbita. Infine si capì che i problemi provenivano dal tentativo di riconciliare le osservazioni di due corpi distinti interpretandoli come un singolo oggetto.

saturno giano e teti

Immagine scattata dalla Cassini da una distanza di 955.000 chilometri da Giano e di 1,3 milioni di chilometri da Teti.

Giano fu osservato in momenti diversi e gli vennero assegnati diversi nomi provvisori. Venne osservato dalla sonda Pioneer 11 mentre passava vicino a Saturno il 1º settembre 1979 quando la sua ombra venne rivelata da tre rilevatori di particelle energetiche. La sua esistenza venne infine confermata dalla sonda Voyager 1 il 1º marzo 1980. 

Immagine

Giano ripreso dalla sonda Cassini

Relazione tra le orbite di Epimeteo e Giano

Giano ed Epimeteo sono “co-orbitali”: il raggio orbitale di Giano è attualmente solo di 50 km inferiore a quello di Epimeteo. Tali orbite, essendo molto vicine, hanno velocità maggiori e i due satelliti inevitabilmente si avvicinano e a prima vista sembrerebbe inevitabile una collisione. Tuttavia quando il satellite interno raggiunge il satellite esterno la loro mutua attrazione gravitazionale aumenta la quantità di moto della luna interna e aumenta la sua orbita, che causa un rallentamento. Nello stesso momento, il satellite esterno perde una quantità di moto uguale e scende in un’orbita inferiore, accelerando. Quindi i satelliti si “scambiano” le orbite e si separano nuovamente, senza sorpassarsi e senza neppure avvicinarsi eccessivamente dato che la loro distanza non è mai inferiore a 10000 km. Lo scambio avviene ogni quattro anni. In base alle attuali conoscenze, questa disposizione è unica nel sistema solare.

Risultato immagine per giano nasa

Giano ed Epimeteo, immagine della sonda Cassini

Questa relazione tra le orbite può essere compresa come una applicazione del problema dei tre corpi, dove il terzo corpo è costituito da Saturno e le due lune hanno approssimativamente la stessa dimensione. Gli asteroidi troiani e l’orbita a ferro di cavallo di 3753 Cruithne rispetto alla Terra costituiscono altri esempi di questo problema.

Caratteristiche fisiche

Giano ha molti crateri, alcuni dei quali più grandi di 30 km di diametro, ma poche strutture lineari. La superficie sembra più antica rispetto a quella di Prometeo ma più giovane di quella di Pandora. Dalla sua densità molto bassa e dalla sua relativamente alta albedo si pensa che Giano sia un corpo ghiacciato e poroso, tuttavia questi dati non sono certi, e devono essere confermati

Epimeteo

La scoperta della sonda Voyager era stata chiamata temporaneamente S/1980 S 3, e venne chiamata ufficialmente “Epimeteo” nel 1983, Il nome Giano fu approvato dalla IAU nello stesso anno, anche se il nome era stato usato ufficiosamente fin dalla proposta di Dollfus dal 1966.

epimeteo

Epimeteo ripreso dalla Cassini

Giano ed Epimeteo sono “co-orbitali”, cioè condividono la stessa orbita; il raggio orbitale di Giano è attualmente solo di 50 km inferiore a quello di Epimeteo, un valore inferiore alle dimensioni del satellite stesso. In base alle leggi di Keplero, l’orbita più corta viene completata in un tempo più breve, ma la differenza è di soli 30 secondi. Tuttavia il satellite più interno si allontana da Saturno ogni giorno di ¼°.

Caratteristiche fisiche

Su Epimeteo sono presenti diversi crateri con diametri maggiori di 30 km, assieme a piccole e grandi creste e solchi. L’estesa craterizzazione indica che Epimeteo dovrebbe essere piuttosto antico. Potrebbe derivare, assieme a Giano, da un singolo corpo successivamente disgregatosi in due oggetti distinti; in questo caso la disgrezione deve essere avvenuta nella fase iniziale della formazione del sistema satellitare. Dalla sua densità molto bassa e dalla sua relativamente alta albedo, si pensa che si tratti di un corpo ghiacciato e poroso, tuttavia questi dati non sono certi, e devono essere confermati.

una immagine di Epimeteo scattata dalla Cassini

Il polo sud mostra quelli che sembrano i resti di un grande cratere da impatto che copriva gran parte della superficie del satellite e che potrebbe spiegare la forma un po’ appiattita della parte meridionale di Epimeteo. Sembra che ci siano due tipi di terreno: il primo scuro e liscio, il secondo più brillante, un po’ più giallastro e fratturato. È possibile che il materiale più scuro sia scivolato lungo i pendii e che abbia un contenuto di ghiaccio inferiore al materiale più chiaro. Entrambi potrebbero comunque contenere ghiaccio d’acqua.

Epimeteo fotografato dalla Voyager 1, mentre viene oltrepassato dall’ombra dell’anello F di Saturno

Anello di polveri

Nella regione di spazio occupata da Epimeteo e Giano è presente un tenue anello di polveri, come è stato rivelato dalle immagini in luce diffusa diretta riprese dalla sonda Cassini nel 2006. Questo anello ha un diametro di circa 5.000 km. L’anello è formato dalle polveri emesse dalla superficie del satellite in seguito ad impatti meteoritici, polveri che vanno a formare un anello diffuso attorno al percorso orbitale.

Prometeo

Prometeo è un satellite naturale di Saturno. È stato scoperto nel 1980 dalle foto riprese dalla sonda Voyager 1 e fu chiamato 1980 S 27.

immagine grezza e non processata di prometeo ripreso dalla Cassini

Caratteristiche

Questa piccola luna è estremamente allungata, e presenta diverse creste, valli e diversi crateri da impatto di circa 20 km, anche se è meno craterizzato delle lune Pandora, Epimeteo e Giano. Dai dati sulla sua densità molto bassa e il suo relativamente elevato albedo, sembra che sia un corpo celeste ghiacciato e poroso. Tuttavia questi dati non sono sicuri e devono essere confermati.

Saturn's moon Prometheus

Prometeo fotografato dalla Cassini

Prometeo è una luna pastore nel bordo interno dell’Anello F di Saturno. Immagini recenti della sonda Cassini mostrano che il campo gravitazionale del satellite crea nodi e perturbazioni nell’anello F a causa del materiale sottratto da esso.

sotto – la perturbazione di Prometeo sull’anello F

PIA12593 Prometheus2.jpg

Prometeo fotografato dalla sonda Cassini

L’orbita di Prometeo appare caotica, a causa della risonanza del moto con Pandora e modifiche apprezzabili dell’orbita appaiono ogni 6,2 anni, quando il periasse di Pandora si allinea con l’apoasse di Prometeo e le lune si avvicinano a meno di 1400 km. Prometeo inoltre perturba in modo significativo Atlante

Pandora

Immagine combinata di Pandora fotografata agli infrarossi, verdi ed ultravioletti dalla Cassini

Pandora è un satellite naturale di Saturno. Venne scoperto nel 1980 dalle fotografie riprese dalla sonda Voyager 1 e venne chiamato 1980 S 26.

 Pandora

Pandora e l’anello F di saturno, ripreso dalla Cassini

Pandora è un’altra luna pastore dell’Anello F di Saturno come Prometeo, ma maggiormente craterizzata rispetto a questo. Possiede almeno due grandi crateri da impatto di circa 30 km di diametro. Come per Prometeo, anche i dati di Pandora sulla sua densità molto bassa e il suo relativamente elevato albedo, ipotizzano che sia un corpo celeste ghiacciato e poroso. Tuttavia questi dati non sono sicuri e devono essere confermati.

Pandora ripresa dalla Cassini - sullo sfondo gli anelli di Saturno visti di taglio

L’orbita di Pandora appare caotica, a causa della risonanza del moto con Prometeo e presenta modifiche apprezzabili ogni 6,2 anni, quando il periasse di Pandora si allinea con l’apoasse di Prometeo e le lune si avvicinano a meno di 1400 km. Pandora possiede anche una risonanza con il satellite Mimante.

Pan

Pan ripreso dalla Cassini

Pan è il satellite naturale più interno del pianeta Saturno; scoperto nel 1990 da Mark Showalter grazie all’analisi di immagini scattate nel precedente decennio nel corso del programma Voyager, deve il suo nome alla divinità Pan, presente nella mitologia greca. Il satellite era precedentemente noto con la designazione provvisoria S/1981 S 13.

Saturn's Saucer Moons

le due forme molto simili e peculiari di Pan ed Atlas

Pan fu individuato entro un margine di 1° dalla posizione prevista, grazie all’analisi di tutte le immagini catturate in precedenza dalla Voyager 2 e all’utilizzo di simulazioni al computer per verificare se in ciascuna di esse sarebbe stato effettivamente possibile individuare la presenza di un satellite naturale. Pan è risultato chiaramente visibile in tutte le immagini dalla risoluzione superiore a ~50 km/pixel, ed appare complessivamente in undici fotografie.

Parametri orbitali

Pan orbita all’interno della divisione di Encke, nell’anello A di Saturno; funge da satellite pastore per l’anello, e la sua presenza mantiene la divisione libera dalle particelle ghiacciate che compongono gli anelli. La sua attrazione gravitazionale forma inoltre strutture dall’aspetto ondulatorio all’interno dell’anello.

small moon Pan appears as a tiny dot in a gap in Saturn's rings.

sopra – Pan nell’anello di Encke, ripreso dalla Cassini

sotto – Pan proietta la sua ombra sull’anello A

Pan's Very Own Shadow

Metone

Risultato immagine per satellite metone

Metone e la sua inusuale forma liscia fotografato dalla sonda Cassini

Metone è un piccolo satellite naturale di Saturno, la cui orbita è compresa fra quelle di Mimante ed Encelado.

Parametri orbitali

L’orbita di Metone è significativamente alterata da una risonanza orbitale con Mimante, decisamente più grande. A causa di questo fenomeno, l’orbita oscilla in ampiezza di circa 20 km nel semiasse maggiore e 5° in longitudine del nodo ascendente con un periodo di circa 450 giorni. Anche l’eccentricità orbitale varia, con un diverso periodo, tra 0,0011 e 0,0037, e l’inclinazione tra circa 0,003° e 0,020°.

Risultato immagine per satellite di saturno metone

i satelliti Metone ed Anthe ed i loro semianelli

Caratteristiche fisiche

La sonda Cassini ha fotografato Metone nel maggio 2012, rivelandone la forma ovale, una superficie notevolmente liscia e priva di crateri e delle ampie regioni di diversa luminosità (albedo). L’inusuale liscezza della superficie è probabilmente da attribuirsi alla fluidità del materiale di cui è composta la luna. Infatti, se si attribuisce la forma del satellite a un bilancio tra la propria gravità e le forze di marea di Saturno, è possibile stimarne la densità in circa 0.31 g/cm³: una struttura così leggera sarebbe in grado di appianare eventuali crateri in modo più rapido rispetto ad oggetti più densi.

Dafni

Dafni  nella divisione di Keeler in una foto della Cassini

Dafni è un satellite naturale di Saturno. È conosciuto anche come Saturno XXXV e la sua denominazione provvisoria al momento della scoperta era S/2005 S 1. Dafni misura da 6 a 8 km di diametro e orbita attorno al pianeta nella divisione di Keeler, all’interno dell’anello A. Ha un’albedo stimata del 50%.

Scoperta

Prima che Dafni venisse fotografato, l’esistenza di un satellite in quella posizione era già stata ipotizzata dalle increspature gravitazionali osservate sul bordo esterno della divisione di Keeler. Le onde prodotte dal satellite sul bordo interno della divisione lo precedono nella sua orbita, mentre quelle sul bordo esterno lo seguono a causa delle differenze nella velocità orbitale relativa. La scoperta venne annunciata da Carolyn Porco del Cassini Imaging Science Team il 6 maggio 2005, dopo averlo rilevato in sei immagini riprese dalla sonda Cassini il 1º maggio, in una sequenza con esposizione di 0,180 secondi del bordo esterno dell’anello A di Saturno. Venne successivamente ritrovato anche in una sequenza di immagini dell’anello F prese il precedente 13 aprile, e nuovamente in due immagini ad alta risoluzione (3,54 km/pixel) riprese il 2 maggio, dove venne risolto il suo disco di 7 km.

Orbita

L’inclinazione e l’eccentricità dell’orbita sono molto piccole, ma non nulle. L’eccentricità causa variazioni della distanza da Saturno comprese entro 9 km, mentre l’inclinazione provoca oscillazioni verticali di circa 17 km. La divisione di Keeler entro cui si muove Dafni è larga circa 42 km. L’asse maggiore misura circa 136.505 km, il che permette di stimare il suo periodo di rivoluzione in 0,59 giorni.

 

ed alla fine di questo lungo articolo vorrei dedicare un pensiero affettuoso alla sonda Cassini che ha terminato la sua brillantissima missione nell’atmosfera di Saturno allo scopo di preservare Encelado e le possibilità che questi ospiti forme di vita nel suo oceano sotterraneo da ogni possibile contaminazione, una volta esaurita la possibilità di movimenti autonomi della sonda…ed è proprio al lavoro incredibile di questa sonda che oggi possiamo conoscere meglio il ricco e peculiare sistema planetario di Saturno  

il disagio dei precari…milioni di precari

ansa – Nel primo semestre 2017 l’area del disagio contava 4 milioni 492 mila persone (+45,5% rispetto al primo semestre 2007, pari a +1 milione e 400 mila persone), il numero più alto degli ultimi dieci anni. E’ quanto emerge da una ricerca della Fondazione di Vittorio della Cgil, che rielabora le statistiche sull’area del disagio nell’occupazione (occupati in età 15-64 anni con lavoro temporaneo o a tempo parziale perché non hanno trovato un’occupazione stabile o a tempo pieno).

Il tasso di disagio è maggiore nel Mezzogiorno (23,9%) rispetto al Nord (17,7%), nell’occupazione femminile (26,9%) rispetto a quella maschile (15,2%). Si dilata inoltre la distanza tra generazioni: nella fascia 15-24 anni il tasso di disagio è del 60,7% (+21 punti rispetto a dieci anni prima); segue la classe dei giovani-adulti (25-34 anni) con un tasso vicino al 32% (era il 19% nel 2007). Anche la forbice tra italiani e stranieri si allarga: il disagio coinvolge un lavoratore straniero su tre (18,4% dei cittadini italiani).

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ecco, questi dati tristissimi che recitano di un paese che se esce dalla crisi, dentro però ci lascia milioni di nuovi schiavi funzionali ad un sistema economico iniquo e che necessita di un precariato e di una flessibilità vicina alla prostrazione più assoluta del diritto rispetto al business, vorrei dedicarli ai tanti demenziali fan del jobs act e misure simili!!!!
   

tamarri d’italia

tamarri d’italia, una nuova rubrica a carattere estetico-civile che inauguro da oggi sul mio blog…ma cos’è un tamarro?…per la maggior parte dei dizionari un tamarro è 

[ta-màr-ro] s.m. (f. -ra) region.

  • • spreg. Giovane provinciale o di periferia che si sforza di adeguarsi ai modi di vita cittadini, ma in maniera eccessiva, volgare

  • tamarro s. m. (f. -a) [prob. dall’arabo tammār «mercante di datteri»]. – Voce region., in uso nell’Italia merid., e da lì diffusa anche altrove nel gergo giovanile per indicare persona, per lo più di periferia, dai modi e dall’aspetto rozzi, volgari, villani (dal vocabolario treccani)
  • Utilizzo

    Nel gergo giovanile è usato per indicare una categoria di giovani di ambo i sessi. Le principali associazioni comportamentali che questo termine evoca riguardano l’aderenza a determinati modelli (vestiario, convivenza, tipo di linguaggio, forme di intrattenimento, interessi) e al ceto o luogo di appartenenza o al tipo di veicolo guidato.

    Il termine viene utilizzato anche come aggettivo; in questo caso non si riferisce solo alle persone ma anche a cose (veicoli, vestiti, canzoni) associabili ai modelli di riferimento evocati dalla parola.

    Varianti

    Il termine è spesso associato con alcuni termini di carattere dialettale o comunque forme locali. Tali termini in realtà connotano varianti locali dello stereotipo che non coincidono strettamente. I termini dialettali e gergali comparabili sono molti: tarro, zarro, zamone (voci di area prevalentemente settentrionale), gabibbo (termine della lingua ligure usato a Genova significante “straniero” – dall’eritreo habib “amico” [venuto da lontano]), coatto (utilizzato a Roma), maraglio (bolognese), tarpano (abruzzese), zurro (molisano), “bacano” (Trentino), cuozzo (utilizzato in Campania), cozzalo (barese), cozzaro (tarantino), ricottaro (in uso in provincia di Napoli), zambaro (calabrese), zallo e mazzaro (leccese), tascio, gargio (palermitani), zallo (messinese), zaurdu, cajordu e zambíru (in uso a Catania e provincia), zambro e zuefulu (in uso nell’area brindisina), gaggio, gaurro e grezzo (sardi), cuscio (potenza)

insomma, non la faccio lunga e vi lascio ad una foto del primo tamarro (non in valore assoluto, ma primo per ordine di trattazione)…ogni suggerimento dei lettori è ben accetto per migliorare la rubrica :D

L'immagine può contenere: 1 persona, barba e spazio al chiuso
 
il bodybuilder Antonio Bini, a processo con l’accusa di lesioni aggravate dai futili motivi per l’aggressione ad un tassista a milano, a cui ha staccato un lobo dell’orecchio con un morso per un diverbio

più secco di così…

Il 2017 è stato l’anno più secco in Italia dal 1800 ad oggi. Secondo il Cnr le piogge sono state oltre il 30% inferiori alla media del periodo di riferimento 1971-2000, “etichettando quest’anno come il più secco dal 1800 ad oggi”. 

Cnr, 2017 anno pi secco in Italia in ultimi 2 secoli © ANSA

A partire dal mese di dicembre del 2016 (primo mese dell’anno meteorologico 2017) si sono susseguiti mesi quasi sempre in perdita – scrive il Cnr in una nota -: fatta eccezione per i mesi di gennaio, settembre e novembre, tutti gli altri hanno fatto registrare un segno negativo, quasi sempre con deficit di oltre il 30% e, in ben sei mesi, di oltre il 50%“. “A conti fatti – spiega il Cnr -, gli accumuli annuali a fine 2017 sono risultati essere di oltre il 30% inferiori alla media del periodo di riferimento 1971-2000, etichettando quest’anno come il più secco dal 1800 ad oggi. Per trovare un anno simile bisogna andare indietro al 1945: anche in quell’anno ci furono 9 mesi su 12 pesantemente sotto media (il deficit fu -29%, quindi leggermente inferiore)”.

Il 2017 è stato un anno record anche per il caldo, ma in questo caso non è stato il più caldo in assoluto. “Dal punto di vista termometrico – scrive il Cnr – il 2017 ha fatto registrare, per l’Italia, un’anomalia di +1,3 gradi al di sopra della media del periodo di riferimento convenzionale 1971-2000, chiudendo come il quarto più caldo dal 1800 ad oggi, pari merito agli anni 2001, 2007 e 2016. Più caldi del 2017 sono stati solo il 2003 (con un’anomalia di +1,36 gradi), il 2014 (+1,38 gradi rispetto alla media) e il 2015, che resta l’anno più caldo di sempre, con i suoi +1,43 gradi al di sopra della media del periodo di riferimento”.

la sonda delle meraviglie funziona ancora…

Rappresentazione artistica della sonda Voyager 1 nello spazio interstellare (fonte:  NASA/JPL-Caltech) © AnsaFOTO
Rappresentazione artistica della sonda Voyager 1 nello spazio interstellare (fonte: NASA/JPL-Caltech) © ANSA/Ansa
quante volte ne abbiamo parlato in questi articoli sul sistema solare come avanguardia di sonde più moderne…credevate che fosse sparita nel nulla, distrutta o senza più energia?…ebbene, no…la voyager 1 è viva, naviga nell’ignoto spazio interstellare ed in qualche modo lotta insieme a noi…

ansa – Prima manovra nello spazio interstellare. Ad accendere i motori in questo ambiente sconosciuto è stata la sonda Voyager 1, che ha aggiunto un nuovo primato ai suoi 40 anni di attività. La manovra, che ha permesso di modificare l’orientamento della sonda e di puntare l’antenna verso Terra, permetterà di allungare la vita della missione di circa 3 anni. “Usando i propulsori che funzionano ancora dopo 37 anni, potremo estendere la vita della sonda di due o tre anni”, ha detto Suzanne Dodd, che lavora alla missione Voyager presso il Jet Propulsion Laboratory (Jpl) della Nasa.

Lanciata dalla Nasa nel 1977, la sonda Voyager 1 è l’unico veicolo costruito dall’uomo ad aver superato i confini del Sistema Solare e con il quale si mantengano ancora i contatti. Ora la sonda si trova a circa 20 miliardi di chilometri dalla Terra, nello spazio interstellare.

In viaggio da 40 anni, negli ultimi anni il Voyager 1 ha cominciato a perdere ‘smalto’: i motori principali che ha usato finora per orientare la traiettoria si sono deteriorati e la Nasa ha riunito i suoi esperti per trovare una soluzione. Si è deciso così di provare a riutilizzare 4 motori di riserva che dormivano da ben 37 anni. Erano stati utilizzati, infatti, solo durante i passaggi ravvicinati a Giove e Saturno, avvenuti fra il 1979 e il 1980.

In quelle occasioni avevano permesso di modificare la rotta della sonda in modo da puntare i suoi strumenti sugli obiettivi da osservare. Accesi per l’ultima volta 37 anni fa, durante il passaggio ravvicinato a Saturno dell’8 novembre 1980, i motori tornano a funzionare adesso per permettere alla sonda di continuare a comunicare con la Terra nel suo nuovo viaggio verso l’ignoto.

Il video pubblicato dalla Nasa nel 2013, quando la sonda Voyager 1 ha superato i confini del Sistema Solare

il sistema solare in immagini – parte VII – saturno

e siamo così arrivati nel nostro viaggio verso i confini del sistema solare al “signore degli anelli”, l’enigmatico saturno, un’altra stella mancata o forse qualcosa di ancora misterioso, un sistema che grazie alla meravigliosa sonda cassini abbiamo imparato a conoscere meglio…tratteremo a parte le sue numerosissime lune, focalizzando su Encelado e Titano…

saturno

Saturno è il sesto pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole, dopo Mercurio, Venere, Terra, Marte e Giove, e il secondo pianeta più massiccio dopo Giove. Saturno, con Giove, Urano e Nettuno, è classificato come gigante gassoso, con un raggio medio 9,5 volte quello della Terra e una massa 95 volte superiore a quella terrestre. E’ composto per il 95% da idrogeno e per il 3% da elio a cui seguono gli altri elementi. Il nucleo, la cui esistenza è data per certa, pur senza prove inconfutabili, consistente in silicati e ghiacci, è circondato da uno spesso strato di idrogeno metallico e quindi di uno strato esterno gassoso.

Foto di Saturno scattata dalla Voyager 2 da circa 21 milioni di chilometri. Si notano tre dei suoi satelliti ghiacciati sulla sinistra; in ordine di distanza dal pianeta: Teti, Dione, Rea. L’ombra di Teti è proiettata sull’emisfero sud di Saturno.

I venti nell’atmosfera di Saturno possono raggiungere i 1 800 km/h, risultando significativamente più veloci di quelli su Giove, ma poco meno veloci di quelli che spirano nell’atmosfera di Nettuno. Saturno ha un esteso e vistoso sistema di anelli che consiste principalmente in particelle di ghiacci e polveri di silicati. Della sessantina di lune conosciute che orbitano intorno al pianeta Titano è la maggiore e l’unica luna del sistema solare ad avere un’atmosfera significativa, mentre Encelado rappresenta oggi una delle sedi di possibili condizioni adatte a forme di vita nel suo oceano sotto il ghiaccio di superficie.

saturno all’osservazione amatoriale con un telescopio newton da 250 mm

Il momento migliore per osservare Saturno e i suoi anelli è l’opposizione (quindi opposto al Sole) e appare ad occhio nudo  come un luminoso punto giallastro con una magnitudine apparente tra 1 e 0. A causa della sua grande distanza dalla Terra, il diametro di Saturno è troppo piccolo per essere percepito e ad occhio nudo il pianeta apparirà sempre come un punto, necessitando un telescopio o un  binocolo da almeno 30 ingrandimenti per potere distinguere il disco del pianeta e gli anelli. Saturno ha un periodo di rivoluzione di 29,5 anni e ogni circa 15 anni, quando si trova in determinati punti della sua orbita, gli anelli scompaiono brevemente dalla vista, in quanto vengono a trovarsi perfettamente di taglio visti dalla Terra.

scattata dalla sonda Cassini, in questa foto il sole è eclissato da Saturno

Oltre che dalla distanza dalla Terra la luminosità di Saturno dipende anche dalla posizione degli anelli; se essi sono orientati in modo favorevole, come nel 2002, sono maggiormente visibili e contribuiscono ad aumentare sensibilmente la luminosità apparente di Saturno. Talvolta il pianeta, come altri corpi del sistema solare che giacciono nei pressi dell’eclittica, può venire occultato dalla Luna ed il fenomeno ha luogo con cicli ben determinati, ovvero ad un periodo di dodici mesi, durante i quali il pianeta viene occultato dodici volte dalla Luna, si sussegue un periodo di circa cinque anni, durante il quale non si verificano occultazioni. Ciò accade perché l’orbita della Luna intorno alla Terra è inclinata rispetto all’orbita della Terra attorno al Sole, e solo quando Saturno si trova vicino al punto dove l’orbita della Luna attraversa il “piano dell’eclittica” possono avvenire  occultazioni.

schiacciamento ai poli di saturno in confronto ad una sfera

Esplorazione spaziale

Pioneer 11

Il Pioneer 11 fu la prima sonda spaziale ad effettuare un sorvolo ravvicinato di Saturno nel settembre 1979, a 20 000 chilometri dalle nubi del pianeta. Furono scattate immagini del pianeta e di alcune delle lune, seppure ad una bassa risoluzione che non consentì di rilevare dettagli in superficie. La sonda studiò anche gli anelli del pianeta, scoprendo il sottile anello F e il fatto che le lacune oscure appaiono brillanti se osservate ad elevati angoli di fase rispetto al Sole, indicando che contengono sottili particelle in grado di diffondere la luce. Pioneer 11 misurò anche la temperatura di Titano, pari a 250 K, e l’intensità del campo magnetico di Saturno, un migliaio di volte più intenso di quello terrestre.

Le sonde Voyager

La sonda Voyager 1 visitò il sistema di Saturno nel novembre 1980, inviando le prime immagini ad alta risoluzione del pianeta, dei suoi anelli e delle principali lune, effettuando un flyby di Titano, migliorando la conoscenza della sua atmosfera e confermando l’impenetrabilità della stessa alle lunghezze d’onda del visibile. Nell’agosto 1981, la Voyager 2 arrivò nel sistema di Saturno. Acquisì altre immagini ravvicinate delle lune di Saturno mostrando cambiamenti di atmosfera ed anelli. La sonda ha analizzato l’atmosfera superiore di Saturno con il suo radar per misurare le temperature e le densità. La sonda ha scoperto che ai livelli più alti (7000 Pa di pressione) la temperatura era a 70 kelvin (-203 °C, cioè 70 gradi sopra lo zero assoluto), mentre ai livelli più bassi (120 000 Pa) la temperatura saliva a 143 K (-130 °C). Il polo nord del pianeta era 10 K più freddo, sebbene questo possa dipendere da effetti stagionali. Durante il flyby un blocco di due giorni alla piattaforma girevole della telecamera impedì di realizzare molte immagini pianificate. La gravità di Saturno fu poi usata per dirigere la sonda verso Urano. Le sonde scoprirono alcuni nuovi satelliti in orbita nei pressi o all’interno degli anelli del pianeta, così come scoprirono alcuni spazi vuoti tra gli anelli stessi, come la Divisione di Maxwell, tra l’anello B e l’anello C, e la Divisione di Keeler, all’interno dell’anello A.


sopra, immagine di Saturno ripresa dalla Voyager 1.

sotto due immagini di saturno ripresa dalla Voyager 2

Cassini-Huygens

Lanciata il 15 ottobre 1997, la sonda spaziale Cassini-Huygens entrò in orbita attorno a Saturno il 1º luglio 2004, completando la manovra di inserimento in orbita (SOI: Saturn Orbit Insertion). Ma già prima dell’inserimento in orbita la Cassini aveva studiato il sistema. Nel giugno del 2004 aveva effettuato il flyby di Febe mandando a terra dati e immagini ad alta risoluzione. La missione, oltre allo studio accurato del sistema di Saturno condotto per lunghi anni a partire dall’ingresso in orbita, prevedeva l’invio del lander Huygens sulla superficie di Titano, rimasta sconosciuta per la spessa coltre atmosferica che avvolge la principale luna di Saturno, ed il giorno di natale del 2004 la sonda lasciò la Cassini, scendendo nell’atmosfera misteriosa di Titano e raccogliendo un’enorme quantità di dati durante la discesa e dopo l’atterraggio (parleremo del lander nella prossima parte, dedicata ai satelliti). Durante tutto il 2005 la Cassini ha compiuto diversi flyby di Titano e di altri satelliti ghiacciati.

 
Saturno ripreso dalla sonda Cassini.

Dall’inizio del 2005 la Cassini rivelò fulmini nell’atmosfera di Saturno,1.000 volte più potenti dei fulmini terrestri. Nel 2006 la Cassini trovò la prova di acqua liquida su Encelado che fuoriusciva dalla superficie ghiacciata attraverso potenti geysers. Le immagini della Cassini mostrarono getti di particelle ghiacciate che dalla regione polare sud della luna finivano in orbita attorno a Saturno. Secondo alcuni scienziati altre lune del sistema solare potrebbero avere oceani di acqua liquida sotto la superficie, tuttavia nel caso di Encelado l’acqua poco sotto la superficie ghiacciata. Nel maggio 2011 la NASA affermò che Encelado potrebbe essere il luogo più abitabile del sistema solare per la vita, almeno per come è conosciuta dall’uomo.

 
 
Immagine in colori naturali della luna Titano di fronte a Giove scattata dalla sonda Cassini.

Numerose altre sono state le scoperte della Cassini nel corso degli anni: tra il 2006 e il 2007 laghi e mari di idrocarburi su Titano, il più grande dei quali ha le dimensioni del Mar Caspio, una enorme tempesta nel polo sud di Saturno, le piccole divisione di Maxwell e di Keeler negli anelli, otto nuovi satelliti, solo per citarne alcune, con la missione principale conclusasi nel 2008, dapprima estesa fino al 2010 e quindi, essendo ancora la sonda perfettamente funzionante, prorogata fino al 2017 con il nome di ribattezzata Cassini Equinox, quando la sonda è stata diretta verso Saturno per impedire che una volta smesso di funzionare, potesse impattare con Encelado, contaminandolo o danneggiandone la superficie. Nell’aprile 2013 la Cassini inviò le immagini di un enorme uragano sul polo nord del pianeta, 20 volte più grande di quelli terrestri, con venti ad oltre 530 km/h.

Nel luglio del 2006 la sonda ha per la prima volta trovato prove dell’esistenza di laghi di idrocarburi vicino al polo nord di Titano. Successive immagini del marzo 2007 hanno mostrato “mari” di idrocarburi, il più grande dei quali ha quasi le dimensioni del Mar Caspio.

Il 19 luglio 2013 la NASA ha annunciato in anticipo che sarebbero stata scattate foto dal sistema solare esterno verso la Terra, così la Cassini, dietro al disco di Saturno per evitare il bagliore del Sole, immortalò la Terra e la Luna dalla distanza di 1,5 miliardi di km. Da quella distanza la Terra appariva un piccolo puntino blu con un ancor più piccolo puntino bianco accanto (la Luna).

Parametri orbitali e rotazione

Saturno orbita attorno al Sole ad una distanza media di 1,427 × 109 km, con  rivoluzione completa in 29,458 anni terrestri. La sua orbita è inclinata di 2,488º rispetto all’eclittica ed è eccentrica di un fattore 0,0560. Alla sua distanza la luce del Sole appare 100 volte meno intensa rispetto alle misure effettuate da Terra. L’asse di rotazione è inclinato di 26,731°, regalando al pianeta un ciclo di stagioni più o meno analogo a quello terrestre e marziano, ma molto più lungo. Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a seconda della quota; gli strati superiori, nelle regioni equatoriali, impiegano 10,23378 ore a compiere un giro completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10,67597 ore.

Nel marzo 2007 è stato rilevato che la variazione delle emissioni radio del pianeta non corrisponde alla velocità di rotazione di Saturno. Tale variazione potrebbe essere causata dall’attività dei geyser sulla superficie della luna Encelado. Il vapore acqueo emesso in orbita attorno a Saturno da questa attività crea un ostacolo al campo magnetico del pianeta, rallentando la sua rotazione rispetto alla rotazione del pianeta. L’ultima stima del periodo di rotazione di Saturno, basato su una media di varie misure effettuate dalle sonde Cassini, Voyager e Pioneer è stata segnalata nel settembre 2007, ed equivale a 10 ore, 32 minuti e 35 ± 13 secondi.

Caratteristiche chimico-fisiche

Con una massa pari a 95,181 volte e un volume pari a 744 volte quello terrestre Saturno è il secondo pianeta più grande del sistema solare. È classificato come gigante gassoso poiché gli strati esterni sono costituiti prevalentemente da gas e manca di una superficie definita, anche se potrebbe avere nucleo solido. Saturno appare visibilmente schiacciato ai poli, con i suoi diametri equatoriale e polare (120.536 km e 108.728 km rispettivamente) che differiscono di quasi il 10%. Questa forma è il risultato della sua rapida rotazione e della sua composizione chimica, con la densità più bassa del Sistema solare, facile quindi a deformarsi. Anche gli altri pianeti, e i giganti gassosi in particolare, sono deformati, ma in modo molto meno evidente. Saturno è anche l’unico pianeta del sistema solare con una densità media inferiore a quella dell’acqua: solo 0,69 g/cm³. In realtà il valore medio è una combinazione di densità molto basse nell’atmosfera del pianeta e densità più elevate all’interno, sicuramente maggiori di quella dell’acqua. Per questi valori si presuppone che il pianeta abbia un nucleo di rocce e metalli non particolarmente massiccio. Saturno ha una massa 95 volte quella terrestre, e assieme a Giove compone il 92% della massa planetaria totale del sistema solare.

Struttura interna

Saturno possiede una struttura interna molto simile a quella di Giove e così presenta una composizione affine anche a quella del Sole, essendo costituito per il 75% di idrogeno ed il 25% di elio, con tracce d’acqua, metano ed ammoniaca. Nello strato esterno è presente un’atmosfera dove si alternano fasce chiare e scure parallele all’equatore con perturbazioni cicloniche e formazioni di nubi; il tutto degrada nella zona sottostante, dove a densità superiori a 0,01 g/cm3 l’idrogeno diviene liquido. La temperatura, la pressione e la densità all’interno del pianeta aumentano costantemente spostandosi verso il nucleo, e negli strati più profondi del pianeta, l’idrogeno diviene metallico.

Risultato immagine per saturno struttura internaRisultato immagine per saturno struttura interna

Al centro del pianeta è presente il nucleo. I modelli planetari standard suggeriscono che all’interno di Saturno esista un piccolo nucleo roccioso simile in composizione al nucleo terrestre, ma più denso. Gli astronomi francesi Didier Saumon e Tristan Guillot hanno stimato che il nucleo di Saturno possiede una massa compresa tra 9 e 22 volte la massa terrestre, che corrisponde ad un diametro di circa 25.000 chilometri e dove si raggiunge una temperatura di quasi 12.000 °C e pressione di 10 milioni di atmosfere. Il nucleo è circondato da uno spesso strato di idrogeno liquido metallico, seguito da uno strato liquido di idrogeno molecolare ed elio che si trasformano in gas all’aumentare dell’altitudine. Lo strato più esterno si estende su 1.000 km e consiste in una atmosfera gassosa.

Saturno, al pari di Giove, irradia, nell’infrarosso una energia più che doppia rispetto a quella che riceve dal Sole, e anche se in parte si pensa che ciò avvenga tramite il meccanismo di Kelvin-Helmholtz questo non basta a spiegare tale produzione di calore dall’interno. Un ulteriore meccanismo che spiegherebbe il calore generato è quello di una “pioggia di elio” all’interno: goccioline d’elio, più pesante dell’idrogeno, sprofondano nell’oceano liquido sottostante e comprimendosi, liberano calore che per convezione migra verso l’alto fino all’atmosfera, dove può sfuggire nello spazio esterno.

Atmosfera

L’atmosfera esterna di Saturno è composta per il 96,3% da idrogeno molecolare dal 3,25% di elio. La percentuale di elio è notevolmente minore rispetto al Sole. Le quantità di elementi più pesanti dell’elio non sono note con precisione, ma dedotte dal modello della formazione del sistema solare ed è stata stimata, nel caso di Saturno, in 19-31 volte la massa della Terra, con una percentuale significativa situata nella regione del nucleo planetario.

Nell’atmosfera di Saturno sono state rilevate anche tracce di ammoniaca, acetilene, etano, propano, fosfina e metano. Le nubi superiori sono costituite da cristalli di ammoniaca, che gli conferiscono il tipico aspetto giallognolo, mentre quelle degli strati inferiori sembrano essere composte da idrosolfuro di ammonio (NH4SH) e acqua. La radiazione ultravioletta del Sole provoca la fotolisi del metano negli strati superiori dell’atmosfera, causando una serie di reazioni chimiche degli idrocarburi con i prodotti risultanti trasportati verso il basso dai vortici atmosferici. Questo ciclo fotochimico è regolato dal ciclo annuale stagionale di Saturno.

Le bande

L’atmosfera di Saturno mostra bande simili a quelle di Giove, ma molto più deboli, meno vorticose e più larghe vicino all’equatore. Le formazioni atmosferiche (macchie, nubi) sono così deboli da non essere mai state osservate prima dell’arrivo delle sonde Voyager. Oggi i telescopi a terra e in orbita sono migliorati al punto da poter condurre regolari osservazioni delle caratteristiche atmosferiche di Saturno. Sono state trovate tempeste di forma ovale dalla lunga vita e molto simili a quelle di Giove. Nel 1990 il Telescopio Spaziale Hubble osservò un’enorme nube bianca vicino all’equatore del pianeta, e un’altra fu osservata nel 1994.

Immagine scattata dalla sonda Cassini – in alto a destra ed in falsi colori la “Tempesta Dragone” su Saturno

La composizione delle nuvole varia con la profondità e l’aumentare della pressione. Negli strati superiori, con una temperatura compresa tra 100-160 K e pressioni tra 0,5 e 2 bar, le nuvole sono costituite da ammoniaca ghiacciata. Scendendo nell’atmosfera di Saturno si trovano le nubi di ghiaccio d’acqua, dove la pressione è compresa tra 2,5 bar e 9,5 bar e le temperature tra i 185 e 270 K. Più in basso si trova uno strato di idrosolfuro di ammonio ghiacciato, a pressioni tra 3-6 bar e temperature comprese tra 290 e 235 K. Infine, negli strati inferiori, dove le pressioni sono di circa 10-20 bar e le temperature di 270-330 K, è presente una zona composta da gocce d’acqua mista ad ammoniaca in soluzione acquosa.

serie di immagini della Cassini che mostra l’evoluzione a carattere trentennale di una grande tempesta su una banda del pianeta

Una sostanziale differenza fra le atmosfere di Giove e Saturno è la presenza di bande chiare e scure, specialmente presso l’equatore, molto evidenti nel primo ma soffuse e poco contrastate nell’altro. Il motivo è un più spesso strato di foschia che sovrasta la parte dell’alta atmosfera di Saturno, probabilmente causata dalla minore temperatura (130 K nell’alta atmosfera), che favorisce la formazione di nubi a profondità maggiore rispetto a Giove. Ciò nonostante l’atmosfera saturniana è percorsa da venti fortissimi, che soffiano fino a 1800 km/h presso l’equatore. Sono inoltre presenti cicloni, soprattutto alle alte latitudini, dalla durata relativamente breve, come quello ripreso dal Telescopio spaziale Hubble nel 1990, tipico esempio di Grande Macchia Bianca, tempeste temporanee che si formano durante le estati saturniane nell’emisfero nord, e osservate anche nel 1876, 1903, 1933 e 1960, ma non presenti durante il passaggio delle sonde Voyager.

Esagono di Saturno

Risultato immagine per anelli saturno spessore

Negli anni ottanta le due sonde del Programma Voyager fotografarono una struttura esagonale presente nei pressi del polo nord del pianeta, alla latitudine 78° N, che è stata osservata successivamente anche dalla sonda Cassini. I lati dell’esagono misurano circa 13800 km, più del diametro della Terra. L’intera struttura, unica nel sistema solare, ruota in un periodo di 10 ore 39 minuti e 23 secondi, equivalente al periodo di rotazione del campo di emissioni radio, che si presume essere pari al periodo di rotazione delle parti interne di Saturno. La struttura esagonale non si muove in longitudine come invece fanno le altre nubi nell’atmosfera visibile e sembra essere piuttosto stabile nel tempo. Non si conoscono ancora le cause della presenza di questa forma geometrica regolare, ma sembra che non ci sia un collegamento con la radio-emissione di Saturno e con la sua attività delle aurore polari.

in alto esagono di Saturno in falsi colori – immagine scattata dalla Cassini-Huygens utilizzando  filtri ultravioletti, visibili e infrarossi per evidenziare le diverse regioni

 
 
 
In alto, il polo nord di Saturno ripreso dalla sonda Cassini il 9 settembre 2016 con la conformazione esagonale delle sue nubi

Ciclone del polo sud

Il Telescopio spaziale Hubble tra il 1997 e il 2002 osservò nei pressi del polo sud una corrente a getto, ma nessuna struttura del genere all’esagono del polo nord. Nel novembre 2006 la NASA ha però riferito che tramite immagini della sonda Cassini, è stato osservato un uragano centrato nel polo sud, con un occhio del ciclone ben definito. La scoperta ha rivestito una notevole importanza perché non erano mai stati osservati nel sistema solare, Terra a parte, cicloni con un occhio così definito, nemmeno quando la sonda Galileo osservò da vicino la Grande Macchia Rossa di Giove. Il ciclone potrebbe esistere da miliardi di anni, ha la grandezza circa della Terra e al suo interno i venti soffiano a 550 km/h, vale a dire a velocità doppia rispetto ad un uragano terrestre di categoria 5.

in alto, immagine scattata dalla Cassini-Huygens del ciclone al polo sud di saturno

Campo magnetico

L’esistenza della magnetosfera di Saturno è stata accertata dalla sonda Pioneer 11 nel 1979. Di semplice forma simmetrica la sua intensità all’equatore è di 0,2 gauss (20 µT) circa un ventesimo di quello di Giove, e anche leggermente più debole del campo magnetico terrestre. Quando la Voyager 2 entrò nella magnetosfera di Saturno, l’intensità del vento solare era alta e la magnetosfera si estendeva solo fino a 19 raggi saturniani, o 1,1 milioni di chilometri. La sua origine, come per Giove, è dovuta allo strato di idrogeno liquido all’interno del pianeta, con frequenti scariche elettriche, ed alla elevata velocità di rotazione. Un altro fattore che spiega la sua debole magnetosfera deriva dall’orientamento della stessa, che è quasi coincidente con l’asse di rotazione del pianeta, con uno scarto di solo 1° (contro i 10° di Giove).

Risultato immagine per campo magnetico di saturnoRisultato immagine per campo magnetico di saturno

La magnetosfera è composta da fasce di radiazione a forma di toroide nelle quali si ritrovano elettroni e nuclei atomici ionizzati. Il tutto si estende per oltre 2 milioni di km e anche oltre nella direzione opposta a quella del Sole. L’interazione tra la magnetosfera e la ionosfera provoca aurore polari che circondano i poli. Queste aurore sono state fotografate anche dal telescopio spaziale Hubble. Altre interazioni dovute al campo magnetico sono state osservate tra i suoi satelliti: una nube composta da atomi di idrogeno che va dall’orbita di Titano fino all’orbita di Rea e un disco di plasma, anche questo formato da idrogeno e ioni di ossigeno, che si estende dall’orbita di Teti fino quasi all’orbita di Titano.

aurore al polo sud di saturno riprese dalla Cassini

Anelli

Saturno possiede un sistema di anelli planetari, composti ciascuno da milioni di piccoli oggetti ghiacciati, di grandezza variabile dal micrometro al metro, che orbitano intorno al pianeta sul  piano equatoriale, organizzati in forma di anello piatto (la sonda Cassini-Huygens ha misurato il loro spessore medio in circa 10 m, quindi estremamente sottili). In compenso gli anelli non sono completamente piatti, in alcune zone le particelle sono addensate in strutture che si estendono da 3 a 5 km sopra e sotto il piano degli anelli, proiettando così lunghe ombre in particolari momenti di inclinazione rispetto al sole. Poiché l’asse di rotazione di Saturno è inclinato rispetto al suo piano orbitale, anche gli anelli risultano inclinati. La natura “granulare” degli anelli fu dimostrata per via teorica fin dal 1859 dal fisico scozzese James Clerk Maxwell. Gli anelli iniziano ad un’altezza di circa 6600 km dalla sommità delle nubi di Saturno e si estendono fino a 120.000 km da esse, poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna. Il loro spessore è mediamente pari ad appena 10 metri.

Il gruppo dei satelliti saturniani impedisce alla polvere che compone l’anello A di disperdersi nello spazio circostante. Questa immagine è stata scattata da Cassini e mostra chiaramente le onde di densità dell’anello create dalle piccole lune.

La loro scoperta è dovuta a Christiaan Huygens, nel 1655; in precedenza già Galileo aveva notato insolite protuberanze ai lati del pianeta, ma la scarsa potenza del suo telescopio e la particolare posizione di Saturno all’epoca, con gli anelli disposti di taglio per un osservatore terrestre, quindi difficilmente visibili, non gli avevano permesso di distinguerne la forma con chiarezza.

La Terra vista dalla sonda Cassini tra gli anelli ghiacciati di Saturno

Gli anelli sono divisi in sette fasce, separate da divisioni quasi vuote. L’organizzazione in fasce e divisioni risulta da una complessa dinamica ancora non del tutto compresa, ma dove giocano un ruolo i cosiddetti satelliti pastori, lune di Saturno che orbitano all’interno o subito fuori dell’anello. L’origine degli anelli è sconosciuta ma ci  sono due ipotesi al riguardo, una, che siano il risultato della distruzione di un satellite di Saturno ad opera di una collisione con una cometa o con un altro satellite, l’altra, che sia un residuo del materiale da cui si formò Saturno che non è riuscito ad assemblarsi in un corpo unico. Parte del ghiaccio della parte centrale degli anelli proviene dalle eruzioni del criovulcanismo di Encelado, in particolare dell’anello E, l’unico di cui si conosca con ragionevole certezza l’origine dal satellite ghiacciato. In passato si pensava che gli anelli si fossero formati assieme al pianeta miliardi di anni fa, tuttavia studi più recenti suggeriscono che l’età degli anelli sia probabilmente solo di alcune centinaia di milioni di anni. Le teorie più recenti suggeriscono che gli anelli siano instabili e abbiano una vita relativamente breve, tanto che in pochi milioni di anni dovrebbero disperdersi o precipitare sul pianeta stesso, una osservazione coerente con l’ipotesi di un’origine recente degli anelli.

rappresentazione artistica dello spessore degli anelli di saturno

La divisione più grande fu scoperta da Cassini nel 1675, ed è chiamata divisione di Cassini. Successivamente Bond scoprì che l’anello interno era anch’esso suddiviso (1850). Anche l’anello esterno risultò suddiviso da quella che è chiamata Divisione di Encke. I diversi anelli vengono chiamati anche con le lettere dell’alfabeto. Originariamente la sequenza partiva dal più esterno (A) verso l’interno (B, C, ecc.), ma con la scoperta di nuovi anelli sia all’interno che all’esterno le lettere sono ora piuttosto mescolate.

Saturn's A ring

sopra un particolare dell’anello A ripreso dalla Cassini

sotto due vedute della parte esterna dell’anello B – i disturbi dell’immagine (graffi e punti chiari) sono dovuti alle radiazioni provenienti dal pianeta

una visione dalla Cassini degli anelli e del pianeta del lato opposto al sole

Saturn

Nell’ottobre del 2009 grazie al telescopio spaziale Spitzer è stato scoperto il più grande anello di Saturno mai osservato in precedenza, un enorme anello alla periferia del sistema di Saturno, in un’orbita inclinata di 27º rispetto al piano del sistema dei sette anelli principali. Il nuovo anello, che si ritiene sia originato da Febe, è composto di ghiaccio e di polvere allo stato di particelle alla temperatura di -157 °C. Pur essendo molto esteso questo anello è rilevabile solo nello spettro infrarosso, perché non riflette la luce visibile. La massa dell’anello comincia ad una distanza di circa 6 milioni di chilometri dal pianeta e si estende fino a 11,9 milioni di chilometri. La scoperta potrebbe essere decisiva per risolvere il problema legato alla colorazione del satellite Giapeto: gli astronomi ritengono che le particelle dell’anello, che orbitano intorno a Saturno in modo retrogrado (proprio come Febe), vadano a collidere contro la superficie di Giapeto quando questo, durante il suo moto orbitale, attraversa l’anello.

sopra il sistema degli anelli all’ultravioletto

sotto gli anelli in falsi colori

gli anelli visti di taglio nell’esiguità del loro spessore

Nome

Distanza dal centro di Saturno (km)

Larghezza (km)

Anello D

60 000 – 72 600

12 600

Divisione di Guerin

72 600 – 73 800

1 200

Anello C

73 800 – 92 000

17 500

Divisione di Colombo

77 800

100

Divisione di Maxwell

87 500

270

Anello B

92 000 – 117 500

25 500

Divisione di Cassini

117 500 – 122 200

4 700

Separazione di Huygens

117 680

285-440

Anello A

122 200 – 136 800

14 600

Divisione di Encke

133 570

325

Divisione di Keeler

136 530

35

R/2004 S1

137 630

190 (?)

R/2004 S2

138 900

(?)

Anello F

140 210

30-500

Anello G

165 800 – 173 800

8 000

Anello E

180 000 – 480 000

300 000

Anello di Phoebe

16 milioni

10 000 000

per saperne di più https://saturn.jpl.nasa.gov/

 

 

 

pillole censis…

ansa – La ripresa c’è, ma cresce l’Italia del rancore. E’ l’analisi del Censis nel Rapporto sulla situazione sociale del Paese. Secondo l’istituto di ricerca, “persistono trascinamenti inerziali da maneggiare con cura: il rimpicciolimento demografico del Paese, la povertà del capitale umano immigrato, la polarizzazione dell’occupazione che penalizza l’ex ceto medio”. “Non si è distribuito il dividendo sociale della ripresa economica e il blocco della mobilità sociale crea rancore“.

La paura del declassamento è il nuovo “fantasma sociale”: l’87,3% degli appartenenti al ceto popolare pensa che sia difficile salire nella scala sociale, così come l’83,5% del ceto medio e il 71,4% del ceto benestante. Pensano che al contrario sia facile scivolare in basso il 71,5% del ceto popolare, il 65,4% del ceto medio, il 62,1% dei più abbienti. L’immigrazione evoca sentimenti negativi nel 59% degli italiani, in aumento quando si scende nella scala sociale: 72% tra le casalinghe, 71% tra i disoccupati, 63% tra gli operai.

 L’84% degli italiani non ha fiducia nei partiti politici, il 78% nel Governo, il 76% nel Parlamento, il 70% nelle istituzioni locali, Regioni e Comuni. “L’onda di sfiducia che ha investito la politica e le istituzioni non perdona nessuno”. Il 60% è insoddisfatto di come funziona la democrazia nel nostro Paese, il 64% è convinto che la voce del cittadino non conti nulla, il 75% giudica negativamente la fornitura dei servizi pubblici. “Non sorprende che i gruppi sociali più destrutturati dalla crisi, dalla rivoluzione tecnologica e dai processi della globalizzazione siano anche i più sensibili alle sirene del populismo e del sovranismo” osserva il Censis. “L’astioso impoverimento del linguaggio rivela non solo il rigetto del ceto dirigente, ma anche la richiesta di attenzione da parte di soggetti che si sentono esclusi dalla dialettica socio-politica”.

Il 78,2% degli italiani si dichiara molto o abbastanza soddisfatto della vita che conduce: “dopo gli anni del severo scrutinio dei consumi, torna il primato dello stile di vita e del benessere soggettivo, dall’estetica al tempo libero. La somma delle piccole cose che contano genera la felicità quotidiana: è un coccolarsi di massa”.   Il 45,4%, si legge nel Rapporto, è pronto a spendere un po’ di più per poter fare almeno una vacanza all’anno, il 40,8% per acquistare prodotti alimentari di qualità (Dop, Igp, tipici), il 32,3% per mangiare in ristoranti e trattorie, il 24,7% per comprare abiti e accessori a cui tiene, il 17,4% per un nuovo smartphone, il 16,9% per mostre, cinema, teatro, spettacoli, il 15,2% per attività sportive, il 12,5% per abbonamenti a pay tv o a piattaforme web di intrattenimento. Tra il 2013 e il 2016, ricorda il Censis, la spesa per i consumi delle famiglie è cresciuta complessivamente di 42,4 miliardi di euro (+4% in termini reali nei tre anni), segnando la risalita dopo il grande tonfo. Non sono soldi aggiuntivi per tornare sui passi dei consumi perduti, ma servono per accedere qui e ora a una buona qualità quotidiana della vita. Nell’ultimo anno gli italiani hanno speso 80 miliardi di euro per la ristorazione (+5% nel biennio 2014-2016), 29 miliardi per la cultura e il divertimento (+3,8%), 25,1 miliardi per la cura e il benessere soggettivo (parrucchieri 11,3 miliardi, prodotti cosmetici 11,2 miliardi, trattamenti di bellezza 2,5 miliardi), 25 miliardi per alberghi (+7,2%), 6,4 miliardi per pacchetti vacanze (+10,2%).

Nel 2016 i reati denunciati in Italia sono stati 2.487.389, l’8,2% in meno rispetto al 2008. In cima alla graduatoria per numero di reati denunciati si trovano Milano con 237.365 reati (ma in diminuzione del 15,5% rispetto al 2008), Roma con 228.856 (in diminuzione del 3,3% nel periodo considerato), Torino (136.384, -11,7%) e Napoli (136.043, -4%). Se si considera il «peso» della criminalità sul territorio, cioè l’incidenza dei reati sulla popolazione, al primo posto rimane Milano con 7,4 reati ogni 100 abitanti, seguita da Rimini (7,2), Bologna (6,6) e Torino (6,0). Nel breve periodo diminuiscono omicidi, rapine e furti, ma crescono i borseggi, i furti in abitazione, le truffe tradizionali e su Internet. Nel 2016 sono stati denunciati 162.154 borseggi, con un’incidenza media nazionale di 2,7 borseggi ogni 1.000 abitanti e un aumento del 31% dal 2008. Dal 2008 al 2016 le truffe sono cresciute del 45,4% (151.464 nell’ultimo anno). 

Il 52,1% degli italiani ritiene che la Pubblica Amministrazione abbia problemi importanti nel suo funzionamento e quindi ne giudica l’operato in maniera negativa. Un ulteriore 18% ritiene che il funzionamento sia addirittura pessimo. Il 24% dei cittadini ritiene accettabile l’operato della Pa, mentre si dichiara soddisfatta soltanto una quota residuale, pari a poco meno del 6% del totale. È pari al 44,6% la quota di coloro che affermano di non aver fatto ricorso ai servizi online offerti dalla Pa perché preferiscono il rapporto diretto con l’operatore allo sportello (i tradizionalisti). Molto simile anche la percentuale di chi viene di fatto escluso dalla possibilità di utilizzare i servizi online ed è quindi obbligato a rivolgersi ai servizi fisici (gli esclusi) (40,4%).

Si riduce l’incremento delle coperture vaccinali: tra gli adulti la copertura antinfluenzale passa dal 19,6% del 2009-2010 al 15,1% del 2016-2017, tra i bambini l’antipolio passa dal 96,6% del 2000 al 93,3% del 2016, quella per l’epatite B scende dal 94,1% al 93%. Sono i dati contenuti nel Rapporto Censis sulla situazione sociale del Paese. Il 36,2% degli italiani è favorevole solo alle vaccinazioni coperte dal Servizio sanitario nazionale, il 31,2% si fida sempre e comunque delle vaccinazioni, il 28,6% è dubbioso e decide di volta in volta consultando pediatra o medico. Parlando di disfunzioni del sistema sanitario, il Rapporto pone l’accento sulle liste di attesa: nel 2014-2017 si rilevano +60 giorni di attesa per una mammografia, +8 giorni per visite cardiologiche, +6 giorni per una colonscopia e stesso incremento per una risonanza magnetica. “Un’altra disfunzione in evidente peggioramento – osserva il Censis – è la territorialità della qualità dell’offerta”. Circa il 64% dei cittadini è soddisfatto del servizio sanitario della propria regione, quota che scende però al 46,6% nel Sud. Durante l’ultimo anno il servizio sanitario della propria regione è peggiorato secondo il 30,5% degli italiani, quota che sale nel Sud al 38,1% e al Centro al 32,6%. Nell’ultimo anno le famiglie con persone non autosufficienti hanno sperimentato maggiori difficoltà nel sostenere le spese sanitarie (il 51% rispetto al 31,5% del resto delle famiglie). Né trovano consenso tra gli italiani soluzioni come fornire l’assistenza ai non autosufficienti con i robot (il 73% degli over 75 anni è assolutamente contrario).

In dieci anni, dal 2007 al 2017, gli alunni disabili iscritti alle scuole dell’infanzia, alla primaria e alle medie sono aumentati del 26,8% (nel 2017-2018 sono 168.708, 3,3 ogni 100 alunni), alle superiori del 59,4% (65.950; i 2,5 ogni 100 alunni). La maggior concentrazione è al Sud (38,3% nel caso degli alunni più piccoli; 42,2% nel caso dei più grandi). Un’altra tipologia di alunni con bisogni speciali in forte aumento, si legge nel Rapporto, è quella degli studenti con disturbi specifici dell’apprendimento (Dsa), che nel 2014-2015 nel ciclo dell’istruzione secondaria di II grado ammontavano a quasi 68.000 studenti, cresciuti del 180,9% rispetto al 2011-2012, pari a 2,5 alunni ogni 100. Stando ai dati del Miur, i posti per docenti di sostegno assegnati hanno raggiunto quota 138.849, uno ogni 1,7 alunni con disabilità (nel 2007-2008 il rapporto era di un docente di sostegno ogni due alunni con disabilità), segnando un incremento rispetto all’anno precedente pari a +11,5% e del +57% rispetto a dieci anni prima. Secondo una rilevazione del Censis svolta su 40 atenei, in tre anni sono aumentati del 13,3% anche i disabili iscritti all’università: 14.649 individui nel 2014-15, 10,2 studenti ogni mille. La maggior parte frequenta corsi di studio dell’area umanistica e della formazione (33,1%), seguita dall’area scientifica (29,3%) e da quella economico-giuridica (27,7%). Solo il 9,9% corsi dell’area medica.

La classe operaia non parla più italiano. L’88,5% dei dipendenti stranieri (1.838.639 persone) fa l’operaio, mentre tra gli italiani la quota è del 41%. Solo il 9,9% dei lavoratori stranieri (206.409 occupati) lavora come impiegato, contro il 48% degli italiani.  La “segregazione professionale”, che costringe gli stranieri in profili prettamente esecutivi, osserva il Censis, emerge anche dal dato sui quadri stranieri, che sono appena 11.618 e rappresentano lo 0,6% del totale dei lavoratori. La percentuale scende ancora per i dirigenti: 9.556 contro i 391.585 italiani. I rapporti di lavoro avviati nel 2016 mostrano che su 1.881.918 nuove contrattualizzazioni, 520.508 (il 27,7%) riguardano i braccianti agricoli, assunti nella quasi totalità dei casi con contratti stagionali. Seguono l’assistenza alle persone (158.977,l’8,4% del totale) e i collaboratori domestici (123.659, il 6,6%). “Manca una visione strategica che, al di là dell’emergenza e della prima accoglienza, valuti nel medio-lungo periodo il tema della povertà dei livelli di formazione e di competenze del capitale umano che attraiamo” dice il rapporto. Solo l’11,8% degli immigrati che arrivano in Italia è laureato, contro una media europea del 28,5%. Nel 2016 il 25,7% delle famiglie straniere è in condizioni di povertà assoluta, quelle italiane sono il 4,4%. A Roma e Milano risiedono circa 990.000 stranieri, poco meno di un quinto del totale nazionale (il 19,7%). In 755 comuni (9,5% del totale), soprattutto periferici, la popolazione nell’ultimo quinquennio è cresciuta unicamente grazie agli immigrati, che hanno compensato la riduzione degli italiani. Ai cittadini extracomunitari appartiene lo 0,4% del totale del patrimonio a uso abitativo del Paese: è extracomunitario solo lo 0,7% dei 31.796.538 proprietari e circa il 20% dei possessori di casa si trova a Milano (41.608 proprietari). Ma la quota di stranieri che acquistano un immobile, conclude il Censis, è più alta nelle provincie più piccole.

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le belle cose che divengono brutte…

ansa – Dopo le proteste di Israele la dicitura ‘Gerusalemme Ovest’ e’ stata “rimossa da ogni materiale legato al Giro d’Italia 2018″ lo ha annunciato all’Ansa RCS Sport, dopo le proteste del governo israeliano per come era stata definita dagli organizzatori Gerusalemme la sede designata per la partenza dell’edizione n.101 della corsa, il prossimo anno. “Tale dicitura era priva di alcuna valenza politica”, ha specificato.

Ciclisti accanto alla città vecchia di Gerusalemme durante il Giro nel 2011

 ”In seguito alla nostra richiesta alla direzione del Giro d’Italia, ci felicitiamo della sua rapida decisione di rimuovere la definizione di ‘Gerusalemme ovest’ dalle sue pubblicazioni ufficiali”, afferma un comunicato ufficiale dei ministri Miri Regev (sport e cultura) e Yariv Levin (turismo). “Gerusalemme e’ la capitale di Israele, non esiste est e ovest”, avevano detto i ministri israliani dello sport e del turismo. 

Il finanziamento israeliano alle tre tappe del Giro d’Italia in Israele ha rischiato per questo di essere annullato. In precedenza gli stessi ministri Miri Regev (sport e cultura) e Yariv Levin (turismo) avevano avvertito che ”nella misura in cui nel sito del Giro non sarà cambiata la definizione che qualifica come punto di partenza ‘West Jerusalem’, il governo israeliano non partecipera’ alla iniziativa”. “Gerusalemme – precisano – e’ la capitale di Israele: non vi sono Est e Ovest”.

————————————————————

ed ecco che una cosa bella, far partire il giro d’italia da Gerusalemme all’improvviso diviene una cosa triste, politicizzata proprio dallo sciovinismo sionista di Israele e della sua politica razzista e dal “cedimento” degli organizzatori che, immemori della concreta divisione di Gerusalemme e delle aspirazioni palestinesi a che la stessa città divenga capitale del futuro stato di palestina, o forse troppo assetati di soldi, rinunciano ad una dizione che altro non indicava che la realtà, la divisione di una città che avrebbe forse diritto ad una compartecipazione di israeliani e palestinesi affinché diventi l’unica città al mondo capitale di due stati e non più un simbolo pluridecennale di una pulizia etnica che dal 1948 Israele pratica…che peccato che lo sport sia sceso così in basso…personalmente avrei visto la tappa, ora non più!!!  

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il sistema solare in immagini – parte VI – satelliti di giove

siamo ad un altro capitolo di questa, spero gradita, escursione in un tema fuori dalla consuetudine di temi trattati da questo blog, e siamo giunti ad un capitolo importante, quello sui satelliti di Giove, un argomento che trattiamo a parte, sia per il grande numero degli stessi, sia per la peculiarità di poter teoricamente ospitare forme di vita di alcuni di loro, i satelliti medicei, tutti scoperti da galileo galilei nel 1610 con un piccolo telescopio (anche meno di un giocattolo per i parametri dell’amatorialità di oggi), che solo di recente hanno assunto un ruolo primario nella ricerca della vita…e vedremo, come in parte già trattato per quanto riguarda Marte, che proprio la ricerca di possibili forme di vita al di fuori della Terra è forse la molla principale che fa scattare la ricerca…buona lettura e con l’occasione voglio ringraziare tutti gli innumerevoli siti da cui ho tratto compendi di testo ed immagini per poter scrivere questi per me entusiasmanti articoli…

Satelliti di Giove

Giove è circondato da molti satelliti naturali, attualmente identificati 67, che lo rendono il pianeta con il più gran numero di satelliti con orbite ragionevolmente certe del sistema solare.  Otto di questi sono definiti satelliti regolari e possiedono orbite prograde (che orbitano nello stesso senso della rotazione di Giove), quasi circolari e poco inclinate rispetto al piano equatoriale del pianeta, a loro volta suddivisi in due gruppi: Gruppo principale o Satelliti medicei o galileiani, ovvero Io, Europa, Ganimede e Callisto gli unici, in virtù della massa, ad avere forma sferoidale e Gruppo di Amaltea o interno, il gruppo di satelliti più vicino al pianeta e sono Metis, Adrastea, Amaltea e Tebe, le sorgenti delle polveri che formano gli anelli del pianeta.

Metis.jpgAdrastea.jpg

sopra rispettivamente foto di Metis ed Adrastea, riprese dalla sonda Galileo in condizioni di forte irradiamento da Giove 

sotto rispettivamente foto di Amaltea e Tebe, riprese dalla sonda Galileo in condizioni di forte irradiamento da Giove

Amalthea PIA02532.png

Thebe.jpg

sotto i 4 satelliti galileiani con particolari delle rispettive superfici

Le restanti lune sono annoverate tra i satelliti irregolari, le cui orbite, sia prograde sia retrograde (che orbitano in senso opposto rispetto al senso di rotazione di Giove), sono poste a una maggiore distanza dal pianeta madre e presentano alti valori di inclinazione ed eccentricità orbitale. Questi satelliti sono considerati più che altro degli asteroidi (cui somigliano per dimensioni e composizione) catturati dalla gravità di Giove e frammentatisi a seguito di collisioni; di questi, tredici, scoperti recentemente, non hanno ancora nome, mentre per altri quattordici occorre determinare con precisione l’orbita.

Themisto.jpg

sopra rappresentazione artistica di Themisto

sotto rappresentazione artistica di Ermippe

Hermippé

Tenendo presente che numero preciso di satelliti non sarà forse mai quantificato esattamente, perché anche i frammenti ghiacciati che compongono gli anelli di Giove possono tecnicamente essere considerati tali (l’Unione astronomica internazionale non ha posto una linea di distinzione tra satelliti minori e grandi frammenti ghiacciati), l’identificazione dei gruppi o famiglie satellitari è comunque sperimentale e tra i metodi di classificazione si fa riferimento anchea due principali categorie, che differiscono per il senso in cui orbita il satellite: i satelliti progradi e quelli retrogradi, che a loro volta contengono le diverse famiglie di satelliti.

sopra rappresentazione artistica di arpalice

sotto rappresentazione artistica di carpo

Carpo.png

Satelliti progradi: Gruppo di Imalia.

Satelliti retrogradi: Gruppo di Carme, Gruppo di Ananke, Gruppo di Pasifae.

Non tutti i satelliti poi appartengono ad una famiglia; esulano dallo schema Temisto, Carpo, S/2003 J 12 e S/2003 J 2.

in mancanza di materiale fotografico a supporto della trattazione sui satelliti irregolari, di seguito una tabella con i relativi dati dei satelliti

Nome

Diametro medio (km)

Massa (kg)

Semiasse maggiore (km)

Periodo orbitale

giorni – *anni

Inclinazione (°)

Eccentricità

 Scoperta 

 

Gruppo

Giove XVI

Metis

60×40×34

~3,6×1016

127 690

0,294780 

0,06

0,00002

1979

 

 Amaltea

Giove XV

Adrastea

26×20×16

~2×1015

128 694

0,29826 

0,03

0,0015

1979

 

Amaltea

Giove V

Amaltea

250×146×128

2,08×1018

181 366

0,498179 

0,374

0,0032

1892

 

  Amaltea

Giove XIV

Tebe

116×98×84

~4,3×1017

221 889

0,6745 

1,076

0,0175

1979

 

  Amaltea

Giove I

Io

3 660,0×3 637,4
×3 630,6

8,9×1022

421 700

1,769138 

0,050

0,0041

1610

 

medicei

Giove II

Europa

3 121,6

4,8×1022

671 034

3,551181 

0,471

0,0094

1610

 

 medicei

Giove III

Ganimede

5 262,4

1,5×1023

1 070 412

7,154553 

0,204

0,0011

1610

 

medicei

Giove IV

Callisto

4 820,6

1,1×1023

1 882 709

16,689018 

0,205

0,0074

1610

 

 medicei

Giove XVIII

Temisto

8

6,9×1014

7 393 216

129,8276 

45,762

0,2115

1975

 

  Temisto

Giove XIII

Leda

16

5,8×1015

11 094 000

238,72 

27,562

0,1673

1974

 

Imalia

Giove VI

Imalia

170

6,7×1018

11 451 971

250,37 

0,486

0,1513

1904

 

 Imalia

Giove X

Lisitea

36

6,3×1016

11 740 560

259,89

27,006

0,1322

1938

 

 Imalia

Giove VII

Elara

86

8,7×1017

11 778 034

261,14

29,691

0,1948

1905

 

 Imalia

Giove LIII

Dia

4

9×1013

12 570 424

287,931

27,584

0,2058

2000

 

Imalia

Giove XLVI

Carpo

3

4,5×1013

17 144 873

1,2556 *

56,001

0,2735

2003

 

Carpo

S/2003 J 12

1

1,5×1012

17 739 539

1,3215 *

142,680

0,4449

2003

 

 ?

Giove XXXIV

Euporia

2

1,5×1013

19 088 434

1,4751 *

144,694

0,0960

2002

 

Pasifae

Giove LX

S/2003 J 3

2

1,5×1013

19 621 780

1,5374 *

146,363

0,2507

2003

 

 Ananke?

Giove LV

S/2003 J 18

2

1,5×1013

19 812 577

1,5598 *

147,401

0,1569

2003

 

  Ananke

Giove XLII

Telsinoe

2

1,5×1013

20 453 755

1,6362 *

151,292

0,2684

2003

 

  Ananke

Giove XXXIII

Euante

3

4,5×1013

20 464 854

1,6375 *

43,409

0,2

2002

 

 Ananke

Giove XLV

Elice

4

9×1013

20 540 266

1,6465 *

154,586

0,1374

2003

 

  Pasifae

Giove XXXV

Ortosia

2

1,5×1013

20 567 971

1,6499 *

142,366

0,2433

2002

 

 Pasifae

Giove XXIV

Giocasta

5

1,9×1014

20 722 566

1,6685 *

147,248

0,2874

2001

 

  Ananke

S/2003 J 16

2

1,5×1013

20 743 779

1,6711 *

150,769

0,3184

2003

 

 Ananke

Giove XXVII

Prassidice

7

4,3×1014

20 823 948

1,6808 *

144,205

0,1840

2001

 

Ananke

Giove XXII

Arpalice

4

1,2×1014

21 063 814

1,7099 *

147,223

0,2440

2001

 

Ananke

Giove XL

Mneme

2

1,5×1013

21 129 786

1,7543 *

149,732

0,3169

2003

 

 Ananke

Giove XXX

Ermippe

4

9×1013

21 182 086

1,7243 *

151,242

0,2290

2002

 

Ananke

Giove XXIX

Tione

4

9×1013

21 405 570

1,7517 *

147,276

0,2525

2002

 

Ananke

Giove XII

Ananke

28

3×1016

21 454 952

1,6797 *

151,564

0,3445

1951

 

Ananke

Giove L

Erse

2

1,5×1013

22 134 306

1,8419 *

162,490

0,2379

2003

 

Carme

Giove XXXI

Etna

3

4,5×1013

22 285 161

1,8608 *

165,562

0,3927

2002

 

Carme

Giove XXXVII

Cale

2

1,5×1013

22 409 207

1,8763 *

165,378

0,2011

2001

 

Carme

Giove XX

Taigete

5

1,6×1014

22 438 648

1,8800 *

164,890

0,3678

2001

 

Carme

S/2003 J 19

2

1,5×1013

22 709 061

1,9141 *

164,727

0,1961

2003

 

Carme?

Giove XXI

Caldene

4

7,5×1013

22 713 444

1,9147 *

167,070

0,2916

2001

 

Carme

Giove LVIII

S/2003 J 15

2

1,5×1013

22 720 999

1,9156 *

141,812

0,0932

2003

 

Pasifae

S/2003 J 10

2

1,5×1013

22 730 813

1,9168 *

163,813

0,3438

2003

 

 Carme?

S/2003 J 23

2

1,5×1013

22 739 654

1,9180 *

48,849

0,3930

2004

 

Pasifae?

Giove XXV

Erinome

3

4,5×1013

22 986 266

1,9493 *

163,737

0,2552

2001

 

 Carme

Giove XLI

Aede

4

9×1013

23 044 175

1,9566 *

160,482

0,6011

2003

 

Pasifae

Giove XLIV

Callicore

2

1,5×1013

23 111 823

1,9652 *

164,605

0,2041

2003

 

  Carme

Giove XXIII

Calice

5

1,9×1014

23 180 773

1,9740 *

165,505

0,2139

2001

 

Carme

Giove XI

Carme

46

1,3×1017

23 197 992

2,0452 *

165,047

0,2342

1938

 

Carme

Giove XVII

Calliroe

9

8,7×1014

24 214 986

2,1261 *

139,849

0,2582

2000

 

Pasifae

Giove XXXII

Euridome

3

4,5×1013

23 230 858

1,9804 *

149,324

0,3769

2002

 

Pasifae

Giove XXXVIII

Pasitea

2

1,5×1013

23 307 318

1,99 02 *

165,759

0,3288

2002

 

Carme

Giove XLVIII

Cillene

2

1,5×1013

23 396 269

2,0016 *

140,148

0,4115

2003

 

Pasifae

Giove XLVII

Eucelade

4

9×1013

23 483 694

2,0129 *

163,996

0,2828

2003

 

Gruppo di Carme

S/2003 J 4

2

1,5×1013

23 570 790

2,0241 *

47,175

0,3003

2003

 

Pasifae?

Giove VIII

Pasifae

60

3×1017

23 609 042

2,0919 *

141,803

0,3743

1908

 

Pasifae

Giove XXXIX

Egemone

3

4,5×1013

23 702 511

2,0411 *

152,506

0,4077

2003

 

 Pasifae

Giove XLIII

Arche

3

4,5×1013

23 717 051

2,0429 *

164,587

0,1492

2002

 

Carme

Giove XXVI

Isonoe

4

7,5×1013

23 800 647

2,0579 *

165,127

0,1775

2001

 

Carme

S/2003 J 9

1

1,5×1012

23 857 808

2,0612 *

164,980

0,2761

2003

 

Carme?

Giove LVII

S/2003 J 5

4

9×1013

23 973 926

2,0762 *

165,549

0,3070

2003

 

Carme

Giove IX

Sinope

38

7,5×1016

24 057 865

2,1075*

153,778

0,2750

1914

 

Pasifae

Giove XXXVI

Sponde

2

1,5×1013

24 252 627

2,1125 *

154,372

0,4431

2002

 

Pasifae

Giove XXVIII

Autonoe

4

9×1013

24 264 445

2,1141 *

151,058

0,3690

2002

 

Pasifae

Giove XLIX

Core

2

1,5×1013

23 345 093

1,9814 *

137,371

0,1951

2003

 

Pasifae

Giove XIX

Megaclite

5

2,1×1014

24 687 23

2,1696 *

150,398

0,3077

2000

 

Pasifae

S/2003 J 2

2

1,5×1013

30 290 846

2,9487 *

153,521

0,1882

2003

 

 ?

Giove LI

S/2010 J 1

2

 ?

23 314 335

724,34 

163,2

0,320

2010

 

Carme

Giove LII

S/2010 J 2

2

 ?

20 307 150

588,82 

150,4

0,307

2010

 

Ananke

S/2011 J 1

1

 ?

20 155 290

582,22 

162,83

0,2963

2011

 

 ?

Giove LVI

S/2011 J 2

1

 ?

23 329 710

725,06 

151,85

0,3867

2011

 

Pasifae

Giove LIV

S/2016 J 1

3

1,5×1013

20 595 483

603,83 

139,839

0,1377

2016

 

Pasifae

Giove LIX

S/2017 J 1

2

1,5×1013

23 483 978

734,15 

149,197

0,3969

2017

 

 

Pasifae

 

Cattura temporanea di satelliti

Variazioni nel numero dei satelliti di Giove possono derivare dalla cattura temporanea di corpi minori che l’attrazione della massa del pianeta trasferisce su orbite zenocentriche; come detto, il termine temporanea può essere inteso sia su una scala temporale “astronomica”, sia “umana”.

In particolare, è stata individuata una classe di comete di corto periodo (comete quasi-Hilda o QHC) che attraversano periodicamente il sistema di Giove. In genere, tali comete percorrono alcune rivoluzioni attorno al pianeta, permanendo in orbita attorno a Giove anche per una decina d’anni, seguendo orbite instabili, altamente ellittiche e perturbabili dalla gravità solare. Mentre alcune di esse recuperano un’orbita eliocentrica, altre precipitano sul pianeta o, più raramente, sui suoi satelliti. Tra i satelliti temporanei, noti anche come TSC (dall’inglese Temporary Satellite Capture), catturati nell’ultimo secolo si annoverano le comete 39P/Oterma, 82P/Gehrels, 111P/Helin-Roman-Crockett, 147P/Kushida-Muramatsu e P/1996 R2 (Lagerkvist). Apparteneva probabilmente a questa classe anche la famosa D/1993 F2 (Shoemaker-Levy 9

Giove sicuramente cattura in via temporanea anche asteroidi, anche se ciò è stato finora osservato direttamente e si ipotizza comunque che i satelliti irregolari del sistema gioviano esterno potrebbero comunque essere degli asteroidi catturati dall’attrazione del pianeta.

Asteroidi troiani

Oltre al sistema di satelliti, il campo gravitazionale di Giove controlla numerosi asteroidi, detti asteroidi troiani, che sono vincolati in corrispondenza di alcuni punti di equilibrio del sistema gravitazionale Sole-Giove, i c.d. punti di Lagrange, in cui l’attrazione complessiva si annulla ed il sistema diviene stabile. Gli asteroidi troiani si distribuiscono in due regioni oblunghe e curve attorno ai punti lagrangiani ed hanno orbite attorno al Sole con semiasse maggiore medio di circa 5,2 UA. Il primo asteroide troiano, 588 Achilles, fu scoperto nel 1906, e ad oggi se ne conoscono oltre 4000, ma si ritiene che il numero di troiani più grandi di 1 km sia dell’ordine del milione, vicino a quello calcolato per gli asteroidi più grandi di 1 km nella fascia principale. Come nella maggior parte delle cinture asteroidali, i troiani si raggruppano in famiglie. I troiani di Giove sono degli oggetti oscuri con spettri tendenti al rosso e privi di formazioni, che non rivelano la presenza certa di acqua o composti organici.

I nomi degli asteroidi troiani di Giove derivano da quelli degli eroi che, secondo la mitologia greca, presero parte alla Guerra di Troia; i troiani di Giove si dividono in due gruppi principali: il campo greco (o gruppo di Achille), in cui gli asteroidi hanno i nomi degli eroi greci, e il campo troiano (o gruppo di Patroclo), i cui asteroidi hanno il nome degli eroi troiani. Tuttavia, alcuni asteroidi non seguono questo schema: 617 Patroclus e 624 Hektor vennero denominati prima che venisse scelto di operare questa divisione; di conseguenza, un eroe greco appare nel campo troiano e un eroe troiano si trova nel campo greco.

un po’ di storia delle osservazioni

Secondo fonti storiche, dei quattro satelliti medicei, Ganimede sarebbe visibile ad occhio nudo in condizioni osservative ideali e se l’osservatore fosse dotato di una vista acuta; infatti, le sue prime osservazioni potrebbero risalire all’astronomo cinese Gan De, che nel 364 a.C. sarebbe riuscito a vedere il satellite schermando la vista di Giove con un albero. Anche gli altri tre satelliti sarebbero in teoria visibili ad occhio nudo, raggiungendo una magnitudine apparente inferiore alla 6ª (che corrisponde al limite di visibilità) se non fossero nascosti dalla luminosità di Giove. Considerazioni recenti, mirate a valutare il potere risolutivo dell’occhio nudo sembrerebbero tuttavia indicare che la combinazione della ridotta distanza angolare tra Giove ed ognuno dei suoi satelliti e della luminosità del pianeta renderebbero impossibile per un uomo riuscire ad individuarli.

Le prime osservazioni registrate dei satelliti di Giove furono però quelle che Galileo Galilei compì tra il 1609 e il marzo 1610 e che gli permisero di individuare i quattro satelliti medicei (Io, Europa, Ganimede e Callisto) e non furono scoperti altri satelliti sino a quando Edward Emerson Barnard osservò Amaltea nel 1892. Grazie all’aiuto dell’astrofotografia, fu nel corso del XX secolo che si susseguirono numerose scoperte di satelliti gioviani. Imalia fu scoperta nel 1904, Elara nel 1905, Pasifae nel 1908, Sinope nel 1914, Lisitea e Carme nel 1938, Ananke nel 1951, e Leda nel 1974. Sino a quando le sonde Voyager raggiunsero il sistema di Giove, nel 1979, il numero di satelliti del gigante gassoso si era quindi stabilito sulle 13 unità; nel 1975 fu scoperto un quattordicesimo satellite, Temisto, ma, a dati disponibili ancora insufficienti, i suoi parametri orbitali non poterono essere ricavati e la sua scoperta non fu ufficializzata sino al 2000. Le missioni Voyager permisero di scoprire altre tre lune, poste internamente rispetto ai satelliti galileiani e strettamente correlate col sistema di anelli del pianeta: Metis, Adrastea e Tebe.

Fino al 1999 si riteneva così che il sistema di Giove fosse composto da soli 16 satelliti, ma tra l’ottobre 1999 e il febbraio 2003 i ricercatori riuscirono ad individuare, mediante strumentazioni da Terra molto sensibili, altre 32 lune, in genere oggetti molto deboli, di dimensioni non superiori ai 10 km, posti in orbite molto ampie, eccentriche e generalmente retrograde, probabilmente corpi di origine asteroidale o addirittura cometaria, forse frammenti di corpi originariamente ben più grandi, catturati dalla gravità del pianeta. In seguito sono stati scoperti, ma non ancora confermati, altri 18 satelliti che hanno portato a 67 il numero delle lune osservate; non si esclude però l’esistenza di altri satelliti, ancora inosservati, in orbita attorno al pianeta.

Formazione ed evoluzione

I satelliti regolari costituirebbero i resti di un’antica popolazione di satelliti di massa simile ai satelliti galileiani che si sarebbero formati a partire dalla coalescenza delle polveri all’interno un disco circumplanetario (detto disco protolunare), analogo ai dischi protoplanetari che circondano le stelle neoformate, e si ritiene che possano essere esistite, nella storia primordiale del pianeta, diverse generazioni di satelliti di massa paragonabile a quella dei medicei, ciascuna delle quali sarebbe poi precipitata verso il pianeta a causa degli urti nella cintura circumplanetaria, mentre nuovi satelliti si sarebbero formati dalle nuove polveri catturate dal pianeta in formazione.

L’attuale generazione satellitare sarebbe la quinta e si sarebbe formata ad una distanza maggiore rispetto all’attuale, quindi sarebbe progressivamente precipitata verso orbite più interne, acquisendo ulteriore materiale dal disco in fase di assottigliamento e stabilendosi in una risonanza orbitale che attualmente mantiene stabili Io, Europa e Ganimede; la maggior massa di quest’ultimo sta presumibilmente ad indicare che il satellite sia migrato con una velocità superiore rispetto ad Io ed Europa.

I satelliti più esterni, irregolari, si sarebbero formati dalla cattura di asteroidi di passaggio; buona parte di questi corpi si sono fratturati a seguito di stress durante la cattura o a causa di collisioni con altri oggetti più piccoli, producendo le famiglie satellitari oggi visibili.

Caratteristiche

I parametri fisici ed orbitali delle lune variano moltissimo. I quattro satelliti medicei possiedono un diametro superiore ai 3000 km; Ganimede, con i suoi 5262,4 km di diametro, è non solo il più grande dei satelliti di Giove, ma il più grande dei satelliti del sistema solare. I restanti satelliti hanno dimensioni inferiori ai 250 km, con soglia di incertezza di 5 km. La loro massa è talmente bassa che persino Europa, il meno massiccio dei satelliti medicei, è migliaia di volte più massiccio di tutti i satelliti non galileiani messi insieme. La traiettoria orbitale varia da quasi perfettamente circolare sino ad orbite altamente eccentriche ed inclinate; inoltre, la direzione del moto orbitale di gran parte di essi è retrograda rispetto al senso di rotazione di Giove. I periodi orbitali sono allo stesso modo molto variabili, spaziando tra sette ore e tre anni terrestri.

Nomenclatura

I satelliti di Giove devono il loro nome a personaggi della mitologia greca legati a Zeus; i satelliti medicei devono i loro nomi a Simon Marius, che, nel 1610, poco dopo la loro scoperta, li nominò a partire dai nomi di alcuni amanti di Zeus. In letteratura scientifica si preferì tuttavia adottare una diversa nomenclatura, sia riferendosi ad essi in base alla distanza con il numerale ordinale corrispondente (primo satellite di Giove ecc), sia utilizzando una nomenclatura basata sul nome del pianeta madre (in questo caso “Giove”) seguita da un numero romano, assegnato in base alla scoperta del satellite: così Io è “Giove I”, Europa “Giove II” e così via; quest’ultimo sistema di nomenclature è stato utilizzato anche per i satelliti scoperti sino agli anni settanta, privi ancora di una nomenclatura ufficialmente accettata dalla comunità scientifica.

Nel 1975 l’Unione Astronomica Internazionale costituì una task force, il Task Group for Outer Solar System Nomenclature, con il compito di assegnare dei nomi ai satelliti da V a XIII e di sviluppare un nuovo sistema di nomenclatura da adottare per eventuali satelliti di nuova individuazione. Seguendo la strada già tracciata da Simon Marius, si assunse la consuetudine di assegnare ai satelliti, con l’eccezione di Amaltea, i nomi di amanti di Giove e, dal 2004, di discendenti del dio; tutti i satelliti a partire dal XXXIV (Euporia) prendono il nome dalle figlie di Zeus. Molti asteroidi hanno nomi simili o identici ad alcuni satelliti di Giove: si tratta di 9 Metis, 24 Themis, 38 Leda, 52 Europa, 85 Io, 113 Amalthea, 204 Kallisto, 239 Adrastea e 1036 Ganymed, dove la presenza del numero aiuta a capire che si tratta di un asteroide e non di un satellite naturale di Giove.

Classificazione dei satelliti

Come già accennato, sebbene la distinzione non sia rigorosamente definita, i satelliti di Giove possono essere classificati come segue.

Satelliti regolari, ovvero satelliti omogenei fra loro per parametri fisici ed orbitali, suddivisi a loro volta in due gruppi:

Satelliti interni (o Gruppo di Amaltea), che orbitano molto vicini a Giove e sono, in ordine di distanza dal pianeta, Metis, Adrastea, Amaltea e Tebe. I due più interni compiono la loro orbita in meno di un giorno gioviano (<10 h), mentre gli ultimi due sono rispettivamente il quinto e il settimo satellite più grande del sistema. Le osservazioni inducono a ritenere che il membro più grande del gruppo, Amaltea, non si sia formato in corrispondenza della sua attuale orbita, ma molto più lontano da pianeta, o che costituisca un corpo formatosi indipendentemente e in seguito catturato dall’attrazione gravitazionale di Giove. Questi satelliti, assieme a numerosi altri corpi più piccoli ancora da individuare, alimentano e stabilizzano il sistema di anelli del pianeta: Metis ed Adrastea contribuiscono a mantenere l’anello principale, mentre Amaltea e Tebe mantengono gli anelli Gossamer.

Del Gruppo principale, i Satelliti medicei o galileiani, costituito da Ganimede, Callisto, Io ed Europa, parleremo in seguito in dettaglio. Con dimensioni superiori a quelle di qualunque altro pianeta nano, rappresentano quasi il 99,999% della massa totale in orbita attorno al pianeta. Io, Europa e Ganimede sono tra loro in risonanza orbitale, rispettivamente 1:2:4. I modelli suggeriscono che i satelliti medicei si siano formati dal lento accrescimento della materia presente nel disco circumplanetario di Giove, che è durato per un tempo dell’ordine di decine di milioni di anni, come nel caso di Callisto.

Satelliti irregolari

I satelliti irregolari sono sostanzialmente degli oggetti più piccoli, più distanti e con orbite più eccentriche rispetto ai satelliti regolari e costituiscono famiglie (o gruppi) le cui componenti condividono valori affini nei parametri orbitali (semiasse maggiore, inclinazione, eccentricità) e nella composizione; si ritiene che si tratti, almeno in parte, di famiglie collisionali che si sono originate dalla frammentazione di un originario corpo più grande a seguito dell’impatto con asteroidi catturati dal campo gravitazionale di Giove. Le famiglie sono denominate a partire dall’oggetto più grande che ne fa parte. L’identificazione delle famiglie satellitari è sperimentale; si riconoscono due principali categorie, che differiscono per il senso in cui orbita il satellite: i satelliti progradi, che orbitano nello stesso senso di rotazione di Giove, e quelli retrogradi, che orbitano in senso opposto; queste due categorie a loro volta assommano le diverse famiglie.

Satelliti progradi:

Il gruppo di Imalia, le cui componenti si estendono sino a circa 1,4 milioni di km dal pianeta, hanno mediamente un’inclinazione di 27,5 ± 0,8° ed eccentricità comprese tra 0,11 e 0,25. Si ipotizza che la famiglia si sia formata dalla frattura di un asteroide originario della fascia principale.

Carpo è la più esterna delle lune prograde e non fa parte di alcuna famiglia nota. Temisto è il più interno dei satelliti irregolari e non fa parte di nessuna famiglia conosciuta.

Satelliti retrogradi

I satelliti retrogradi deriverebbero da asteroidi catturati dalle regioni più esterne del disco circumplanetario di Giove mentre il sistema solare era ancora in formazione, in seguito frammentatisi a seguito di impatti. La loro distanza da Giove è tale che li rende soggetti ai disturbi del campo gravitazionale del Sole.

S/2003 J 12 è il più interno di questa classe e non fa parte di alcuna famiglia nota.

Il gruppo di Carme, le cui componenti hanno semiassi maggiori non superiori a 1,2 milioni di km, inclinazioni medie di 165,7 ± 0,8° ed eccentricità comprese tra 0,23 e 0,27. Solo S/2003 J 10 Sisare discosta parzialmente da questi parametri, per via dell’elevata eccentricità della sua orbita. Le lune di questa famiglia sono molto omogenee per il colore (tendente al rossastro) e si ritiene che si siano originate da un ancestrale asteroide di tipo D, probabilmente uno dei troiani di Giove.

Il gruppo di Ananke, le cui componenti si estendono fino a 2,4 milioni di km, hanno inclinazioni dell’ordine dei 145,7° e 154,8° ed eccentricità tra 0,02 e 0,28. La maggior parte dei membri del gruppo appaiono grigi, e si ritiene che costituiscano i frammenti di un originario asteroide catturato da Giove. Solo gli otto membri principali (S/2003 J 16, Mneme, Euante, Ortosia, Arpalice, Prassidice, Tione, Telsinoe, Ananke e Giocasta) rispettano tutti i parametri, mentre i rimanenti otto corpi se ne discostano in parte.

Il gruppo di Pasifae appare invece piuttosto sparpagliato, con un’estensione media di 1,3 milioni di km, inclinazioni comprese tra 144,5° e 158,3° ed eccentricità tra 0,25 e 0,43. Anche i colori dei membri variano significativamente, dal rosso al grigio, risultato di collisioni multiple tra asteroidi di differenti classi. Sinope, talvolta inclusa nel gruppo di Pasifae, è rosso e, data la sua marcata differenza in inclinazione rispetto agli altri membri della famiglia, si ritiene che sia stato catturato indipendentemente; Pasifae e Sinope sono inoltre vincolati in una risonanza secolare con Giove. Data la sua evidente dispersione, potrebbe trattarsi di un antico gruppo di satelliti in fase di progressiva disgregazione, oppure di un semplice raggruppamento di corpi privi di un’origine comune. S/2003 J 2 e S/2011 J 1 non fanno parte di nessuna famiglia conosciuta.

e veniamo ora ad una più dettagliata descrizione dei satelliti galileiani o medicei…

fotomontaggio che ne mette a confronto le dimensioni dei satelliti medicei. Dall’alto: Io, Europa, Ganimede e Callisto

Io

Risultato immagine per io satellite

sopra immagine di Io ripresa il 3 luglio 1999 dalla sonda Galileo

Io è il più interno dei quattro satelliti medicei, il quarto satellite del sistema solare per dimensione e quello più denso di tutti. Con oltre 300 vulcani attivi, Io è l’oggetto geologicamente più attivo del sistema Solare. L’estrema attività geologica è il risultato del riscaldamento mareale dovuto all’attrito causato al suo interno da Giove e dagli altri satelliti galileani. Molti vulcani producono pennacchi di zolfo e biossido di zolfo che si elevano fino a 500 km sulla sua superficie. Questa è costellata di oltre 100 montagne che sono state sollevate dalla compressione della crosta di silicati, con alcuni di questi picchi che arrivano ad essere più alti dell’Everest. A differenza di molti satelliti del sistema solare esterno, per lo più composti di ghiaccio d’acqua, Io è composto principalmente da rocce di silicati che circondano un nucleo di ferro o di solfuro di ferro fusi. La maggior parte della superficie di Io è composta da ampie piane ricoperte di zolfo e anidride solforosa congelata.

transito di Io sulla superficie del pianeta del 10 febbraio 2009.

Il vulcanismo su Io è il responsabile di molte delle sue particolari caratteristiche. Le colate laviche hanno prodotto grandi cambiamenti superficiali e dipinto la superficie in varie tonalità di colore giallo, rosso, bianco, nero, verde, in gran parte dovuti ai diversi allotropi e composti di zolfo. Numerose colate laviche di oltre 500 km di lunghezza, segnano la superficie di Io, e i materiali prodotti dal vulcanismo hanno costituito una sottile atmosfera a chiazze, ed hanno anche creato un toro di plasma attorno a Giove.

Nel 1979, le due sonde Voyager rivelarono l’attività geologica di Io, dotato di numerose formazioni vulcaniche, grandi montagne, e una superficie giovane priva di crateri da impatto. La sonda Galileo effettuò diversi passaggi ravvicinati tra gli anni novanta e l’inizio del XXI secolo, ottenendo dati sulla struttura interna e sulla composizione, rivelando il rapporto con la magnetosfera di Giove e l’esistenza di una cintura di radiazioni centrata sull’orbita della luna. Io riceve circa 3600 rem (36 Sv) di radiazione al giorno.

Missioni spaziali

Le prime sonde a passare vicino a Io furono le gemelle Pioneer 10 e Pioneer 11, rispettivamente il 3 dicembre 1973 ed il 2 dicembre 1974. La tracciatura radio fornì una più accurata stima della massa di Io e delle sue dimensioni, suggerendo che esso abbia la più alta densità tra i quattro satelliti galileiani e che sia composto prevalentemente di rocce silicee e non di ghiaccio d’acqua. Le due sonde Pioneer rivelarono anche la presenza di una sottile atmosfera e di una intensa fascia di radiazioni attorno all’orbita di Io. Le fotocamere a bordo della Pioneer 11 riuscirono anche a scattare una buona immagine della regione del polo nord. La Pioneer 10 doveva scattare immagini ravvicinate durante il suo sorvolo, ma le fotografie andarono perdute a causa dell’intenso campo di radiazioni.

Dotate di tecnologia più avanzata, le sonde Voyager 1 e Voyager 2 nel 1979 catturarono immagini più dettagliate: la Voyager 1 rivelò pennacchi che salivano da una superficie relativamente giovane e caratterizzata da piane di colate laviche e montagne più alte dell’Everest, dimostrando che Io era geologicamente attivo. La Voyager 2, che passò 4 mesi dopo, confermò che tutti i vulcani osservati dalla Voyager 1 erano ancora attivi, tranne Pele e che durante l’intervallo di tempo tra il passaggio delle due sonde erano avvenuti diversi cambiamenti sulla superficie.

La sonda Galileo, destinata allo studio del sistema gioviano, nonostante malfunzionamenti causati in parte dalle radiazioni provenienti da Giove riportò risultati significativi, scoprendo che Io ha, come i pianeti maggiori, un nucleo ferroso. Osservò nei suoi sorvoli ravvicinati diverse eruzioni vulcaniche e scoprì che il magma era composto di silicati ricchi di magnesio, comuni nella roccia magmatica femica e ultrafemica.

La Cassini e la New Horizons hanno monitorato il vulcanismo di Io nei loro viaggi diretti rispettivamente verso Saturno e Plutone. La New Horizons catturò anche immagini nei pressi di Girru Patera nelle prime fasi di un’eruzione, e diverse altre eruzioni avvenute dai tempi della Galileo. Juno, monitorerà anch’essa l’attività vulcanica di Io con lo spettrometro nel vicino infrarosso.

Per il futuro l’ESA ha in progetto una missione verso Giove chiamata Jupiter Icy Moon Explorer che arriverebbe nel sistema gioviano nel 2030. Nonostante sia destinata allo studio della altre 3 lune principali di Giove, potrà comunque monitorare l’attività vulcanica di Io. Un progetto a basso costo con destinazione Io è la proposta della NASA denominata Io Volcano Observer (IVO), una sonda che effettuerebbe diversi sorvoli ravvicinati di Io e che arriverebbe nel sistema gioviano nel 2026.

Parametri orbitali

Io è il più interno dei satelliti galileiani, posizionato tra Tebe e Europa ed è il quinto satellite che si incontra a partire dall’interno. Io orbita intorno a Giove ad una distanza di 421.800 km dal centro del pianeta e a 350 000 km dalla sommità delle sue nubi; impiega 42,456 ore per completare la sua orbita, il che implica che una buona parte del suo movimento può essere rilevata durante una singola notte di osservazioni. È in risonanza orbitale 2:1 con Europa e 4:1 con Ganimede. Questa risonanza contribuisce a stabilizzare l’eccentricità orbitale di 0,0041 che a sua volta costituisce la fonte principale di calore per la sua attività geologica. Senza questa eccentricità, l’orbita di Io sarebbe circolare, riducendo così la sua attività geologica in seguito alla stabilizzazione mareale.

Come gli altri satelliti di Giove e la Luna terrestre, la rotazione di Io è in sincronia con il suo periodo orbitale e pertanto il satellite mostra sempre la stessa faccia a Giove. Il lato rivolto verso il pianeta viene detto emisfero sub-gioviano, mentre il lato opposto viene chiamato emisfero anti-gioviano.

Interazioni con il campo magnetico di Giove

Io gioca un ruolo significativo nel modellare il campo magnetico gioviano, agendo come un generatore elettrico che sviluppa una corrente elettrica di 3 milioni di ampere, rilasciando ioni che rendono il campo magnetico di Giove due volte di quello che sarebbe senza la presenza di Io. La magnetosfera di Giove investe i gas e le polveri della sottile atmosfera di Io ad una velocità di 1 tonnellata al secondo. Questo materiale, proveniente dall’attività vulcanica di Io, è in gran parte composto da zolfo ionizzato e atomico, ossigeno e cloro. La materia, a seconda della sua composizione e ionizzazione, confluisce in diverse nubi neutre (non ionizzate) e in fasce di radiazione della magnetosfera di Giove e, in alcuni casi, vengono espulse dal sistema gioviano. Durante un incontro con Giove avvenuto nel 1992, la sonda Ulysses rivelò che un flusso di particelle delle dimensioni di 10 micron era stato espulso dal sistema gioviano, e che le particelle di polvere, che viaggiavano alla velocità di diversi chilometri al secondo, erano principalmente composte da cloruro di sodio. La sonda Galileo dimostrò che i flussi di polvere provengono da Io.

Risultato immagine per magnetosfera di giove

schema della magnetosfera di Giove e dell’interazione con i satelliti

Il materiale che sfugge dall’attrazione gravitazionale di Io va a formare un toro di plasma che si divide sostanzialmente in tre parti: la parte esterna, più calda, appena fuori dell’orbita di Io; più internamente si trova una fascia composta da materiali neutri e plasma in raffreddamento, situata a circa la stessa distanza di Io da Giove, mentre la parte interna del toro è quella più “fredda”, composta da particelle che stanno lentamente spiraleggiando verso Giove.

L’interazione tra l’atmosfera di Io, il campo magnetico di Giove e le nubi delle regioni polari del gigante gassoso producono una corrente elettrica conosciuta come tubo di flusso di Io, che genera aurore sia nelle regioni polari di Giove che nell’atmosfera di Io. L’influenza di Io ha una forte ripercussione anche sulle emissioni radio provenienti da Giove e dirette verso la Terra: quando infatti Io è visibile dal nostro pianeta, i segnali radio aumentano considerevolmente.

Struttura interna

A differenza della maggior parte dei satelliti del sistema solare esterno, composti prevalentemente da ghiaccio d’acqua e silicati, Io sembra presentare una composizione analoga a quella dei pianeti terrestri, composti in prevalenza di rocce silicee fuse.

schema della composizione interna di IO

Io ha una densità di 3,5275 , più alta di qualsiasi luna del sistema solare e significativamente più elevata rispetto a quella degli altri satelliti galileiani e superiore alla densità della Luna. I modelli di Io basati sulle misurazioni delle Voyager e della Galileo suggeriscono che il suo interno è differenziato tra una crosta e un mantello ricchi di silicati ed un nucleo di ferro o di ferro e zolfo fusi. Il nucleo di Io costituisce circa il 20% della sua massa totale e, a seconda della quantità di zolfo presente, il nucleo avrebbe un raggio compreso tra 350 e 650 km se composto quasi interamente da ferro, o tra 550 e 900 km, se costituito da una miscela di ferro e zolfo. Il magnetometro della Galileo non è riuscito a rilevare un campo magnetico interno, intrinseco ad Io, suggerendo che il nucleo non è convettivo.

I modelli dell’interno di Io suggeriscono che il mantello è composto da almeno il 75% da forsterite, minerale ricco di magnesio, e abbia una composizione simile a quella delle meteoriti, in particolare a quelle delle condriti L e LL, con un contenuto di ferro più alto (rispetto al silicio) della Terra e della Luna, anche se inferiore a quello di Marte. Su Io è stato osservato un flusso di calore che suggerisce che il 10-20% del mantello potrebbe essere allo stato fuso. Una rianalisi dei dati del magnetometro della Galileo del 2009 rivelarono la presenza di un campo magnetico indotto di Io, che si spiegherebbe solo con la presenza di un oceano di magma dello spessore di 50 km sotto la superficie, che equivale a circa il 10% del mantello di Io, e la cui temperatura si aggira sui 1200 °C. Ulteriori analisi nel 2011 confermarono la presenza dell’oceano di magma. La litosfera di Io, composta da basalto e zolfo depositati dall’esteso vulcanismo presente in superficie, è di almeno 12 km di spessore, e probabilmente non più di 40 km.

Riscaldamento mareale

A differenza di quanto avviene per la Terra e la Luna, la principale fonte di calore interno di Io non è causata dal decadimento degli isotopi, ma dalle forze mareali di Giove e dalla risonanza orbitale con Europa e Ganimede. Tale riscaldamento dipende dalla distanza di Io da Giove, dalla sua eccentricità orbitale, dalla composizione del nucleo e dal suo stato fisico. La sua risonanza con Europa e Ganimede mantiene invariata nel tempo l’eccentricità di Io ed impedisce che la dissipazione mareale al suo interno circolarizzi l’orbita. La risonanza orbitale aiuta anche a mantenere immutata la distanza di Io da Giove; se essa non fosse presente Io inizierebbe a spiraleggiare verso l’esterno del pianeta. La quantità di energia prodotta dall’attrito mareale all’interno di Io è fino a 200 volte superiore a quella ottenuta unicamente dal decadimento radioattivo e scioglie una quantità significativa del mantello e del nucleo di Io. Questo calore viene rilasciato sotto forma di attività vulcanica, generando l’alto flusso di calore osservato.

Superficie

Sulla base dell’esperienza avuta dall’esplorazione delle antiche superfici della Luna, di Marte e di Mercurio, gli scienziati si aspettavano di trovare numerosi crateri da impatto sulla superficie di Io nelle prime immagini della Voyager 1. La densità dei crateri da impatto sulla superficie avrebbe dato indizi sulla sua età. Tuttavia, gli astronomi furono sorpresi nel scoprire che la superficie era quasi del tutto priva di crateri da impatto, ma era invece costellata di pianure lisce e alte montagne, con caldere di varie forme e dimensioni, e colate laviche. A differenza della maggior parte dei mondi osservati fino a quel momento, la superficie di Io era ricoperta di una grande varietà di materiali colorati (in particolare tonalità dell’arancione) da vari composti solforosi. La mancanza di crateri da impatto ha indicato che la superficie di Io è geologicamente giovane, come la superficie terrestre; i materiali vulcanici coprono continuamente i crateri quando questi si producono. La conferma si ebbe con la scoperta di almeno nove vulcani attivi da parte della Voyager 1.

mosaico di immagini della Voyager 1 – la regione polare sud.

La caratteristica più evidente ed importante della superficie di Io è la presenza di numerosissimi vulcani attivi: ne sono stati identificati dalle varie sonde oltre 150 e, sulla base di queste osservazioni, si può stimare che siano presenti fino a 300, forse 400 vulcani.

Vulcanismo di Io

Il riscaldamento mareale prodotto dalla forzata eccentricità orbitale di Io lo ha portato a diventare uno dei mondi più vulcanicamente attivi nel sistema solare. Nel corso di una grande eruzione, possono essere prodotte colate di lava di decine o centinaia di chilometri, costituite per lo più da lave basaltiche di tipo femico o ultrafemico, ricche in magnesio. Sottoprodotti di questa attività sono zolfo, anidride solforosa e silicati piroclastici (ceneri), che vengono soffiati fino a 200 km di altezza, producendo grandi pennacchi a forma di ombrello e colorando il terreno circostante di rosso, nero e bianco, creando l’atmosfera chiazzata di Io. Alcuni dei pennacchi vulcanici di Io sono stati visti estendersi per oltre 500 km al di sopra della superficie prima di ricadere, con il materiale espulso che può raggiungere la velocità di circa 1 km/s, creando anelli rossi di oltre 1000 km di diametro.

Eruzione vulcanica nella regione di Tvashtar ripresa dalla sonda New Horizons nel 2007.

La superficie di Io è costellata di depressioni di origine vulcanica note come paterae, generalmente piane e delimitate da pareti scoscese. Queste caratteristiche le fanno assomigliare alle caldere terrestri, ma non è noto se si formino allo stesso modo, cioè per il crollo della camera di lava vuota. A differenza che sulla Terra e Marte, queste depressioni generalmente non si trovano nei picchi dei vulcani a scudo e sono normalmente più grandi, con un diametro medio di 41 km, con la più grande, Loki Patera, che ha un diametro di 202 km. Qualunque sia il meccanismo di formazione, la morfologia e la distribuzione di molti paterae suggeriscono che queste formazioni siano strutturalmente controllate, per lo più delimitate da faglie o montagne. Le paterae sono spesso sede di eruzioni vulcaniche, che si manifestano sia come colate laviche, che si diffondono nelle piane delle paterae, come nel caso di un’eruzione a Gish Bar Patera nel 2001, sia come laghi di lava. I laghi lava possono avere una crosta lavica in continuo rovesciamento, come nel caso di Pele, oppure esserlo solo episodicamente, come nel caso di Loki.

Eruzione vulcanica ripresa dalla sonda Galileo: le foto hanno una differenza di 3 mesi

L’analisi delle immagini della Voyager portò gli scienziati a credere che le colate laviche fossero composte principalmente di vari composti dello zolfo fuso. Tuttavia, studi successivi agli infrarossi e le misure della sonda Galileo indicano che queste erano composte da lava basaltica. Questa ipotesi si basa sulle misure della temperatura dei “punti caldi” di Io, che suggeriscono temperature di circa 1300 K con punti fino a 1600 K. 

Montagne

La superficie di Io è costellata da oltre un centinaio di montagne che si sono sollevate a causa delle enormi compressioni che si verificano alla base della sua crosta di silicati. Alcuni di questi picchi sono più alti dell’Everest (altezza media di circa 6 km, con un massimo di 17,5 km). Le montagne appaiono come grandi e isolate strutture, lunghe in media 157 km, dimensioni che richiedono strutture basate su robuste rocce silicee.

Il Tohil Mons, una montagna di Io alta oltre 5 km, ripresa dalla sonda Galileo.

Nonostante l’intenso vulcanismo che crea il caratteristico aspetto di Io, le montagne sembrano di origine tettonica, originate dalle forze compressive alla base della sua litosfera che provocano l’innalzamento della sua crosta attraverso un processo di fagliazione inversa. Gli stress compressivi che portano alla formazione dei rilievi sono il risultato della subsidenza del materiale vulcanico che viene continuamente emesso. La distribuzione globale della presenza dei rilievi appare opposta a quella dei vulcani; le montagne dominano nelle aree a scarsa densità vulcanica e viceversa, suggerendo che nella litosfera di Io vi siano grandi regioni dove dominano le forze compressive, che portano alla formazione di rilievi, o quelle estensive, che portano alla formazione di pateræ. Tuttavia in taluni punti i monti e le pateræ arrivano a toccarsi, forse per il magma che ha sfruttato le fratture innescatesi durante la formazione dei rilievi per raggiungere la superficie.

Risultato immagine per loki patera

sopra e sotto immagini della Loki Paterae riprese dalla sonda Galileo

Risultato immagine per loki patera

Risultato immagine per loki pateraRisultato immagine per loki patera

Le montagne di Io non hanno le caratteristiche tipiche dei vulcani e, sebbene molti siano ancora i dubbi sulla loro formazione, forniscono interessanti indicazioni sull’entità dello spessore crostale che le contiene. Per essere in grado di contenere le profonde radici di questi rilievi si è stimato uno spessore della crosta non inferiore a 30 km. I più importanti rilievi sono i Boösaule Montes (17,5 km d’altezza), gli Euboea Montes (13,4 km), lo Ionian Mons (12,7 km), gli Hi’iaka Montes (11,1 km) e gli Haemus Montes (10,8 km). Sembra che gli Euboea Montes si siano formati per l’innalzamento di un enorme plutone poi inclinatosi di circa 6 gradi. Questa inclinazione avrebbe poi favorito la formazione di frane sul loro versante settentrionale anche grazie alla continua erosione causata dalla sublimazione di biossido di zolfo durante le ore diurne.

Lave

L’analisi dei dati spettroscopici e delle immagini inviate a Terra dalle sonde Voyager verso la fine degli anni settanta portò a concludere che le colate di lava sulla superficie di Io erano composte da derivati dello zolfo fuso. Osservazioni successive, condotte da Terra nella banda dell’infrarosso, hanno rivelato che esse sono però troppo calde per essere costituite da zolfo liquido. Un’ipotesi è che le lave di Io siano composte di rocce silicee fuse con composizione che può variare dal basalto alla komatiite. Recenti osservazioni condotte col Telescopio Spaziale Hubble indicano che potrebbero essere ricche di sodio. Non è escluso che le diverse regioni di Io possano essere caratterizzate dalla presenza di differenti materiali. Secondo uno studio basato sui dati trasmessi dalla sonda Galileo, sarebbe dimostrata la presenza di un “oceano” di magma fuso o parzialmente fuso.

immagine della sonda galileo – il cratere Prometheus (anello giallo) al centro; il Polo Nord (color ruggine) in alto a destra.

Acqua

A differenza delle altre lune galileiane, Io non possiede praticamente acqua anche se non viene escluso che essa possa esistere in profondità, non  rilevata spettroscopicamente a causa della sua instabilità superficiale. Diverse possono essere le ipotesi sull’argomento. Una è probabilmente il calore eccessivo causato da Giove, che durante la formazione del satellite lo surriscaldò al punto di espellere tutti gli elementi volatili, acqua compresa, che nei primi milioni di anni di vita era presente e forse abbondante. Esperimenti di laboratorio hanno dimostrato che piuttosto efficace per la perdita del ghiaccio d’acqua risulta essere la polverizzazione catodica.

Atmosfera

Io possiede una sottile atmosfera, composta principalmente da diossido di zolfo (SO2) con minori percentuali di monossido di zolfo (SO), cloruro sodico (NaCl), zolfo atomico e ossigeno, fortemente influenzata dalle radiazioni presenti nella magnetosfera di Giove, che la depredano costantemente di costituenti, e dagli episodi di vulcanismo sulla luna, che la ricostituiscono. Presenta una struttura non uniforme, con una densità maggiore in corrispondenza dell’equatore, dove la superficie è più calda e dove sono collocati i principali coni vulcanici; qui si concentrano anche i principali fenomeni atmosferici. I più evidenti dalla Terra sono le aurore che su Io sono quindi equatoriali e non polari.

Un’aurora nell’alta atmosfera di Io in un’immagine ripresa dalla Galileo quando Io era in eclissi. I colori differenti rappresentano l’emissione di diversi componenti dell’atmosfera: il verde il sodio, il rosso l’ossigeno e il blu i gas vulcanici come l’anidride solforosa.

L’atmosfera mostra variazioni significative nella densità e nella temperatura in funzione dell’ora del giorno, della latitudine, dell’attività vulcanica e della brina superficiale. La pressione massima varia tra 3,3 × 10−5  e 3 × 10−4 Pa (pari rispettivamente a 0,3 e 3 nbar) osservate nell’emisfero opposto a Giove e lungo l’equatore, soprattutto nel primo pomeriggio quando la temperatura della superficie raggiunge il suo picco massimo. Nei pennacchi vulcanici sono stati osservati anche picchi localizzati con pressioni tra 5 × 10−4  e 40 × 10−4 Pa (da 5 a 40 nbar). La pressione raggiunge invece i valori minimi durante la notte, quando scende a punte comprese tra 0,1 × 10−7  e 1 × 10−7 Pa (tra 0,0001 e 0,001 nbar).

La temperatura dell’atmosfera oscilla tra quella della superficie alle basse altitudini, dove il vapore del biossido di zolfo è in equilibrio con la sua brina superficiale, fino ai 1 800 K alle grandi altitudini dove il sottile spessore atmosferico permette il riscaldamento generato dal toro di plasma e dall’effetto Joule del flusso magnetico. La bassa pressione limita gli effetti dell’atmosfera sulla superficie, eccetto per la ridistribuzione temporanea del biossido di zolfo da aree ricche di brina a zone povere e dell’espansione delle dimensioni degli anelli di deposito del materiale dei pennacchi quando esso rientra nella più densa atmosfera del lato illuminato.

Un’atmosfera sottile implica anche che eventuali futuri moduli di atterraggio di sonde spaziali non necessiteranno di scudi termici di protezione e richiederanno invece retrorazzi per garantire un atterraggio morbido. D’altra parte questo stesso spessore sottile implicherà la necessità di una più efficace schermatura dalle radiazioni provenienti da Giove, attenuate invece da un’atmosfera più spessa. Tuttavia per il futuro prossimo probabilmente non sarà possibile atterrare su Io più per problematiche varie legate alla vicinanza a Giove (delta-v, radiazioni),  più verosimile una missione con sorvoli ravvicinati multipli da una sonda in orbita attorno a Giove.

Europa

Risultato immagine per europa satellite

Europa ripreso dalla sonda Galileo nel 1997

Europa per dimensioni è il quarto satellite di Giove, il sesto del sistema solare. Poco più piccolo della Luna, Europa è composto principalmente da silicati con una crosta di acqua ghiacciata, probabilmente è presente un nucleo di ferro-nichel ed è circondato esternamente da una tenue atmosfera, composta principalmente da ossigeno. A differenza di Ganimede e Callisto, che tratteremo in seguito, la sua superficie si presenta striata e poco craterizzata, la più liscia di quella di qualsiasi oggetto noto del sistema Solare. La giovinezza e la morbidezza della superficie fanno  ipotizzare un oceano d’acqua sotto la crosta, possibile dimora per forme di vita extraterrestre. In questa ipotesi viene proposto che Europa, riscaldato internamente dalle forze mareali causate dalla vicinanza a Giove e dalla risonanza orbitale con Io e Ganimede, rilasci il calore necessario per mantenere un oceano liquido sotto la superficie, stimolando anche un’attività geologica simile alla tettonica a placche. Nel 2014 la NASA dichiara di aver trovato prove dell’esistenza di un’attività di tettonica a placche su Europa, la prima attività geologica di questo tipo su mondi extraterrestri.

Immagine ripresa dalla Voyager 1 nel 1979.

Nel 2013 la NASA individuò sulla crosta di Europa  minerali argillosi, fillosilicati, che spesso sono associati a materiale organico, annunciando anche che sulla base di osservazioni effettuate con il Telescopio spaziale Hubble, erano stati rilevati geyser di vapore acqueo simili a quelli di Encelado, il satellite di Saturno a cui dedicheremo una esauriente disamina.

 

immagine scattata dalla sonda New Horizons – Giove (in primo piano) ed Europa (dietro)

sotto schema animato delle risonanze tra Io, Europa e Ganimede

La sonda Galileo, lanciata nel 1989, ha fornito la maggior parte delle informazioni note su Europa. Nessun veicolo spaziale è ancora sbarcato sulla superficie, ma le sue caratteristiche hanno suggerito diverse proposte di esplorazione. La Jupiter Icy Moon Explorer, dell’Agenzia spaziale europea, è la missione per Europa, Io e Ganimede prevista per il 2022. La NASA programma una missione robotica da lanciare a metà degli anni 2020.

Missioni spaziali

L’esplorazione di Europa ebbe inizio con i sorvoli ravvicinati di Giove da parte delle sonde Pioneer 10 e Pioneer 11 nel 1973 e 1974 rispettivamente. Le prime foto erano però a bassa risoluzione rispetto a quelle che saranno ottenute dalle missioni successive. Le due sonde Voyager transitarono attraverso il sistema di Giove nel 1979 fornendo immagini molto più dettagliate della superficie di Europa e proprio a partire da quelle immagini si iniziò a speculare sulla possibilità dell’esistenza di un oceano liquido sotto la superficie del satellite. A partire dal 1995, la sonda Galileo iniziò una missione in orbita attorno a Giove che durò otto anni, fino al 2003, fornendo lo studio più dettagliato delle lune galileiane fino ad oggi. Nel programma della sonda erano inclusi numerosi sorvoli ravvicinati di Europa. La New Horizons riprese Europa nel febbraio 2007, mentre navigava dal sistema gioviano in direzione di Plutone.

Missioni future

Già all’epoca della Galileo, la comunità scientifica aveva manifestato l’esigenza di nuove missioni su Europa, allo scopo di determinare la composizione della superficie, per confermare o smentire l’esistenza di un oceano sotto di essa ed individuare segnali che potessero indicarvi la presenza di vita extraterrestre. Ma le missioni robotiche per Europa dovranno sopportare le alte radiazioni di Giove, visto che Europa riceve circa 5,40 Sv di radiazioni al giorno.

sopra Europa in colori reali in un mosaico di foto della sonda Galileo.

Nel 2011, una missione verso Europa fu consigliata dal Planetary Science Decadal Survey, e la NASA mise allo studio alcuni progetti come quello di una sonda che avrebbe effettuato multipli sorvoli ravvicinati (Europa Clipper) al satellite, un’altra che prevedeva un orbiter attorno a Europa e una provvista di un lander. L’opzione dell’orbiter si concentra soprattutto sullo studio dell’oceano sotto la superficie, mentre il Clipper studierebbe il satellite dal punto di vista chimico.

Il progetto Europa Clipper, ridenominato più tardi Missione di sorvolo multiplo di Europa (Europa Multiple-Flyby Mission in inglese) è stato presentato nel luglio 2013 dal Jet Propulsion Laboratory (JPL) e dall’ Applied Physics Laboratory (APL). Obiettivo della missione è esplorare Europa per indagarne l’abitabilità e per individuare siti di atterraggio adatti per un futuro lander. Europa Clipper orbiterebbe intorno a Giove, ma effettuerebbe 45 sorvoli a bassa quota su Europa durante la  missione. La sonda avrebbe tra gli strumenti di bordo un radar, uno spettrometro a raggi infrarossi, uno strumento topografico e uno spettrometro di massa. L’obiettivo dell’orbiter sarebbe invece quello di determinare l’estensione dell’oceano e la sua relazione con gli strati più interni. Potrebbe essere dotato di strumenti come un sottosistema radioscientifico, un altimetro laser, un magnetometro, una sonda Langmuir e una camera fotografica per la mappatura della superficie. Allo studio è anche una missione comprendente un lander, che avrebbe il compito specifico di valutare il potenziale astrobiologico del satellite. Nel 2012 fu selezionata e programmata dall’ESA la missione Jupiter Icy Moon Explorer, che comprende alcuni passaggi ravvicinati a Europa, anche se l’obiettivo principale di tale missione è Ganimede.

Altre proposte di esplorazione

Nel primo decennio del secolo fu proposta la missione spaziale NASA/ESA Europa Jupiter System Missio, che, pianificata per il 2020 prevedeva l’utilizzo di due sonde spaziali per l’esplorazione del sistema gioviano: Jupiter Europa Orbiter (JEO) della NASA e la Jupiter Ganymede Orbiter (JGO) dell’ESA che avevano obiettivo primario nello studio delle lune ghiacciate di Giove. Nel programma l’Agenzia spaziale giapponese propose di contribuire con il Jupiter Magnetospheric Orbiter (JMO), per studiare la magnetosfera gioviana, mentre l’Agenzia spaziale russa voleva l’invio di un lander (Europa Lander). Il piano congiunto purtroppo fallì a causa del budget momentaneamente limitato della NASA.

Il Jovian Europa Orbiter è un progetto del programma dell’ESA Cosmic Vision i cui studi iniziarono nel 2007 prevedendo l’invio dell’Ice Clipper (taglia ghiaccio) che utilizzerebbe una sonda a impatto per uno schianto controllato sulla superficie di Europa che genererebbe una nube di detriti, raccolti da una piccola sonda che vi volerebbe attraverso, analizzando i campioni. Una delle proposte più ambiziose vorrebbe utilizzare una grande Melt Probe (letteralmente “Sonda per fondere”) nucleare (Cryobot) che attraverserebbe la superficie sciogliendo il ghiaccio fino ad arrivare all’oceano. The Planetary Society afferma che scavare un pozzo provvederebbe alla protezione dalle radiazioni ed una volta raggiunta l’acqua, consentirebbe alla sonda il rilascio di un veicolo sottomarino autonomo (hydrobot), per raccogliere informazioni in situ da trasmettere alla Terra. Gli strumenti dovrebbero essere sottoposti ad un’estrema sterilizzazione per evitare che la sonda rilevi organismi terrestri anziché vita nativa e per evitare una contaminazione dell’oceano. Questa proposta non è arrivata a una seria pianificazione, per i dubbi circa l’utilizzo del nucleare e per il pericolo di contaminazioni dell’ambiente acquatico del satellite.

Parametri orbitali

Europa orbita attorno a Giove con un periodo di circa tre giorni e mezzo; il semiasse maggiore dell’orbita è pari a 670 900 km. L’orbita è praticamente circolare con un’eccentricità di 0,0094 e un’inclinazione di soli 0,470° rispetto all’equatore gioviano. Come tutti i Satelliti medicei Europa è in rotazione sincrona con Giove, con un emisfero del satellite costantemente rivolto verso il pianeta e un punto sulla sua superficie dal quale Giove appare allo zenit. Europa è forzata ad assumere forma leggermente allungata verso Giove dalla forza gravitazionale del pianeta, ma al variare della distanza, varia l’entità dello spostamento superficiale. In questo modo, come vedremo, una piccola parte dell’energia di rotazione di Giove si dissipa su Europa  e genera il riscaldamento mareale del satellite, un processo avrebbe permesso la conservazione di un oceano liquido sotto la sua superficie ghiacciata.

Struttura interna

Con un diametro di poco superiore a 3100 km, Europa è leggermente più piccola della Luna ed è il sesto satellite ed il quindicesimo oggetto più grande del sistema solare. La densità suggerisce che è simile in composizione ai pianeti terrestri, prevalentemente composto di silicati. Secondo le teorie accettate, Europa possiede uno strato di 100 km di acqua, in parte sotto forma di ghiaccio nella crosta superficiale, mentre sotto di essa si troverebbe uno strato di acqua liquida salata, con temperatura prossima allo zero, condizioni in teoria favorevoli allo sviluppo di forme di vita.

schema della struttura interna di Europa

Ad avvalorare l’ipotesi c’è l’analisi dei dati magnetometrici rilevati dalla Galileo, che ha mostrato, a una profondità compresa tra i 5 e 20 chilometri, esistere uno strato di materia che conduce elettricità. Le variazioni magnetiche osservate sono possibili perché Europa orbita intorno a Giove immersa nel campo magnetico del pianeta e ciò induce una corrente elettrica in uno strato conduttore prossimo alla superficie del satellite, corrente che a sua volta genera un campo magnetico secondario. Un’altra prova che suggerisce la presenza di un oceano sotto la superficie è la apparente rotazione di 80° della crosta, che sarebbe improbabile se il ghiaccio fosse attaccato al mantello. La presenza di acqua nel sottosuolo di Europa è comunque oggi data per certa dopo le osservazioni del Telescopio spaziale Hubble che rivelarono getti d’acqua fuoriusciti da crepe superficiali e scagliati fino ad un’altezza di 200 km. Questi enormi geyser sarebbero causati dallo stress mareale presente nell’interno della luna.

La temperatura sulla superficie di Europa è di circa 110 K (−163 °C) all’equatore e di 50 K (−223 °C) ai poli, cosicché il ghiaccio superficiale è permanentemente congelato. I membri del progetto Galileo hanno analizzato le immagini di Europa della Voyager e della Galileo, affermando che anche le caratteristiche superficiali di Europa dimostrano l’esistenza di un oceano liquido sotto la superficie, di cui il terreno “caotico”, regioni in cui l’oceano sotto la superficie ha sciolto la crosta ghiacciata, sarebbe una ulteriore prova. Tuttavia per cautela la maggior parte dei geologi che ha studiato Europa accredita il modello del “ghiaccio spesso”, in cui l’oceano ha raramente o mai interagito con la superficie. I diversi modelli per stimare lo spessore del guscio di ghiaccio danno valori oscillanti tra qualche chilometro e qualche decina di chilometri.

Schema dell’oceano sotto la superficie di Europa

La prova migliore per il cosiddetto modello del “ghiaccio spesso” è uno studio dei grandi crateri di Europa. I più grandi sono circondati da cerchi concentrici e sembrano essere riempiti con ghiaccio fresco relativamente liscio; basandosi su questo e sulla quantità di calore generata dalle maree di Europa, è stato teorizzato che la crosta esterna di ghiaccio solido sia spessa 10−30 km e l’oceano liquido sottostante potrebbe essere profondo circa 100 km. Il modello a “ghiaccio sottile” suggerisce invece che lo strato di ghiaccio sia spesso pochi chilometri. Se lo strato di ghiaccio fosse spesso solo pochi chilometri, come propone il modello “ghiaccio sottile”, significherebbe che sono possibili contatti regolari tra l’interno liquido e la superficie attraverso crepe, proprio ciò causando la formazione delle cd. zone di terreno caotico.

Nel 2008, venne suggerito che Giove potrebbe mantenere gli oceani di Europa caldi, generando grandi onde di marea su Europa a causa della sua piccola (ma non nulla) obliquità. Questo tipo di marea precedentemente non considerata genera le cosiddette onde di Rossby, che pur viaggiando lentamente alla velocità di pochi chilometri al giorno, possono generare una significativa quantità di energia cinetica. Per l’attuale stima dell’inclinazione assiale di Europa (0,1 gradi), la risonanza delle onde Rossby produrrebbe 7,3 × 1017 J di energia cinetica, duemila volte più grande di quella delle forze di marea e proprio a dissipazione di questa energia potrebbe essere la principale fonte di calore dell’oceano di Europa.

La sonda Galileo ha anche scoperto che Europa ha un debole momento magnetico, variabile e indotto dal grande campo magnetico di Giove, la cui intensità è di circa un sesto di quella del campo di Ganimede e sei volte quello di Callisto. L’esistenza del momento magnetico indotto richiede la presenza di materiale conduttore sotto la superficie, come ad esempio un grande oceano di acqua salata. Le prove spettrografiche suggeriscono che le strisce rosso scuro e le caratterizzazioni sulla superficie di Europa potrebbero essere ricche di sali come il solfato di magnesio, depositatosi tramite l’evaporazione dell’acqua che emerge da sotto. L’acido solforico idrato è un’altra possibile spiegazione dei contaminanti osservati spettroscopicamente. In entrambi i casi, siccome questi materiali sono privi di colore o bianchi quando puri, altri elementi devono essere presenti a loro volta per contribuire al colore rossastro, forse composti a base di zolfo.

Superficie

Europa è uno degli oggetti più lisci nel sistema solare, priva di grandi formazioni come montagne e crateri da impatto, il che rende plausibile il costante rimodellamento. I segni profondi ed incrociati più evidenti sulla luna sembrano essere principalmente dovute all’albedo, la quale enfatizza la topografia della bassa superficie. L’albedo (quantità di luce riflessa) di Europa è 0,64, una delle più alte di tutte le lune conosciute ed è causata dall’alta riflettività della superficie ghiacciata. Questo sembra indichi una superficie giovane e attiva che, basandosi sulla frequenza di bombardamento “cometario” stimata che raggiunge Europa, avrebbe da 20 a 180 milioni di anni circa.

Risultato immagine per superficie di europa satellite

 

sopra e sotto immagini della superficie di Europa

Risultato immagine per superficie di europa satellite

Europa - Ball of string

sopra una immagine di circa 17 km ripresa dalla sonda Galileo delle fratture nel ghiaccio

sotto la regione di Conamara Chaos ripresa dalla Galileo con particolare ingrandito

Europa - Conamara Chaos

E’ da sottolineare che Il livello di radiazione che colpisce la superficie di Europa è equivalente ad una dose di circa 5400 mSv (540 rem) al giorno, quantità sufficiente a causare una grave malattia o la morte in un essere umano che rimanga esposto in superficie anche un solo giorno.

Lineae

Le caratteristiche più evidente della superficie di Europa sono una serie di striature scure che, incrociandosi tra di loro, attraversano,  l’intero satellite. Un esame ravvicinato mostra che il bordo della crosta di Europa su ogni lato delle crepe si è mosso rispetto alla stessa crepa. Le bande più larghe sono di circa 20 km con dei bordi leggermente scuri, striature regolari, e una banda centrale di materiale più chiaro e potrebbe essere stato prodotto da una serie di eruzioni vulcaniche di acqua o geyser quando la superficie di Europa si allarga scoprendo gli strati più caldi sepolti. L’effetto è simile a quello visibile nelle dorsali oceaniche terrestri.Europa vita aliena

immagine a colori forzati delle strutture lineae

 

 
 
 Immagine a colori “quasi” naturali di Europa dalla sonda Galileo

Si pensa che queste numerose fratture siano state provocate in buona parte dagli stress gravitazionali esercitati da Giove; fino a che Europa è in rotazione sincrona con Giove, e quindi mantiene sempre lo stesso orientamento verso il pianeta, i modelli degli stress dovrebbero dare luogo a una forma distinta e prevedibile. Tuttavia, solo la più giovane delle fratture su Europa si conforma al modello previsto; le altre fratture sembrano aver preso orientamenti sempre più diversi mano a mano che la loro età aumenta. Questo si può spiegare se la superficie di Europa ruota leggermente più velocemente del suo interno, un effetto possibile con un oceano sotto la superficie che separi meccanicamente la superficie della luna dal suo mantello roccioso e dagli effetti della gravità di Giove che “tira” la crosta ghiacciata della luna. Confronti fatti tra le foto della Voyager e della Galileo suggeriscono che la crosta di Europa ruota ad una velocità tale da fare un giro in più rispetto al suo interno ogni 12.000 anni, rivelando inoltre prove di subduzione sulla superficie di Europa, ovvero che lastre di crosta ghiacciata vengano riciclate nell’interno fuso, come avviene per le placche tettoniche della Terra.

Altre formazioni geologiche

Un altro tipo di formazione presente su Europa sono lenticulae circolari ed ellittiche. Molte sono cupole, alcune sono buche e diverse sono punti scuri e lisci. Altre hanno una superficie confusa o ruvida. Le cime delle cupole sembrano parti delle antiche pianure che le circondano, suggerendo che si siano formate quando le pianure sono state spinte verso l’alto. Si pensa che tali lenticulae si siano formate da diapiri di ghiaccio caldo che sale attraverso il ghiaccio più freddo della crosta esterna, similmente alle camere magmatiche sulla crosta terrestre. I punti scuri e lisci potrebbero essersi formati da acqua liquida liberata quando il ghiaccio più caldo arriva in superficie; le lenticulae ruvide e confuse (chiamate regioni del “caos”, per esempio la Conamara Chaos) sembrerebbero essersi formate da piccoli frammenti di crosta incastonati in formazioni collinose di materiale più scuro, come iceberg in un mare di ghiaccio.

Risultato immagine per superficie di europa satellite

sopra immagine delle lenticulae

 
 
Montagne rugose e regioni lisce mescolate nella regione Conamara Chaos con una risoluzione di 9 metri per pixel

Un’ipotesi alternativa suggerisce che le lenticulae siano in realtà piccole aree caotiche e che le buche, le macchie e le cupole derivino dalla sovrastima delle immagini a bassa risoluzione della Galileo. Il problema è che il ghiaccio sarebbe troppo sottile per sostenere il modello convettivo dei diapiri per la formazione di tali strutture. Nel 2011, un team di ricercatori presentò prove pubblicate sulla rivista Nature che suggeriscono che molte caratteristiche dei “terreni caotici” di Europa si trovano al di sopra di vasti laghi di acqua allo stato liquido. Questi laghi sarebbero interamente racchiusi nel guscio esterno ghiacciato di Europa e non sono collegati all’oceano liquido che si pensa esistere sotto lo strato di ghiaccio. Una piena conferma dell’esistenza dei laghi richiede una missione spaziale progettata per sondare lo strato ghiacciato fisicamente o indirettamente, per esempio usando il radar.

Atmosfera

Osservazioni condotte nel 1994 tramite lo spettrografo di bordo del telescopio spaziale Hubble hanno rivelato la presenza di una tenue atmosfera attorno al satellite, composta di ossigeno. La pressione atmosferica al suolo è nell’ordine del micropascal. Di tutti i satelliti naturali del sistema solare, solo altri sei (Io, Ganimede, Callisto, Titano, Encelado e Tritone) possiedono un’atmosfera apprezzabile. A differenza dell’ossigeno presente nell’atmosfera terrestre, quello di Europa non ha origine biologica; è con tutta probabilità generato dall’interazione della luce solare e di particelle cariche con la superficie ghiacciata del satellite, che porta alla produzione di vapore acqueo. In seguito alla dissociazione in ossigeno e idrogeno causata dalla radiolisi, quest’ultimo, che è più leggero, sfugge con facilità all’attrazione gravitazionale del corpo e si disperde nello spazio. L’ossigeno invece, più denso e pesante, rimane più a lungo nell’atmosfera anche perché non congela a contatto della superficie come fanno invece l’acqua o il perossido di idrogeno (acqua ossigenata) e rientra quindi in ciclo nell’atmosfera.

Geyser di vapor acqueo

Su Europa si verificano pennacchi di acqua che arrivano ad un’altezza di 200 km. Dopo le prime osservazioni di geyser e pennacchi, la NASA ha confermato nel 2016 l’effettiva esistenza, provata dall’osservazione di Europa per 15 mesi da parte dello Space Telescope Science Institute di Baltimora di numerosi pennacchi acquei di altezza variabile fino a 200 km che appaiono e scompaiono anche nel giro di una settimana sulla superficie di Europa e ciò dimostrerebbe la presenza di un oceano sottostante i ghiacci che viene scaldato, per dinamiche comprendenti forze mareali di Giove, pressioni della crosta, attività vulcaniche, bombardamento di raggi cosmici, fino a fuoriuscire dalla crosta ghiacciata con enormi geyser di vapore acqueo ad una velocità di 2500 km/h. L’unica altra luna nel Sistema Solare che presenta pennacchi di vapore acqueo è Encelado, ma mentre il tasso di eruzione stimato su Europa è di circa 7000 kg/s, nei pennacchi di Encelado arriva a “solo” 200 kg/s.

Vita su Europa

Europa è considerato come uno dei mondi dove la possibilità di sviluppo di vita extraterrestre è più probabile. È stato ipotizzato che la vita potrebbe esistere in questo oceano al di sotto del ghiaccio, in un ambiente simile a quello delle sorgenti idrotermali presenti sulla Terra nelle profondità dell’oceano o sul fondo del Lago Vostok, in Antartide, ma non essendoci prove dirette che attestino la presenza di forme di vita su Europa, appare ovvio che ogni investigazione al riguardo necessiti dell’invio di sonde.

Fino al 1970 si pensava che la vita animale avesse bisogno dell’energia solare per svilupparsi (piante che in superficie catturano l’energia solare e attraverso la fotosintesi producono carboidrati dall’anidride carbonica e dall’acqua, rilasciando ossigeno nel processo, che vengono poi consumati dagli animali, creando una catena alimentare) e anche nell’oceano profondo, molto al di sotto della portata della luce del sole, si pensava che il nutrimento venisse da detriti organici discendenti dalla superficie. L’accesso alla luce solare era quindi ritenuto fondamentale per poter sostenere la vita in un determinato ambiente, ma nel 1977, durante un’immersione esplorativa alla isole Galapagos, furono scoperte colonie di vermi tubo giganti, crostacei, molluschi bivalvi e altre creature, raggruppate intorno a delle sorgenti idrotermali, con una catena alimentare del tutto indipendente. Invece delle piante, alla base di questa catena alimentare c’era una forma di batterio la cui energia deriva dalla ossidazione di sostanze chimiche, come l’idrogeno o l’acido solfidrico che ribolle fuori di camini dall’interno della Terra. Questa chemiosintesi batterica rivoluzionò lo studio della biologia, rivelando che la vita non dipendeva esclusivamente dall’irraggiamento solare; acqua ed energia erano sufficienti. Con questa scoperta si aprì una nuova strada in astrobiologia, e il numero di possibili habitat extraterrestri da prendere in considerazione aumentò sensibilmente.

Anche se i vermi tubo e gli altri organismi multicellulari scoperti attorno alle sorgenti idrotermali respirano ossigeno e sono quindi indirettamente dipendenti dalla fotosintesi, i batteri anaerobici e gli archeobatteri che abitano questi ecosistemi potrebbero fornire un esempio di come potrebbe essersi sviluppata la vita nell’oceano di Europa. L’energia fornita dalle maree gravitazionali mantiene geologicamente attivo l’interno di Europa e così il satellite potrebbe possedere una fonte di energia interna da decadimento radioattivo come la Terra, ma l’energia generata dalle maree rimane enormemente maggiore rispetto a qualsiasi sorgente radioattiva.

La vita su Europa potrebbe esistere attorno a sorgenti idrotermali dell’oceano, o sotto il fondo dell’oceano stesso, come succede per alcuni endoliti terrestri. Oppure potrebbero esistere organismi aggrappati alla superficie inferiore dello strato di ghiaccio, come alghe e batteri che vivono anche nelle regioni polari della Terra, o ancora, alcuni microrganismi potrebbero fluttuare liberamente nell’oceano di Europa. Tuttavia, se gli oceani di Europa fossero troppo freddi, i processi biologici simili a quelli noti sulla Terra non potrebbero avvenire e, allo stesso modo, se l’oceano fosse troppo salato, potrebbero vivere in quell’ambiente solo alofili estremi. Nel settembre del 2009, il planetologo Richard Greenberg calcolò che i raggi cosmici che raggiungono la superficie di Europa potrebbero convertire il ghiaccio d’acqua in ossigeno libero (O2), che potrebbe poi essere assorbito nell’oceano attraverso buche e crepe superficiali, con il raggiungimento di una concentrazione di ossigeno superiore a quella degli oceani della Terra nel giro di pochi milioni di anni, consentendo ad Europa di sostenere non solo la vita di microrganismi anaerobici, ma anche quella di organismi aerobici più complessi.

Un articolo pubblicato nel marzo 2013 suggerisce che il perossido di idrogeno abbonda in gran parte della superficie di Europa. Gli autori affermano che se il perossido sulla superficie si mescolasse all’oceano sottostante, sarebbe un’importante fonte energetica per l’abitabilità dell’oceano di Europa per eventuali forme di vita semplici, decadendo il perossido di idrogeno in ossigeno quando è mescolato con acqua liquida. Nel 2013, la NASA riferì di aver individuato dei fillosilicati, minerali argillosi spesso associati a materiali organici, sulla crosta ghiacciata di Europa. Gli scienziati suggeriscono che la presenza dei minerali è dovuta alla collisione di un asteroide o di una cometa, secondo la teoria della panspermia (o più precisamente nella Lithopanspermia).

 Il cielo visto da Europa

Il Sole, nonostante un diametro angolare di soli 6 minuti d’arco, sarebbe comunque l’oggetto più luminoso del cielo di Europa, ma l’oggetto più esteso sarebbe comunque Giove, che dalla luna ha un diametro angolare variabile tra 808 e 824 arcominuti, equivalenti a oltre 13 gradi (circa 25 volte la Luna piena vista dalla Terra). Essendo in rotazione sincrona, Giove sarebbe visibile solo da un emisfero di Europa.

Callisto

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Callisto ripreso dalla sonda Galileo nel 2001

Callisto è la terza più grande luna del sistema solare, la seconda più grande del sistema gioviano, dopo Ganimede, e il più grande oggetto del sistema solare a non essere del tutto differenziato. Ha un diametro di 4.821 km, equivalente al 99% del diametro di Mercurio, ma solo un terzo della sua massa. È la quarta luna galileiana in ordine di distanza da Giove, trovandosi a circa 1 880 000 km dal pianeta e non partecipa alla risonanza orbitale che coinvolge gli altri 3 satelliti galileiani, quindi non subisce i riscaldamenti mareali, che originano i fenomeni endogeni su Io ed Europa. Privo di campo magnetico interno e poco al di fuori della fascia di radiazioni del pianeta, non interagisce particolarmente con la magnetosfera di Giove.

Callisto, in basso a sinistra dell’immagine, ripreso dalla sonda Cassini. In alto a destra è visibile Giove e, sul suo disco,  a sinistra della Grande Macchia Rossa, Europa.

Callisto è composto, più o meno in egual misura, da rocce e ghiacci, con una densità media di circa 1,83 g/cm³, la più bassa tra i satelliti medicei. Sulla superficie spettroscopicamente è stata rilevata  la presenza di ghiaccio d’acqua, biossido di carbonio, silicati e composti organici. Studi condotti dalla sonda Galileo hanno rivelato che Callisto potrebbe avere un piccolo nucleo di silicati e forse uno strato di acqua liquida al di sotto della superficie, a profondità superiori a 100 km. La sua superficie è la più antica e la più massicciamente craterizzata del sistema solare. Non risultano tracce di processi del sottosuolo, come tettonica a placche o vulcanismo; non c’è segno che attività geologica si sia mai verificata e l’evoluzione della sua superficie si è prodotta principalmente per gli impatti meteoritici. Le sue principali caratteristiche superficiali includono strutture con multipli anelli concentrici, con scarpate, creste e depositi ad essi associati, crateri da impatto di varie forme e catene di crateri.

 

 
 

Un’immagine di Callisto ripresa dalla Voyager 2 alla distanza di 2.318.000 km . I punti brillanti che ne costellano la superficie sono crateri da impatto

Callisto è circondato da una sottile atmosfera di biossido di carbonio e ossigeno molecolare e da una ionosfera intensa. Si pensa si sia formato nel processo di accrescimento che ha interessato il disco di gas e polveri che circondava Giove dopo la formazione. La lentezza dei processi di accumulo di materia e la mancanza di riscaldamento mareale ha evitato ogni differenziazione chimica, mentre una lenta convezione all’interno di Callisto ha portato a una differenziazione solo parziale e alla possibile formazione di un oceano nel sottosuolo ad una profondità di 100–150 km, con un piccolo nucleo roccioso interno.

 
 
 Immagine ripresa dalla Voyager 1 della regione del cratere Valhalla 

La probabile presenza di un oceano nel sottosuolo di Callisto lascia aperta la pur remota possibilità che possa ospitare la vita, con condizioni che sembrano essere però meno favorevoli rispetto alla vicina Europa. Diverse sonde, le Pioneer 10 e 11, la Galileo e la Cassini hanno studiato Callisto, che, a causa dei suoi bassi livelli di radiazione, è stato a lungo considerato il luogo più adatto per una base in una futura esplorazione del sistema gioviano.

Missioni spaziali

Le sonde Pioneer 10 e Pioneer 11 inviate verso Giove nei primi anni settanta non diedero molte nuove informazioni su Callisto rispetto a quello che era già noto da osservazioni terrestri. La svolta avvenne con i sorvoli ravvicinati delle Voyager 1 e Voyager 2 negli anni 1979-80 che ripresero più della metà della superficie di Callisto, con una risoluzione di 1–2 km, misurando temperatura, massa e forma della luna gioviana. Una seconda tornata esplorativa avvenne dal 1994 al 2003, quando la  Galileo effettuò otto sorvoli ravvicinati di Callisto, il più vicino a 138 km dalla superficie. La sonda completò la mappa globale della superficie, con una serie di immagini con risoluzione fino a 15 metri di alcune aree selezionate. Nel 2000, la sonda Cassini in viaggio verso Saturno acquisì immagini di alta qualità nell’infrarosso dei satelliti galileiani, Callisto compreso. Nel 2007, la sonda New Horizons nel suo viaggio verso Plutone ottenne nuove immagini e spettri di Callisto. La prossima missione prevista per il sistema di Giove è la Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) dell’ESA, che partirà nel 2022, e saranno previsti diversi sorvoli ravvicinati di Callisto. 

Parametri orbitali

Callisto è il più esterno dei quattro satelliti galileiani e orbita ad una distanza di circa 1 880 000 km (equivalenti a 26,3 raggi gioviani) da Giove, distanza significativamente maggiore rispetto a quella di Ganimede (1 070 000 km). Per questo motivo Callisto non è in risonanza orbitale come lo sono invece i tre satelliti galileiani interni. Come la maggior parte delle altre lune regolari, la rotazione di Callisto è bloccata in sincrono con la sua orbita, di conseguenza la lunghezza del giorno di Callisto è pari al suo periodo orbitale di circa 16,7 giorni. Percorre orbita quasi circolare e molto prossima al piano equatoriale di Giove, con eccentricità e inclinazione orbitale che subiscono variazioni su una scala temporale di secoli a causa di perturbazioni gravitazionali. L’eccentricità varia da 0.0072 a 0,0076°, mentre l’inclinazione orbitale varia da 0,20 a 0,60° ed entrambe contribuiscono a variare l’inclinazione assiale di Callisto tra 0,4 e 1,6°.

L’isolamento dinamico di Callisto implica che non sia mai stato sensibilmente influenzato da maree gravitazionali, e ciò ha influito sulla sua evoluzione e sulla sua struttura interna. Data la sua distanza da Giove, il flusso di particelle cariche appartenenti alla magnetosfera gioviana che raggiungono la sua superficie è piuttosto basso (circa 300 volte inferiore rispetto a Europa) ed ha avuto effetti trascurabili su di essa, a differenza di quanto accaduto sugli altri satelliti galileiani. Il livello di radiazione sulla superficie di Callisto è equivalente a una dose di circa 0,01 rem (0,1 mSv) al giorno, sette volte inferiore alla radiazione che riceve la Terra.

Composizione

La densità media di Callisto, 1,83 g/cm³, suggerisce la composizione di parti approssimativamente uguali di materiale roccioso e ghiaccio d’acqua, con tracce di ghiacci volatili come l’ammoniaca. La percentuale di massa dei ghiacci è del 49-55 % mentre non è nota con precisione la componente rocciosa, probabilmente simile alla composizione delle condriti ordinarie L e LL, con basso contenuto di ferro metallico e  più abbondante presenza di ossido di ferro rispetto alle condriti H.

La superficie di Callisto ha un’albedo di circa 0,2, cioè riflette il 20% della luce solare che riceve. Si ritiene che la composizione superficiale sia sostanzialmente simile a quella del resto del satellite. Osservazioni spettroscopiche nel vicino infrarosso hanno rivelato la presenza di bande di assorbimento del ghiaccio d’acqua. Il ghiaccio d’acqua sembra onnipresente sulla sua superficie, con una frazione della massa totale pari al 25-50%. L’analisi ad alta risoluzione degli spettri nel vicino infrarosso e nell’ultravioletto ottenuti dalla sonda Galileo hanno rivelato la presenza di diversi materiali non ghiacciati in superficie, idrosilicati di ferro e magnesio, anidride carbonica, biossido di zolfo, forse, ammoniaca e vari composti organici. I dati spettrali indicano anche che la superficie di Callisto è estremamente eterogenea su piccola scala. Piccole zone luminose formate da ghiaccio d’acqua pura sono miste a zone formate da una miscela di roccia e ghiaccio e ad estese aree scure di materiali non ghiacciati.

La superficie di Callisto è asimmetrica: l’emisfero rivolto nella direzione del moto orbitale è più scuro dell’altro, al contrario di quanto accada sugli altri satelliti galileani. L’emisfero più scuro sembra più ricco in anidride solforosa rispetto all’altro, nel quale abbonda maggiormente l’anidride carbonica, elemento che pare associato a molti crateri da impatto di recente formazione, come il cratere Lofn. Generalmente la composizione chimica della superficie, specialmente quella delle aree scure, pare essere simile a quella degli asteroidi di tipo D, le cui superfici sono ricoperte di materiali carboniosi.

 
 

Nell’immagine in alto è visibile una porzione di terreno dove, nel corso del tempo e con l’erosione dei ghiacci, il materiale scuro scivolerà più in basso e il terreno assomiglierà a quello dell’immagine sotto, dove i crateri da impatto testimoniano che l’erosione è cessata

Struttura interna

La superficie craterizzata di Callisto sovrasta una litosfera gelida, spessa 80–150 km, mentre, ad una profondità di 50–200 km, si troverebbe uno strato di acqua liquida e salata dallo spessore di 10 km. Tale oceano interno è stato scoperto indirettamente attraverso studi del campo magnetico attorno a Giove e ai suoi satelliti più interni. Callisto, infatti, non possiede un campo magnetico proprio, ma solo un campo indotto che varia in direzione, in risposta alle diverse configurazioni orbitali del satellite rispetto al campo magnetico di Giove. Ciò suggerisce che all’interno di Callisto si trovi uno strato di fluido molto conduttivo. L’esistenza di un oceano sarebbe più probabile se l’acqua contenesse quantità di ammoniaca o altre sostanze antigelo, fino al 5% del peso. In tal caso, lo strato di acqua e ghiaccio potrebbe raggiungere anche uno spessore di 250–300 km. I modelli che non prevedono l’esistenza dell’oceano indicano un maggiore spessore per la litosfera ghiacciata, che potrebbe raggiungere una profondità di circa 300 chilometri.

la struttura interna di Callisto

Un altro indizio a favore dell’esistenza dell’oceano interno è che l’emisfero del satellite direttamente opposto al bacino di Valhalla non mostra alcuna frattura, a differenza di quanto succede agli antipodi di crateri di simili dimensioni sulla Luna o su Mercurio. Uno strato liquido sarebbe probabilmente in grado di assorbire le onde sismiche prima che esse possano rifocalizzarsi sul punto opposto della crosta planetaria. Al di sotto dell’oceano, Callisto sembra presentare un nucleo particolare, non interamente uniforme, ma stabile. I dati della Galileo suggeriscono che il nucleo sia composto da roccia e ghiaccio compressi, con percentuali di roccia crescenti all’aumentare della profondità. Fra i satelliti galileiani Callisto è quello con la densità minore; esso si compone per il 40% di ghiaccio e il 60% di roccia e ferro, inoltre è solo parzialmente differenziato, al contrario di Ganimede, di dimensioni di poco maggiori. La densità e il momento d’inerzia sono compatibili con l’esistenza di un piccolo nucleo di silicati al centro. Il raggio di tale nucleo non può superare i 600 km e la densità sarebbe compresa tra 3,1 e 3,6 g/cm³. Si ritiene che Titano e Tritone, due fra i principali satelliti del sistema solare, presentino una composizione analoga.

Superficie

Callisto è il satellite naturale più pesantemente craterizzato del sistema solare. A differenza del vicino Ganimede, che mostra un terreno variegato, Callisto non presenta evidenza di attività simili alla tettonica a placche. Pur trattandosi di due oggetti relativamente simili sembra che Callisto abbia avuto una storia geologica più semplice. In effetti, i crateri da impatto e gli anelli concentrici rappresentano le uniche strutture presenti su Callisto; non vi sono infatti grandi montagne o altre caratteristiche prominenti. Ciò è dipeso probabilmente dalla natura della superficie: lo scorrimento del ghiaccio in tempi geologici ha cancellato i crateri e le montagne più grandi. I crateri da impatto e le strutture multianello, le scarpate e i depositi ad esse associati sono le uniche caratteristiche che si trovano sulla superficie.

sopra dettaglio della superficie craterizzata di Callisto

sotto dettagli di crateri da impatto

Callisto

La superficie di Callisto è costituita da due enormi regioni: Valhalla (la più grande) presenta una regione centrale brillante larga 600 km e anelli concentrici che raggiungono i 3.000 km di diametro; la seconda, Asgard, presenta un diametro esterno di 1 400 km. Sono presenti inoltre catenae, come la Gipul Catena, una lunga serie di crateri da impatto in linea retta sulla superficie. L’origine di ciascuna di esse è da ricondursi all’impatto su Callisto di oggetti catturati dalla gravità gioviana e poi frammentati dalle forze di marea del pianeta (come la Cometa Shoemaker-Levy 9). Alla crosta del satellite è assegnata un’età di 4,5 miliardi di anni, risalente quasi alla formazione del sistema solare, mentre le strutture ad anelli concentrici hanno età compresa tra 1 e 4 miliardi di anni.

Atmosfera

Callisto ha un’atmosfera molto tenue, composta da anidride carbonica, rilevata attraverso lo spettrometro nel vicino infrarosso a bordo della Galileo. Si stima che in superficie sia raggiunta una pressione di 0,75 μPa ed una densità di 4 × 108 cm−3. Poiché un’atmosfera di tale entità sarebbe perduta dal satellite in 4 giorni, deve esserci un meccanismo che la reintegra costantemente, probabilmente la sublimazione del ghiaccio di anidride carbonica presente sulla superficie, ipotesi compatibile con la formazione delle striature brillanti visibili sulla superficie. Callisto è dotato di una ionosfera, rilevata durante i sorvoli ravvicinati della sonda Galileo; i valori della densità elettronica, misurata in 7 – 17 × 104 cm−3, non trovano spiegazione nella sola fotoionizzazione dell’anidride carbonica presente nell’atmosfera, così si ritiene che l’atmosfera sia dominata da una seconda specie, presente in quantità 10 − 100 volte superiori rispetto alla CO2, ritenendosi possa trattarsi di ossigeno molecolare, pur senza alcuna rilevazione diretta. Osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble hanno posto un limite superiore alla concentrazione dell’ossigeno sulla base della sua mancata rilevazione, riuscendo però ad individuare ossigeno condensato ed intrappolato sulla superficie della luna.

Origine ed evoluzione

Callisto si è formato probabilmente per lenta accrezione dalla sub-nebulosa di Giove, il disco di gas e polveri che circondava il pianeta dopo la  formazione, tuttavia, a differenza di Ganimede, è solo parzialmente differenziato, dovendosi ciò al fatto che probabilmente non si è mai riscaldato a sufficienza perché potesse sciogliersi la sua componente ghiacciata. La sua evoluzione geologica dopo l’accrezione è determinata dall’equilibrio tra il riscaldamento radioattivo e il raffreddamento dovuto alla conduzione termica nei pressi della superficie e la convezione dello stato solido nell’interno del satellite. È noto che questa convezione si verifica quando la temperatura è abbastanza vicina al punto di fusione del ghiaccio ed è un processo lento, con movimenti del ghiaccio dell’ordine di 1 cm all’anno, tuttavia molto efficace per lunghi periodi temporali.

La precoce convezione subsolida nell’interno di Callisto avrebbe impedito la fusione del ghiaccio su larga scala e la completa differenziazione, che avrebbe formato un nucleo roccioso circondato da un mantello di ghiaccio. A causa del processo di convezione, la lenta e parziale separazione e differenziazione di rocce e ghiacci all’interno Callisto è proceduta per miliardi di anni ed è possibile che stia continuando anche nell’epoca attuale. L’attuale comprensione dell’evoluzione di Callisto non pregiudica l’esistenza di un oceano di acqua liquida sotto la superficie, per il comportamento “anomalo” del punto di fusione del ghiaccio, che diminuisce all’aumentare della pressione, e che arriva a 251 K (-22 °C) quando la pressione raggiunge i 2 070 bar. In tutti i modelli realizzati su Callisto la temperatura nello strato compreso tra 100 e 200 km di profondità è molto vicina, o supera leggermente, questa temperatura di fusione anomala. La presenza anche di piccole quantità di ammoniaca (1-2% della massa) garantirebbe l’esistenza del liquido poiché l’ammoniaca abbasserebbe ulteriormente la temperatura di fusione.

Possibilità di vita nell’oceano

Come Europa e Ganimede, si pensa che la vita microbica extraterrestre potrebbe esistere in un oceano salato sotto la superficie di Callisto, tuttavia, le condizioni sembrano meno favorevoli che su Europa. Le principali ragioni sono la mancanza di contatto con materiale roccioso e il minor flusso di calore proveniente dall’interno di Callisto. Torrence Johnson a proposito disse: « Gli ingredienti di base per la vita, che noi chiamiamo “chimica pre-biotica”, sono abbondanti in molti oggetti del sistema solare, come le comete, gli asteroidi e lune ghiacciate. I biologi ritengono che l’acqua liquida e l’energia siano necessari per sostenere realmente la vita, quindi è emozionante trovare un altro posto dove esiste acqua allo stato liquido. Ma l’energia è un’altra cosa, e mentre l’oceano di Callisto viene riscaldato solo da elementi radioattivi, Europa ha dalla sua l’energia delle maree e la maggiore vicinanza a Giove. ».

Una base su Callisto?

Nel 2003 la NASA condusse uno studio chiamato Human Outer Planets Exploration (HOPE) per una futura esplorazione umana del sistema solare esterno. L’obiettivo primario per una base che producesse carburante per ulteriori esplorazioni del sistema solare fu Callisto, con sostanziali vantaggi la bassa dose di radiazioni che riceve la superficie e la stabilità geologica della luna. Tale base potrebbe facilitare l’esplorazione a distanza di Europa e sarebbe in una posizione ideale per una stazione di rifornimenti e di manutenzione per le navi spaziali in rotta per le regioni più esterne del sistema solare, con ulteriore vantaggio di poter sfruttare l’assistenza gravitazionale di Giove con uno stretto fly-by dopo la partenza da Callisto. Rapporto NASA parlano di una missione umana verso Callisto intorno all 2040.

Ganimede

Ganymede, moon of Jupiter, NASA.jpg

immagine a contrasto aumentato di Ganimede dalla sonda Galileo

Ganimede è il principale satellite naturale di Giove e il più grande dell’intero sistema solare; supera per dimensioni (non per massa) Mercurio. Ganimede completa un’orbita attorno a Giove in poco più di sette giorni ed è in risonanza orbitale 1:2:4 con Europa ed Io rispettivamente. Composto principalmente da silicati e ghiaccio d’acqua, è totalmente differenziato, con un nucleo di ferro fuso. Si ritiene che abbia un oceano di acqua salata a circa 200 km di profondità, compreso tra due strati di ghiaccio. La superficie presenta due principali tipologie di terreno: le regioni scure, antiche ed a forte craterizzazione, formatesi 4 miliardi di anni fa e che coprono un terzo della luna, e le zone più chiare, di formazione più recente, ricche di scoscendimenti e scarpate, che ne coprono la restante parte. La causa delle striature visibili nelle zone chiare non è ancora totalmente compresa, anche se sembrano essere il risultato dell’attività tettonica attivata dal riscaldamento mareale.

Immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble che mostra Ganimede all’inizio di un transito dietro il disco di Giove. NASA

Ganimede è l’unico satellite del sistema solare per cui è nota l’esistenza di un campo magnetico proprio, probabilmente sostenuto dai movimenti convettivi all’interno del nucleo di ferro fuso. La sua ridotta magnetosfera è immersa nella ben più grande magnetosfera gioviana, cui è collegata da linee di campo aperte. Il satellite presenta una tenue atmosfera di ossigeno, presente in forma atomica (O), molecolare (O2) e forse come ozono (O3). L’idrogeno atomico è costituente minore dell’atmosfera. Ancora non è noto con certezza se il satellite sia dotato anche di una ionosfera.

Mosaico di immagini dalla Voyager 2 dell’emisfero di Ganimede non visibile da Giove. L’area scura e più antica visibile in alto a destra è la Galileo Regio, separata dalla regione scura più piccola, Marius Regio, alla sua sinistra dal più chiaro e più giovane Uruk Sulcus. In basso il ghiaccio relativamente recente eiettato dal Cratere Osiride.

Diverse missioni spaziali hanno potuto studiare Ganimede durante l’esplorazione del sistema di Giove; la Pioneer 10 ne ha raccolto le prime immagini ravvicinate, le Voyager hanno raffinato la stima delle dimensioni, mentre la Galileo ha scoperto, durante ripetuti sorvoli ravvicinati, l’esistenza del campo magnetico proprio ed ha suggerito quella dell’oceano sotto la superficie. Ganimede è, con Europa, uno degli obiettivi principali di nuove missioni nel sistema di satelliti di Giove.

Osservazione

Come già descritto, fonti storiche riportano che Ganimede sarebbe stato visto ad occhio nudo dall’astronomo cinese Gan De, nel 364 a.C. Tra i quattro satelliti medicei, Ganimede è quello con la magnitudine apparente più bassa. Essi sarebbero in teoria tutti visibili ad occhio nudo se non fossero nascosti dalla luminosità di Giove. Considerazioni recenti, valutato il potere risolutivo dell’occhio umano, sembrerebbero indicare che la combinazione della ridotta distanza angolare tra Giove ed ognuno dei suoi satelliti e della luminosità del pianeta renderebbero impossibile per un uomo riuscire ad individuare uno di essi. Le fonti lasciano però aperti dubbi sulla impossibilità che questo avvistamento sia avvenuto.

cratere da impatto recente

Ogni 5,93 anni la Terra si trova per alcuni mesi in prossimità del piano su cui giacciono le orbite dei satelliti medicei. In questa occasione è possibile assistere a transiti ed eclissi tra i satelliti e Giove e tra i satelliti stessi. Queste occultazioni mutue, fenomeni non rari, potendo susseguirsene anche qualche centinaio durante una fase di periodico allineamento, sono state utilizzate per confrontare i satelliti in albedo, e, pur se raro, è così possibile che si verifichi l’eclissi di un satellite per opera di un altro, mentre le ombre di entrambi transitano sul disco di Giove (l’11 giugno 1991 sono state osservate le ombre di Ganimede ed Io raggiungersi ed unirsi). Un’altra rara possibilità è che un satellite esterno sia occultato da un satellite più interno eclissato a sua volta da Giove. Se la coppia coinvolta nel fenomeno fosse composta da Ganimede e Callisto, l’eclissi di Callisto sarebbe totale.

Missioni spaziali

Mentre una stima del diametro di Ganimede prossima al valore misurato dalla sonda Voyager 1 fu ottenuta già alla fine dell’Ottocento e lo sviluppo nei telescopi nel XX secolo ha permesso l’individuazione di qualche dettaglio e del colore delle superfici, solo l’era spaziale ha permesso di migliorare le conoscenze scientifiche su Ganimede e sugli altri satelliti galileiani ad opera di missioni esplorative e di osservazioni attraverso il Telescopio spaziale Hubble. Diverse sonde lanciate verso Giove hanno esplorato Ganimede in dettaglio. Le prime furono le Pioneer 10 e 11, che però non fornirono molte informazioni sul satellite. Le sonde successive furono le Voyager 1 e 2 nel 1979 che ne rivelarono le dimensioni, dimostrando che Ganimede è più grande di Titano, fino ad allora ritenuto il più grande satellite naturale del Sistema solare, e furono osservate anche le regioni di terreno con scarpate.

immagine scattata da Voyager 1

Nel 1995 la Galileo entrò in orbita attorno a Giove ed eseguì sei sorvoli ravvicinati di Ganimede tra il 1996 ed il 2000. Durante il sorvolo più ravvicinato, la Galileo passò a soli 264 km dalla superficie della luna. Durante il primo sorvolo nel 1996 fu scoperta l’esistenza del suo campo magnetico, mentre l’annuncio della scoperta dell’oceano avvenne nel 2001. La Galileo trasmise a Terra un gran numero di immagini spettrali che permisero la scoperta di componenti non ghiacciati della superficie di Ganimede. La New Horizons, diretta verso Plutone, nel 2007 ha raccolto mappe topografiche e della composizione della luna. Proposta per il lancio nel 2020, la prossima missione verso Ganimede e le altre lune sarà la Europa Jupiter System Mission (EJSM missione congiunta NASA/ESA). L’EJSM consiste, come già descritto, del Jupiter Europa Orbiter, NASA, del Jupiter Ganymede Orbiter, ESA, forse del Jupiter Magnetospheric Orbiter, di costruzione JAXA. La proposta di porre un orbiter attorno a Ganimede era inclusa nella missione Jupiter Icy Moons Orbiter della NASA, poi cancellata.

Parametri orbitali e rotazione

Ganimede orbita attorno a Giove ad una distanza di 1 070 400 km, terzo tra i satelliti medicei. Completa una rivoluzione ogni sette giorni e tre ore. Come la maggior parte delle lune conosciute, Ganimede è in rotazione sincrona con Giove, con un emisfero del satellite costantemente rivolto verso il pianeta. L’orbita è caratterizzata da un bassissimo valore dell’eccentricità e dell’inclinazione rispetto al piano equatoriale di Giove; entrambi i valori cambiano con periodicità a causa delle perturbazioni gravitazionali del Sole e degli altri pianeti con una tempistica di secoli. Gli intervalli di variazione sono di 0,0009-0,0022 e 0,05-0,32° rispettivamente, e alle variazioni nell’orbita corrispondono variazioni comprese tra gli 0 e gli 0,33° nell’inclinazione dell’asse di rotazione della luna rispetto all’asse ortogonale al piano orbitale.

La risonanza di Laplace di Ganimede, Europa ed Io.

Ganimede è in risonanza orbitale con Io ed Europa: ad ogni orbita di Ganimede, Europa ed Io completano rispettivamente due e quattro orbite. La congiunzione superiore tra Io ed Europa avviene sempre quando Io è al periasse dell’orbita ed Europa all’apoasse. La congiunzione superiore tra Europa e Ganimede avviene quando Europa è nelle vicinanze del periasse. Le longitudini delle congiunzioni di Io-Europa ed Europa-Ganimede cambiano con la stessa velocità, rendendo possibile che si verifichi una congiunzione triplice, una complessa forma di risonanza, detta risonanza di Laplace.

La risonanza di Laplace tra Io, Europa e Ganimede.

La risonanza di Laplace attualmente esistente non è in grado di aumentare l’eccentricità dell’orbita di Ganimede, che risulta sconcertante: se non fosse esistito un meccanismo di mantenimento si sarebbe azzerata da tempo per la dissipazione mareale all’interno, significando che l’ultima eccitazione dell’eccentricità è avvenuto soltanto diverse centinaia di milioni di anni fa. Poiché l’eccentricità orbitale di Ganimede è relativamente bassa (0,0015 in media) il riscaldamento mareale della luna oggi è trascurabile. Tuttavia, nel passato Ganimede potrebbe aver attraversato più fasi di risonanza simile a quella di Laplace, che potrebbero aver aumentato l’eccentricità orbitale, determinando la generazione di un significativo quantitativo di calore mareale all’interno di Ganimede e la formazione del terreno striato potrebbe essere il risultato di uno o più di questi episodici riscaldamenti.

L’origine della risonanza di Laplace tra Io, Europa e Ganimede è sconosciuta. Esistono due ipotesi al riguardo: che sia esistita dalla formazione del sistema solare o che si sia sviluppata in seguito, secondo questa sequenza: Io sollevava maree su Giove ed il processo causò un’espansione dell’orbita finché non fu raggiunta la risonanza 2:1 con Europa; dopo di ciò, l’espansione continuò, ma parte del momento angolare venne trasferito ad Europa mentre la risonanza determinava che anche l’orbita della seconda luna si espandesse; il processo continuò finché Europa instaurò una risonanza 2:1 con Ganimede. Infine, la velocità di spostamento delle congiunzioni tra le tre lune si sincronizzò e le bloccò nella risonanza rilevata da Laplace.

Composizione

La densità media di Ganimede, 1,936 g/cm³, suggerisce che acqua, prevalentemente ghiacciata, e materiali rocciosi compongano la luna in ugual misura. Il valore del rapporto tra la massa dei ghiacci e la massa totale di Ganimede (frazione di massa) è compreso tra 46-50%, leggermente inferiore a quello stimato per Callisto. Potrebbero essere presenti altri ghiacci di sostanze volatili, come ammoniaca. La composizione esatta delle rocce di Ganimede non è nota, ma è probabile che sia simile alla composizione della condriti ordinarie di tipo L o LL, caratterizzate da  quantitativi complessivi di ferro inferiori rispetto alle condriti H.

La superficie di Ganimede ha un’albedo del 43%. Il ghiaccio d’acqua è onnipresente in superficie, con frazione di massa del 50-90%, dato confermato anche da analisi spettroscopiche nel vicino infrarosso che hanno rivelato la presenza di forti bande di assorbimento del ghiaccio d’acqua. Il terreno scanalato è più luminoso e si compone di un quantitativo di ghiaccio superiore rispetto ai terreni più scuri. L’analisi di spettri ad alta risoluzione nel vicino infrarosso e nell’ultravioletto ottenuti dalla Galileo e da terra, hanno rivelato altri materiali: anidride carbonica (CO2), anidride solforosa (SO2) e probabilmente cianogeno ((CN)2), idrogeno solfato (HSO4-) e vari composti organici, rivelando presenza di solfato di magnesio (MgSO4) e solfato di sodio (Na2SO4) sulla superficie, sali che potrebbero essersi originati nell’oceano al di sotto della superficie.

La superficie di Ganimede è asimmetrica; l’emisfero “anteriore”, che guarda verso la direzione di avanzamento della luna sulla sua orbita, è più luminoso rispetto a quello posteriore. Lo stesso accade su Europa, mentre su Callisto accade la situazione opposta. L’emisfero anteriore di Ganimede sembra essere il più ricco di diossido di zolfo, mentre la distribuzione dell’anidride carbonica non sembra rivelare alcuna asimmetria tra gli emisferi. I crateri da impatto su Ganimede (eccetto uno) non presentano arricchimento di anidride carbonica, cose che nuovamente distingue Ganimede da Callisto. I livelli di anidride carbonica di Ganimede furono probabilmente esauriti nel passato.

Struttura interna

Ganimede si compone principalmente di silicati e ghiaccio d’acqua; presenta una crosta ghiacciata che scivola su di un mantello di ghiaccio più tiepido, e che ospita uno strato di acqua liquida. Le indicazioni provenienti dalla sonda Galileo sembrano suffragare una differenziazione di Ganimede in tre strati concentrici: un piccolo nucleo di ferro-solfuro di ferro, un mantello roccioso ricco di silicati ed una crosta ghiacciata. Il modello è supportato da un basso valore del momento di inerzia adimensionale, il più basso tra i corpi solidi del Sistema solare, misurato durante i fly-by della Galileo. L’esistenza di un nucleo liquido e ricco in ferro fornirebbe inoltre una spiegazione piuttosto semplice dell’esistenza del campo magnetico della luna, misurato dalla Galileo. I moti convettivi nel ferro liquido, che presenta una conduttività elettrica elevata, sono il modello più ragionevole per la generazione di un campo magnetico planetario. La presenza di un nucleo metallico suggerisce che in passato Ganimede possa essere stato esposto a temperature più elevate delle attuali.

struttura interna di Ganimede

Gli spessori indicati per gli strati all’interno di Ganimede dipendono dalla presunta composizione dei silicati (olivine e pirosseni) nel mantello e dei solfuri nel nucleo. I valori più probabili sono di 700–900 km per il raggio del nucleo e 800–1000 km per lo spessore del mantello ghiacciato esterno, con la parte rimanente occupata dal mantello di silicati. La densità del nucleo è di 5,5–6 g/cm³ e quella del mantello di silicati è di 3,4–3,6 g/cm³. Alcuni modelli per la generazione di un campo magnetico planetario richiedono l’esistenza di un nucleo solido di ferro puro all’interno del nucleo liquido di Fe-FeS, simile alla struttura del nucleo terrestre. Il raggio di tale nucleo solido potrebbe raggiungere un valore massimo di 500 km. Il nucleo di Ganimede è caratterizzato da temperature di circa 1500–1700 K e da una pressione di 100 kbar (equivalente ad 1 GPa).

Superficie

La superficie di Ganimede presenta due tipi di terreno assai differenti; regioni scure, antiche e fortemente craterizzate si contrappongono a zone più chiare, di formazione più recente, ricche di scoscendimenti e scarpate. La loro origine è chiaramente di natura tettonica, probabilmente da attribuirsi ai movimenti di rilassamento e di riposizionamento della crosta ghiacciata del satellite. Sono visibili formazioni geologiche che testimoniano la presenza di flussi lavici in passato, mentre il criovulcanismo sembra abbia svolto solo ruolo marginale. Grazie ad analisi spettroscopiche delle regioni più scure sono state individuate tracce di materiali organici che potrebbero indicare la composizione degli impattatori che parteciparono al processo di accrezione dei satelliti di Giove. Le regioni più giovani della superficie sono relativamente simili a quelle di Encelado, Ariel e Miranda; le regioni più antiche, circa un terzo della superficie, ricordano la superficie di Callisto.

sopra e sotto immagini della superficie di Ganimede

Il motore degli sconvolgimenti tettonici potrebbe essere connesso con gli episodi di riscaldamento mareale avvenuti nel passato della luna, probabilmente rafforzatisi quando il satellite attraversava fasi di risonanza orbitale instabile. La deformazione mareale del ghiaccio potrebbe aver riscaldato l’interno della luna e teso la litosfera, conducendo alla formazione di fratture e di sistemi di horst e graben, che erosero il terreno più antico e più scuro sul 70% della superficie. La formazione del terreno più chiaro e striato potrebbe essere anche connessa con quella del nucleo, durante la cui evoluzione pennacchi di acqua calda proveniente dalle profondità della luna potrebbero essere risaliti alla superficie, determinando la deformazione tettonica della litosfera.

Il riscaldamento derivante dal decadimento da elementi radioattivi all’interno del satellite è la principale fonte di calore interno attualmente esistente. Dal flusso di calore generato dipende lo spessore dell’oceano sotto la superficie. Modelli recenti sembrano indicare che il flusso di calore prodotto dal riscaldamento mareale potrebbe aver raggiunto un ordine di grandezza maggiore rispetto al flusso attuale se l’eccentricità fosse stata anch’essa di un ordine di grandezza maggiore dell’attuale (come potrebbe essere stato nel passato).

Entrambi i tipi di terreno sono fortemente craterizzati, con il terreno più scuro che sembra essere saturato da crateri e la cui evoluzione è avvenuta grandemente per mezzo di eventi di impatto. Il terreno più chiaro e striato presenta un numero nettamente inferiore di caratteristiche da impatto, che hanno avuto un ruolo di minore importanza nell’evoluzione tettonica del terreno. La densità dei crateri suggerisce che il terreno scuro risalga a 3,5-4 miliardi di anni fa, un’età simile a quella degli altopiani lunari, il terreno chiaro sarebbe invece più recente. Ganimede potrebbe aver avuto un periodo di intenso bombardamento meteorico da 3,5 a 4 miliardi di anni fa, simile a quello della Luna. Se ciò fosse vero, la grande maggioranza degli impatti sarebbe avvenuta in quell’epoca ed il tasso di craterizzazione da allora si sarebbe fortemente ridotto. Alcuni crateri si sovrappongono alle fenditure nel terreno, mentre altri ne sono divisi; questo indica un’origine simultanea dei diversi tipi di formazione geologica. I crateri più recenti presentano le caratteristiche strutture a raggiera, ma a differenza dei crateri lunari, sono più piatti e meno pronunciati, privi dei rilievi circostanti e della depressione centrale, probabilmente per via dell’assenza di roccia dalla superficie del satellite. La superficie del satellite è anche ricca di palinsesti, antichi crateri livellati dall’attività geologica successiva, che ha lasciato traccia del loro pareti solo come variazioni di albedo.

La formazione principale della superficie di Ganimede è una pianura scura nota come Galileo Regio, in cui sono distinguibili una serie di fenditure concentriche, o solchi, forse originatisi durante un periodo di attività geologica. Un’altra importante caratteristica di Ganimede sono le calotte polari, osservate la prima volta dalle sonde Voyager e probabilmente composte di brina di acqua. La brina raggiunge i 40° di latitudine.. I dati raccolti durante la missione Galileo suggeriscono una origine da bombardamento da plasma del ghiaccio superficiale.

Atmosfera

Nel 1972 un gruppo di astronomi indiani, britannici e statunitensi annunciarono la scoperta di una sottile atmosfera attorno al satellite durante l’occultazione di una stella da parte di Giove e dello stesso Ganimede, ipotizzando una pressione superficiale di 1 μBar circa (0,1 Pa). Tuttavia nel 1979, la sonda Voyager 1 osservò l’occultazione della stella κ Centauri durante il suo sorvolo del pianeta, compiendo analisi che portarono a risultati differenti da quelli del 1972. Le misurazioni furono condotte nello ultravioletto lontano, ad una lunghezza d’onda inferiore ai 200 nm, e non rilevarono alcuna atmosfera.

Al contrario dei dati della Voyager, però una tenue atmosfera di ossigeno, similmente a quanto trovato anche per Europa, venne rilevata su Ganimede dal Telescopio spaziale Hubble nel 1995. Il telescopio spaziale rilevò la presenza di ossigeno atomico da osservazioni nel lontano ultravioletto e il manifestarsi di luminescenze notturne che si verificano quando l’ossigeno molecolare viene dissociato in atomi dall’impatto con elettroni, rivelando così la presenza di un’atmosfera neutra, composta principalmente di molecole di O2. Il valore della densità numerica corrisponde alla pressione superficiale di 0,2–1,2×10-5 μBar, valore in accordo con il limite superiore ricavato dai dati raccolti dalla Voyager e calcolato nel 1981.

L’ossigeno si pensa sia prodotto per le radiazioni incidenti sulla superficie che determinano la scissione in idrogeno e ossigeno di molecole di ghiaccio d’acqua. Mentre l’idrogeno è rapidamente disperso a causa del suo basso peso atomico, l’ossigeno così liberato va a costituire l’atmosfera del satellite. Le emissioni luminose (airglow) osservate su Ganimede non sono omogenee come su Europa. Il Telescopio spaziale Hubble ha osservato due chiazze luminose localizzate nell’emisfero sud e nell’emisfero nord, vicino ai ± 50° di latitudine, corrispondenti al confine tra le linee di campo aperte e chiuse del campo magnetico, forse aurore polari, causate dalla precipitazione del plasma lungo le linee di campo aperte.

L’esistenza di un’atmosfera neutra implica quella di una ionosfera, poiché le molecole di ossigeno vengono ionizzate dall’impatto con gli elettroni altamente energetici provenienti dalla magnetosfera e dalle radiazioni solari nell’estremo ultravioletto. Tuttavia, la natura della ionosfera di Ganimede è ancora controversa, come lo è del resto la natura dell’atmosfera. Alcune misurazioni della sonda Galileo accertarono un valore elevato della densità di elettroni vicino al satellite, suggerendo così la presenza di una ionosfera, mentre altre misurazioni non riuscirono a rilevare niente. Ulteriori evidenze di una atmosfera di ossigeno derivano dal rilevamento spettroscopico di gas intrappolato tra i ghiacci d’acqua di Ganimede. La scoperta di ozono (O3) nell’atmosfera venne annunciata nel 1996. Nel 1997 fu rilevata, tramite l’analisi delle righe di assorbimento spettroscopico, la presenza di una fase densa di ossigeno molecolare, compatibile con gas intrappolato nel ghiaccio d’acqua. L’intensità delle righe di assorbimento rilevate dipende più dalla latitudine e dalla longitudine che dall’albedo della superficie; le righe tendono a diminuire all’aumentare della latitudine, mentre l’ozono mostra un comportamento opposto. Esperimenti di laboratorio hanno trovato che alla temperatura relativamente calda di 100 K della superficie del satellite, l’ossigeno molecolare tende a dissolversi nel ghiaccio invece di raggrupparsi in bolle.

La ricerca del sodio nell’atmosfera, subito dopo il ritrovamento dello stesso su Europa, non portò ad alcun risultato nel 1997, ipotizzandosi il sodio almeno 13 volte meno abbondante su Ganimede che su Europa, a causa o alla relativa scarsezza sulla superficie o al fatto che la magnetosfera scherma le particelle più energetiche. Un altro costituente minore dell’atmosfera di Ganimede è l’idrogeno atomico. Gli atomi di idrogeno vennero scoperti a 3000 km dalla superficie.

Campo magnetico

La sonda Galileo ha scopeerto, durante i sorvoli ravvicinati di Ganimede, che la luna ha un campo magnetico proprio all’interno della ben più vasta magnetosfera di Giove, ma indipendente da essa. Il valore del momento magnetico è tre volte superiore a quello di Mercurio. L’asse del dipolo magnetico è inclinato rispetto all’asse di rotazione di Ganimede di 176°, opponendosi quindi al campo magnetico di Giove, rendendo possibile episodi di riconnessione magnetica. Il polo nord magnetico si trova al di sotto del piano orbitale. Il campo magnetico di Ganimede ha un’intensità di 719 ± 2 nT all’equatore della luna, mentre il campo magnetico di Giove ha un’intensità di circa 120 nT in corrispondenza dell’orbita di Ganimede. In corrispondenza dei poli, il campo magnetico di Ganimede raggiunge un’intensità doppia di quella misurata all’equatore.

sopra e sotto aurore polari su ganimede con le relative linee di flusso

Il campo magnetico permanente scava una nicchia attorno a Ganimede, creando una piccola magnetosfera inclusa in quella di Giove. Nel Sistema solare, questa caratteristica non si ripete per alcun’altra luna. La specie chimica più presente nella magnetosfera è ossigeno atomico ionizzato (O+) che si adatta bene alla tenue atmosfera di ossigeno della luna. Nelle regioni polari, per latitudini superiori a 30°, le linee del campo magnetico sono aperte e connettono Ganimede con la ionosfera di Giove. In queste regioni, sono state rilevate particelle cariche altamente energetiche (decine e centinaia di keV), che potrebbero essere le responsabili delle aurore osservate attorno ai poli di Ganimede. Ioni pesanti precipitano di continuo ai poli della luna, determinando lo scurimento del ghiaccio.

Il campo magnetico di Ganimede all’interno della magnetosfera gioviana. In verde le linee di campo chiuse.

L’interazione tra la magnetosfera di Ganimede ed il plasma appartenente a quella gioviana è per molti aspetti simile all’interazione tra la magnetosfera terrestre ed il vento solare. Il plasma co-rotante con Giove impatta sulla parte della magnetosfera di Ganimede opposta rispetto alla direzione di avanzamento della luna sulla sua orbita, così come il vento solare impatta sulla magnetosfera terrestre. La principale differenza è nella velocità del flusso di plasma, supersonico nel caso della Terra e subsonico nel caso di Ganimede. A causa di ciò, non si forma alcuna onda d’urto davanti all’emisfero “posteriore” di Ganimede.

In aggiunta al campo magnetico proprio, Ganimede presenta un campo magnetico indotto. La sua esistenza è connessa con la variazione del campo magnetico gioviano in prossimità della luna. Il momento indotto è diretto radialmente da o verso Giove e segue la direzione della variazione nel campo magnetico planetario. Il campo magnetico indotto ha un’intensità di un ordine di grandezza inferiore rispetto a quello proprio; all’equatore l’intensità del campo è di circa 60 nT, circa la metà dell’intensità assunta dal campo magnetico di Giove nella stessa zona. Il fatto che il campo magnetico indotto di Ganimede sia confrontabile con quelli di Callisto ed Europa indica che anche questa luna ha un oceano al di sotto della superficie con elevata conduttività elettrica.

Poiché Ganimede è totalmente differenziato ed ha un nucleo metallico, alcune teorie prevedono che il campo magnetico intrinseco sia generato in modo simile a quanto accade sulla Terra, ovvero dalla rotazione di materiale conduttore presente nel suo interno, nel quale si siano instaurati flussi di corrente elettrica. A dispetto della presenza del nucleo ferroso però, il campo magnetico di Ganimede rimane un mistero, particolarmente perché altri corpi simili a Ganimede ne sono sprovvisti. Altre ricerche suggeriscono che il nucleo, relativamente piccolo nelle dimensioni, possa ormai essersi raffreddato al punto da non essere più in grado di sostenere il campo magnetico. In alternativa allora questo potrebbe derivare da uno strato di acqua liquida ricca di sale situato ad una profondità di circa 150 km. Altri studiosi invece ritengono che il nucleo possa essere ancora caldo, avendo ricevuto energia da episodi di risonanza orbitale e grazie ad un mantello composto da materiale particolarmente isolante. Un’ultima alternativa è che il campo sia generato da silicati magnetizzati presenti nel mantello, rimanenze di un passato in cui Ganimede possedeva un campo magnetico molto più potente generato dal nucleo ancora fluido.

Origine ed evoluzione

Ganimede si è formato probabilmente per accrezione nella sub-nebulosa di Giove, in un processo di circa 10 000 anni, un lasso di tempo molto inferiore ai 100 000 anni stimati per l’accrezione di Callisto. Essendo Ganimede più interno di Callisto, la sua formazione ha richiesto comunque tempi inferiori perché avvenuta in una regione della nube più vicina a Giove, quindi più densa. Un processo di formazione relativamente veloce ha impedito che il calore di accrezione fosse disperso nello spazio, favorendo il processo di differenziazione, che ha condotto alla separazione del ghiaccio dalle rocce e ad un’organizzazione interna secondo strati sovrapposti di composizione chimica differente. In ciò, Ganimede è molto differente da Callisto, che ha perso molto calore durante la fase di accrezione ed oggi appare congelato in una forma precoce di differenziazione, con il processo completato parzialmente. Questa ipotesi spiega il perché le due lune appaiano così differenti a dispetto di masse e composizioni assai simili.

Subito dopo la formazione, il nucleo roccioso, che durante accrezione e differenziazione aveva accumulato una grande quantità di calore, iniziò lentamente a trasmetterlo al mantello ghiacciato. Quest’ultimo, a sua volta, lo trasferiva alla superficie per convezione. Inoltre, il decadimento degli elementi radioattivi nelle rocce riscaldò ulteriormente il nucleo, determinandone la differenziazione ulteriore in un nucleo di ferro-solfuro di ferro ed un mantello di silicati. A questo punto, Ganimede aveva terminato il processo di differenziazione. Per paragone, si ritiene che il calore proveniente dal decadimento radioattivo in Callisto instaurò moti convettivi all’interno ghiacciato della luna, che in definitiva la raffreddarono ed impedirono la fusione su grande scala del ghiaccio ed una rapida differenziazione. Ganimede continua a raffreddarsi lentamente, con il calore rilasciato dal nucleo e dal mantello di silicati che permette la sussistenza dell’oceano al di sotto della superficie, mentre il lento raffreddamento del nucleo liquido di Fe – FeS determina i moti convettivi che supportano il campo magnetico. Il flusso di calore attualmente proveniente da Ganimede è probabilmente maggiore rispetto a quello di Callisto.

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i loculi a potenza…tre arresti

ansa – Tre persone sono state arrestate stamani, all’alba, dagli agenti della squadra mobile della questura di Potenza nell’ambito di un’inchiesta sulla vendita di loculi nel cimitero monumentale del capoluogo lucano.

Delle tre persone arrestate, una è in carcere e altre due ai domiciliari: le misure cautelari – che non hanno riguardato uomini politici – sono state disposte dal giudice per le indagini preliminari del Tribunale di Potenza.

I reati ipotizzati nell’inchiesta condotta dalla Polizia sono induzione indebita a dare o promettere denaro, falsità materiale commessa da pubblico ufficiale, abuso d’ufficio, peculato, corruzione e violazione dei sistemi informatici del Comune.

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il sistema solare in immagini – parte V – giove

giove

Giove, classificato, al pari di Saturno, Urano e Nettuno come gigante gassoso, è il quinto pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole (in ordine Mercurio, Venere, Terra, Marte) ed il più grande di tutto il sistema planetario. La sua massa corrisponde da sola a 2,468 volte la somma di quelle di tutti gli altri pianeti messi insieme.

Giove fotografato da un telescopio amatoriale. Si notano tre dei quattro satelliti medicei: a destra Io, a sinistra Europa (più interno) e Ganimede. Si nota anche la sua caratteristica più peculiare: la Grande Macchia Rossa

Con una composizione simile a quella del Sole, Giove è costituito principalmente da idrogeno ed elio con piccole quantità di altri composti. Si ritiene che il pianeta possegga una struttura pluristratificata, con un nucleo solido, probabilmente di natura rocciosa, costituito da carbonio e silicati di ferro, sopra il quale è deposto un mantello di idrogeno metallico, indi una vasta copertura atmosferica che esercita altissime pressioni.

L’atmosfera esterna è caratterizzata da numerose bande e zone di tonalità variabili dal color crema al marrone, costellate da formazioni cicloniche ed anticicloniche, tra le quali spicca la Grande Macchia Rossa, una delle caratteristiche del pianeta. La sua rapida rotazione gli conferisce l’aspetto di uno sferoide schiacciato ai poli che genera un intenso campo magnetico e quindi un’estesa magnetosfera. Giove (come gli altri giganti gassosi) emette quantità di energia superiore a quella ricevuta dal Sole.

A causa delle sue dimensioni e della composizione simile a quella solare, Giove è stato considerato per lungo tempo una stella mancata, ma in realtà solo se si fosse accresciuto fino a 75-80 volte le sue dimensioni attuali, il suo nucleo avrebbe potuto ospitare condizioni di temperatura e pressione che avrebbero innescato le reazioni di fusione dell’idrogeno in elio. Se ciò fosse accaduto, il sistema solare sarebbe stato un cd. sistema binario.

L’intenso campo gravitazionale di Giove influenza tutto il sistema solare, perturbando le orbite degli altri pianeti ed allontanando detriti cosmici dalla zona dei pianeti interni. Giove, con l’azione combinata del proprio campo gravitazionale e di quello del Sole, stabilizza le orbite di due gruppi di asteroidi troiani, possiede numerosissimi satelliti ed un sistema di anelli poco visibili.

Jupiter New Horizons.jpg

una immagine scattata dal Long Range Reconnaissance Imager (LORRI) della sonda New Horizons il 24 gennaio 2007 da una distanza di 57 milioni di chilometri. Si nota sulla parte superiore l’ombra del satellite Ganimede. Sono visibili  le due maggiori tempeste dell’atmosfera gioviana, a sinistra la Grande Macchia Rossa, a destra leggermente più in basso, la Piccola Macchia Rossa.

Osservazione

Giove appare ad occhio nudo come un astro biancastro molto brillante a causa della sua elevata albedo. È il quarto oggetto più brillante nel cielo, dopo il Sole, la Luna e Venere (quando Venere non è osservabile ha il ruolo di “stella del mattino” o “stella della sera”). La magnitudine apparente varia, a seconda della posizione durante il suo moto di rivoluzione, da −1,6 a −2,8, mentre il suo diametro apparente varia da 29,8 a 50,1 secondi d’arco. Il periodo sinodico del pianeta è di 398,88 giorni, al termine dei quali il corpo celeste inizia una fase di moto retrogrado apparente, in cui sembra spostarsi all’indietro nel cielo notturno rispetto allo sfondo delle stelle “fisse” eseguendo una traiettoria sigmoide. Giove, nei 12 anni circa della propria rivoluzione, attraversa tutte le costellazioni dello zodiaco.

Risultato immagine per giove

sopra Giove tramonta dietro le Marmarole (Dolimiti – Cortina) foto di Giorgia Hofer

sotto immagine di Giove e della sua luna Ganimede – Telescopio Hubble

Già con piccoli strumenti è possibile apprezzare alcuni caratteristici dettagli superficiali. I periodi più propizi per osservare il pianeta corrispondono alle opposizioni e in particolare alle “grandi opposizioni”, che si verificano ogni qual volta Giove transita al perielio, raggiungendo le dimensioni apparenti massime. Questo consente di scorgere facilmente buona parte delle sue caratteristiche anche all’osservazione amatoriale. Un binocolo 10×50, un teleobiettivo da 300 mm o un piccolo telescopio rifrattore consentono di osservare attorno al pianeta quattro piccoli punti luminosi, disposti lungo il prolungamento dell’equatore del pianeta, satelliti medicei, scoperti da Galieo Galilei, ma stranamente già citati da astronomi cinesi che non disponevano ancora di telescopi. Poiché questi orbitano velocemente intorno al pianeta, è possibile notarne i movimenti già tra una notte e l’altra: il più interno, Io, compie tra una notte e la successiva quasi un’intera orbita. Un telescopio da 60 mm permette di osservare le caratteristiche bande nuvolose e, in condizioni atmosferiche ideali, anche la Grande Macchia Rossa.

Il pianeta risulta osservabile non solo nel visibile, ma anche ad altre lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico, principalmente nell’infrarosso. L’osservazione a più lunghezze d’onda si rivela utile soprattutto nell’analisi della struttura e della composizione dell’atmosfera e nello studio delle componenti del sistema di Giove.

Jupiter on fire! In preparation for the imminent arrival of NASA's Juno spacecraft in July 2016, astronomers used ESO's Very Large Telescope to obtain spectacular new infrared images of Jupiter using the VISIR instrument. This false-color image was created by selecting and combining the best images obtained from many short VISIR exposures at a wavelength of 5 micrometers.

sopra immagine di Giove all’infrarosso - Very Large Telescope

Un’immagine del pianeta ripresa dalla Pioneer 10 il 1º dicembre 1973 dalla distanza di 2 557 000 km NASA

Missioni spaziali

Sin dal 1973 numerose sonde automatiche hanno visitato il pianeta, sia come obiettivo di studio, sia come tappa intermedia, per sfruttarne il potente effetto fionda gravitazionale per dirigersi nelle regioni più distanti del sistema solare. I viaggi in direzione di altri pianeti richiedono grandi quantità di energia per provocare una netta variazione della velocità della sonda nota come delta-v (Δv). Il raggiungimento di Giove dalla Terra richiede un Δv di 9,2 km/s, molto simile ai 9,7 km/s di Δv necessari per raggiungere l’orbita terrestre bassa. L’effetto fionda gravitazionale consente di incrementare il Δv senza consumare eccessivo combustibile, consentendo un notevole risparmio energetico ed un significativo prolungamento della durata del volo.

Missioni con sorvolo ravvicinato (fly-by)

Le due sonde Pioneer ottennero le prime immagini ravvicinate dell’atmosfera, delle nubi gioviane e di alcuni satelliti e la prima misura precisa del suo campo magnetico; scoprirono che la quantità di radiazioni in prossimità del pianeta era assai superiore a quanto immaginato fino ad allora. Le traiettorie delle sonde furono utilizzate per raffinare la stima della massa del sistema gioviano, mentre l’occultazione delle sonde dietro il disco del pianeta migliorò le stime del valore del diametro equatoriale e dello schiacciamento polare.

sopra mosaico di immagini della grande macchia rossa scattate dalla sonda Voyager 1

sotto Giove ripreso dalla sonda Voyager 2

Sei anni dopo le missioni Voyager (1 e 2), programmate per l’esplorazione del sistema solare esterno, migliorarono la comprensione delle dinamiche dei satelliti galileiani e dell’atmosfera di Giove, confermando la natura anticiclonica della Grande Macchia Rossa, individuando lampi e formazioni temporalesche, scoprendo inoltre gli anelli di Giove e ben otto satelliti sconosciuti. Le Voyager rintracciarono la presenza di un toroide di plasma ed atomi ionizzati in corrispondenza dell’orbita di Io, sulla cui superficie furono scoperti numerosi edifici vulcanici, alcuni dei quali nell’atto di eruttare.

La successiva missione, nel 1992, della sonda solare Ulysses raggiunse una distanza minima dal pianeta di 450 000 km (6,3 raggi gioviani). Il fly-by era necessario per raggiungere l’orbita polare attorno al Sole, e fu sfruttato per condurre studi sulla magnetosfera di Giove, ma la sonda non aveva telecamere, quindi non è stata ripresa alcuna immagine. Nel febbraio 2004 si avvicinò nuovamente a Giove, a una distanza molto maggiore, circa 240 milioni di chilometri.

Cassini Jupiter Portrait

sopra giove ripreso dalla sonda Cassini

sotto Giove ed il suo satellite Io ripresi dalla sonda New Horizons

Jupiter and Io

Nel 2000 la sonda Cassini, durante la sua rotta verso Saturno, sorvolò Giove e fornì alcune delle immagini più dettagliate mai scattate del pianeta. L’ultima sonda a raggiungere Giove è stata la New Horizons, diretta verso Plutone e gli oggetti della fascia di Kuiper, ed ha eseguito un fly-by del pianeta per sfruttarne la gravità, con l’approccio più vicino il 28 febbraio 2007. I sensori della sonda all’uscita dall’orbita di Giove hanno misurato l’energia del plasma emesso dai vulcani di Io ed hanno studiato brevemente ma in dettaglio i quattro satelliti medicei, conducendo anche indagini a distanza dei satelliti più esterni Imalia ed Elara

Giove ripreso nell’ultravioletto dal telescopio Hubble poco dopo l’impatto con la Shoemaker-Levy 9.[196] Le lettere indicano i frammenti della cometa responsabili dei segni scuri segnalati dalle frecce.

La missione Galileo

Sino ad oggi, l’unica sonda progettata per lo studio del pianeta è stata la Galileo, entrata in orbita attorno a Giove il 7 dicembre del 1995 e rimastavi oltre 7 anni, compiendo sorvoli ravvicinati di tutti i satelliti galileiani e di Amaltea. Nel 1994, mentre giungeva verso il pianeta gigante, la sonda ha registrato l’impatto della cometa Shoemaker-Levy 9.

 

sopra immagini in colori reali e falsi delle nuvole di Giove – sonda Galileo

sotto immagini degli anelli di Giove – sonda galileo

sopra fulmini nell’atmosfera di Giove – sonda galileo

sotto quattro immagini con filtri diversi della Grande Macchia Rossa – sonda Galileo

Nel luglio del 1995 è stato sganciato dalla sonda madre un piccolo modulo-sonda, entrato nell’atmosfera del pianeta il 7 dicembre, che ha raccolto dati per 75 minuti, penetrando per 159 km prima di essere distrutto dalle alte pressioni e temperature dell’atmosfera inferiore (circa 28 atmosfere – ~2,8 × 106 Pa, e 185 °C – 458 K). Stessa sorte è toccata alla sonda madre quando, il 21 settembre 2003, fu deliberatamente spinta verso il pianeta a una velocità di oltre 50 km/s, per evitare qualsiasi possibilità che in futuro potesse collidere con il satellite Europa e contaminarlo.

Missioni future

La NASA ha progettato una sonda per lo studio di Giove da un’orbita polare, Juno, lanciata nell’agosto 2011 ed arrivata nei pressi del pianeta a luglio 2016.

sopra e sotto polo sud di giove ripreso dalla sonda Juno

sopra immagine allo spettrografo agli ultravioletti delle aurore di Giove ripresa dalla sonda Juno

La possibile presenza di un oceano di acqua liquida sui satelliti Europa, Ganimede e Callisto ha portato ad un crescente interesse per uno studio ravvicinato dei satelliti ghiacciati del sistema solare esterno. L’ESA ha studiato una missione per lo studio di Europa denominata Jovian Europa Orbiter (JEO), implementato però da quello della Europa Jupiter System Mission (EJSM), frutto della collaborazione con la NASA e studiato per l’esplorazione di Giove e dei satelliti, il cui lancio è previsto attorno al 2020. La EJSM è costituita da due unità, la Jupiter Europa Orbiter, gestita e sviluppata dalla NASA, e la Jupiter Ganymede Orbiter, gestita dall’ESA.

Parametri orbitali e rotazione

Giove orbita ad una distanza media dal Sole di 778,33 milioni di chilometri (5,202 UA) e completa la sua rivoluzione attorno alla stella ogni 11,86 anni; questo periodo corrisponde esattamente ai due quinti del periodo orbitale di Saturno, con cui si trova dunque in una risonanza di 5:2. L’orbita di Giove è inclinata di 1,31º rispetto al piano dell’eclittica; per via della sua eccentricità pari a 0,048, la distanza tra il pianeta e il Sole varia di circa 75 milioni di chilometri tra perielio (740.742.598 km) ed afelio (816.081.455 km). La velocità orbitale media di Giove è di 13.056 m/s (47.001 km/h), mentre la circonferenza orbitale misura complessivamente 4.774.000.000 km.

L’inclinazione dell’asse di rotazione è relativamente piccola, solamente 3,13º, ogni 12 000 anni, con il pianeta che così non sperimenta significative variazioni stagionali.

Poiché Giove non è un corpo solido (eccezion fatta forse solo per il suo nucleo, la sua atmosfera superiore è soggetta ad una rotazione differenziale: la rotazione delle regioni polari del pianeta è più lunga di circa 5 minuti rispetto a quella all’equatore. La rotazione “ufficiale” del pianeta è di 9 h 55 min 29,685 sec., la rotazione più rapida di tutti i pianeti del sistema solare.

L’alta velocità di rotazione è all’origine di un marcato rigonfiamento equatoriale, visibile anche con telescopi amatoriali, rigonfiamento causato dall’alta accelerazione centripeta all’equatore, pari a circa 1,67 m/s², che, combinata con l’accelerazione di gravità media del pianeta (24,79 m/s²), dà un’accelerazione risultante pari a 23,12 m/s². Un ipotetico oggetto posto all’equatore del pianeta così peserebbe meno rispetto ad un corpo di identica massa posto alle medie latitudini. Queste caratteristiche conferiscono al pianeta l’aspetto di uno sferoide, il cui diametro equatoriale è maggiore rispetto al diametro polare di ben 9 275 km il diametro misurato ai poli.

Formazione

Dopo la formazione del Sole, circa 4,6 miliardi di anni fa, il materiale residuato dal processo, ricco di polveri metalliche, si è disposto in un disco circumstellare da cui hanno avuto origine dapprima i planetesimi, quindi, per aggregazione di questi ultimi, i protopianeti. La formazione di Giove ha avuto inizio a partire dalla coalescenza di planetesimi di natura ghiacciata poco al di là della cosiddetta frost line, una linea oltre la quale si addensarono i planetesimi costituiti in prevalenza da materiale a basso punto di fusione. La frost line ha agito da barriera, provocando un rapido accumulo di materia a circa 5 UA dal Sole. L’embrione planetario così formato, di massa pari ad almeno 10 masse terrestri ha iniziato ad accrescere materia gassosa a partire dall’idrogeno e dall’elio avanzati dalla formazione del Sole e confinati nelle regioni periferiche del sistema dal vento della stella neoformata. Il tasso di accrescimento dei planetesimi, inizialmente più intenso di quello dei gas, proseguì sino a quando il numero di planetesimi nella fascia orbitale del proto-Giove non andò incontro a una netta diminuzione, portando il tasso di accrescimento dei planetesimi e quello dei gas a valori simili, sino a quando proprio quest’ultimo iniziò a predominare, favorito dalla rapida contrazione dell’involucro gassoso in accrescimento e dalla rapida espansione del confine esterno del sistema, proporzionale all’incremento della massa dal pianeta. Il proto-Giove iniziò quindi a crescere a ritmo serrato sottraendo idrogeno dalla nebulosa solare.

Il processo di accrescimento del pianeta è stato mediato dalla formazione di un disco circumplanetario all’interno del disco circumsolare, così che, terminato il processo di accrescimento per esaurimento dei materiali volatili, andati a costituire il pianeta, i materiali residui, in prevalenza rocciosi, sono andati a costituire il sistema di satelliti del pianeta, infoltitosi poi con la cattura, grazie alla grande attrazione gravitazionale di Giove, di numerosi altri corpi minori, nel mentre il pianeta stesso subiva un processo di migrazione orbitale verso l’interno del sistema solare, calcolato a partire dalla sua formazione a circa 5,65 UA, in circa 0,45 UA, ovvero 70 milioni di chilometri, scivolando nei 100.000 anni successivi, verso l’attuale orbita, stabilizzandosi ed entrando in risonanza 5:2 con Saturno. Durante questa fase Giove avrebbe catturato i suoi asteroidi troiani, originariamente oggetti della fascia principale o della fascia di Kuiper, destabilizzati dalle loro orbite originarie.

Caratteristiche chimico-fisiche

Composizione Atmosferica

Idrogeno molecolare (H2) 89,8 ± 2,0%, Elio (He) 10,2 ± 2,0%, Metano (CH4) ~0,3%, Ammoniaca (NH3) ~0,026%, Deuteruro di idrogeno (HD) ~0,003%, Etano (C2H6) 0,0006%, Acqua (H2O) 0,0004%, Idrosolfuro di ammonio (NH4SH)

La composizione varia leggermente man mano che si procede verso le regioni interne del pianeta, date le alte densità; alla base dell’atmosfera si ha quindi un 71% in massa di idrogeno, un 24% di elio e il restante 5% di elementi più pesanti e composti: vapore acqueo, ammoniaca, composti del silicio, carbonio e idrocarburi (soprattutto metano ed etano), acido solfidrico, neon, ossigeno, fosforo e zolfo. Nelle regioni più esterne dell’atmosfera sono inoltre presenti dei consistenti strati di cristalli di ammoniaca solida.

Le proporzioni atmosferiche di idrogeno ed elio sono molto vicine a quelle riscontrate nel Sole e teoricamente della nebulosa solare primordiale, tuttavia ossigeno, azoto, zolfo e gas nobili sono superiori di un fattore tre rispetto ai valori misurati nel Sole, mentre la quantità di neon nell’alta atmosfera è pari in massa a circa un decimo rispetto alla sua quantità nella stella. Anche la quantità di elio appare decisamente inferiore, forse a causa di precipitazioni che, secondo simulazioni, interessano una porzione profonda dell’atmosfera gioviana in cui il gas condensa in goccioline anziché mescolarsi in modo omogeneo con l’idrogeno. Le quantità dei gas nobili di peso atomico maggiore (argon, kripton, xeno, radon) sono circa due o tre volte quelle della nostra stella.

Massa e dimensioni

Giove possiede il maggior volume per una massa fredda: i dati teorici indicano che se il pianeta fosse più massiccio avrebbe dimensioni minori. Infatti, a basse densità della materia come quelle del pianeta, l’oggetto è mantenuto tale da forze di natura elettromagnetica, con gli atomi che interagiscono tra loro formando legami. Se la massa è piuttosto grande, come quella di Giove, la gravità al centro del corpo è talmente elevata che la materia è ionizzata: gli elettroni degli orbitali sono strappati all’attrazione dei loro nuclei e sono liberi di muoversi, rendendo impossibile la formazione di legami, pertanto l’incremento di gravità dovuto all’aumento di massa non è più esattamente controbilanciato e il pianeta subisce una contrazione. Un ulteriore aumento di massa provoca la degenerazione degli elettroni, costretti a occupare il livello quantico ad energia più bassa disponibile. Gli elettroni obbediscono al principio di esclusione di Pauli, di conseguenza sono obbligati a occupare una banda piuttosto vasta di livelli a bassa energia. In questa circostanza, quindi, le strutture atomiche sono alterate dalla crescente gravità, che costringe tale banda ad allargarsi, sicché la sola pressione degli elettroni degeneri manterrebbe in equilibrio il nucleo contro il collasso gravitazionale cui sarebbe naturalmente soggetto.

Giove è il pianeta più massiccio del sistema solare, 2,468 volte più massiccio di tutti gli altri pianeti messi insieme. Il valore della massa gioviana (indicata con MJ) è utilizzato come raffronto per le masse degli altri pianeti gassosi ed in particolare dei pianeti extrasolari.

In raffronto alla Terra, Giove è 317,938 volte più massiccio, ha un volume 1.319 volte superiore, ma densità più bassa, poco superiore a quella dell’acqua. Il diametro è 11,2008 volte maggiore di quello terrestre.

Giove si comprime di circa 2 cm all’anno. Probabilmente il pianeta compensa la dispersione nello spazio del calore endogeno, comprimendosi. Questa compressione riscalda il nucleo, incrementando la quantità di calore emessa, e portando il pianeta ad irradiare nello spazio una quantità di energia superiore a quella che riceve per insolazione. Per queste ragioni si ritiene che, appena formato, il pianeta dovesse essere più caldo e grande di circa il doppio rispetto ad ora.

Una stella mancata?

Giove ha il maggior volume possibile per una massa fredda. Tuttavia i modelli teorici indicano che se Giove fosse più massiccio avrebbe un diametro inferiore a quello che possiede attualmente. Questo comportamento varrebbe fino a masse comprese tra 10 e 50 volte la massa di Giove; oltre questo limite, infatti, ulteriori aumenti di massa determinerebbero aumenti effettivi di volume e causerebbero il raggiungimento di temperature, nel nucleo, tali da innescare la fusione del deuterio (13MJ) e del litio (65MJ), formando così una nana bruna. Qualora l’oggetto raggiungesse una massa pari a circa 75-80 volte quella di Giove si raggiungerebbe la massa critica per l’innesco di reazioni termonucleari di fusione dell’idrogeno in elio, che porterebbe alla formazione di una stella vera e propria, in questo caso una nana rossa, anche Anche se il diametro della più piccola stella sinora scoperta, AB Doradus C, è solamente il 40% più grande rispetto al diametro del pianeta.

Struttura interna

La struttura interna del pianeta è ancora oggetto di studi: si ritiene che il pianeta sia costituito da più strati, ciascuno con caratteristiche chimico-fisiche ben precise. Partendo dall’interno verso l’esterno si incontrano, in sequenza: un nucleo, un mantello di idrogeno metallico liquido, uno strato di idrogeno molecolare liquido, elio ed altri elementi, ed una turbolenta atmosfera. Secondo i modelli astrofisici più moderni e ormai accettati da tutta la comunità scientifica, Giove non possiede una crosta solida; il gas atmosferico diventa sempre più denso procedendo verso l’interno e gradualmente si converte in liquido, al quale si aggiunge una piccola percentuale di elio, ammoniaca, metano, zolfo, acido solfidrico ed altri composti in percentuale minore. Temperatura e pressione aumentano costantemente man mano che si procede verso il nucleo.

Al nucleo del pianeta è spesso attribuita una natura rocciosa, ma la sua composizione dettagliata, così come le proprietà dei materiali che lo costituiscono e le temperature e le pressioni cui sono soggetti, e persino la sua stessa esistenza, sono ancora in gran parte oggetto di speculazione. Secondo i modelli, il nucleo sarebbe costituito in prevalenza da carbonio e silicati, con temperature stimate sui 36 000 K e pressioni enormi, dell’ordine dei 4500 gigapascal (GPa).

La regione nucleare è circondata da un denso mantello di idrogeno liquido metallico, che si estende sino al 78% (circa i 2/3) del raggio del pianeta ed è sottoposto a temperature dell’ordine dei 10 000 K e pressioni dell’ordine dei 200 GPa. Al di sopra di esso si trova un cospicuo strato di idrogeno liquido e gassoso, che si estende sino a 1000 km dalla superficie e si fonde con le parti più interne dell’atmosfera del pianeta.

Atmosfera

L’atmosfera di Giove è la più estesa atmosfera planetaria del sistema solare, manca di un netto confine inferiore, ma gradualmente transisce negli strati interni del pianeta. Dal più basso al più alto, gli stati dell’atmosfera sono: troposfera, stratosfera, termosfera ed esosfera; ogni strato è caratterizzato da un gradiente di temperatura specifico. Al confine tra la troposfera e la stratosfera, ovvero la tropopausa, è collocato un sistema complicato di nubi e foschie costituito da stratificazioni di ammoniaca, idrosolfuro di ammonio ed acqua.

Nubi e bandeggio atmosferico

La copertura nuvolosa di Giove è spessa circa 50 km e consiste almeno di due strati di nubi di ammoniaca: uno strato inferiore piuttosto denso ed una regione superiore più rarefatta. I sistemi nuvolosi sono organizzati in fasce orizzontali lungo le diverse latitudini. Si suddividono in zone, di tonalità chiara, e bande, le quali appaiono scure per via della presenza su di esse di una minore copertura nuvolosa rispetto alle zone. La loro interazione dà luogo a violente tempeste, i cui venti raggiungono, come nel caso delle correnti a getto delle zone, velocità superiori ai 100-120 m/s (360-400 km/h). Le osservazioni del pianeta hanno mostrato che tali formazioni variano nel tempo in spessore, colore e attività, ma mantengono comunque una certa stabilità, in virtù della quale gli astronomi le considerano delle strutture permanenti e hanno deciso di assegnare loro una nomenclatura. Le bande sono inoltre occasionalmente interessate da fenomeni, noti come disturbi, che ne frammentano il decorso; uno di questi fenomeni interessa a intervalli irregolari di 3-15 anni la banda equatoriale meridionale (South Equatorial Belt, SEB), che improvvisamente vira sul colore bianco rendendosi indistinguibile dalle chiare zone circostanti per tornare individuabile nel giro settimane o mesi. La causa dei disturbi è attribuita alla momentanea sovrapposizione con le bande interessate di alcuni strati nuvolosi posti ad una quota maggiore.

sopra e sotto immagini delle nuvole e dei vortici su Giove – sonda Juno

NASA's Juno spacecraft performed its third close flyby of Jupiter.

La caratteristica colorazione marrone-arancio delle nubi gioviane è causata da composti chimici complessi, noti come cromofori, che emettono luce in questo colore quando sono esposti alla radiazione ultravioletta solare. L’esatta composizione di queste sostanze rimane incerta, ma si ritiene che vi siano discrete quantità di fosforo, zolfo ed idrocarburi complessi, mescolati con lo strato di nubi più profondo e più caldo. Il caratteristico bandeggio si forma a causa della convezione atmosferica: nelle zone si ha l’emergere in superficie delle celle convettive dell’atmosfera inferiore, che determina la cristallizzazione dell’ammoniaca che di conseguenza cela alla vista gli strati immediatamente sottostanti; nelle bande invece il movimento convettivo è discendente ed avviene in regioni a temperatura più alte.

È stata ipotizzata la presenza di un sottile strato di vapore acqueo al di sotto delle nubi di ammoniaca, come dimostrerebbero i fulmini registrati dalla sonda Galileo, che raggiungono intensità anche decine di migliaia di volte superiori a quelle dei fulmini terrestri: la molecola dell’acqua, essendo polare, è infatti capace di assumere una parziale carica in grado di creare la differenza di potenziale necessaria per generare la scarica. Le nubi d’acqua, grazie all’apporto del calore interno del pianeta, possono quindi formare dei complessi temporaleschi simili a quelli terrestri.

La Grande Macchia Rossa e altre tempeste

L’atmosfera di Giove ospita centinaia di vortici, strutture rotanti circolari che, come nell’atmosfera della Terra, possono essere divisi in due classi: cicloni ed anticicloni. I primi ruotano nel verso di rotazione del pianeta (antiorario nell’emisfero settentrionale ed orario in quello meridionale), mentre i secondi nel verso opposto. Una delle principali differenze con l’atmosfera terrestre è che su Giove gli anticicloni dominano numericamente sui cicloni (il 90% dei vortici con diametro superiore ai 2000 km sono anticicloni). La durata dei vortici varia da diversi giorni a centinaia di anni in base alle dimensioni: la durata media di anticicloni con diametri compresi tra i 1000 ed i 6000 km è di 1–3 anni. Non sono mai stati osservati vortici nella regione equatoriale di Giove (entro i 10° di latitudine), in quanto la circolazione atmosferica di tale regione li renderebbe instabili. Come accade su ogni pianeta rapidamente rotante, gli anticicloni su Giove sono centri di alta pressione, mentre i cicloni lo sono di bassa pressione.

La Grande Macchia di Giove, una tempesta che dura da centinaia di anni

Il vortice sicuramente più noto è la Grande Macchia Rossa (GRS, Great Red Spot), una vasta tempesta anticiclonica posta 22º a sud dell’equatore del pianeta. La formazione presenta un aspetto ovale e ruota in senso antiorario con un periodo di circa sei giorni. Le sue dimensioni, variabili, sono 24-40 000 km × 12-14 000 km. Si tratta di una struttura svincolata da altre formazioni più profonde dell’atmosfera planetaria: le indagini infrarosse hanno mostrato che la tempesta è più fredda rispetto alle zone circostanti, segno che si trova più in alto rispetto ad esse, circa 8 km sugli strati circostanti. Anche prima che le sonde Voyager dimostrassero che si trattava di una tempesta, vi era già una forte evidenza che la Macchia fosse una struttura a sé stante, come d’altronde appariva dalla sua rotazione lungo il pianeta indipendente dal resto dell’atmosfera.

La Macchia varia notevolmente di colore gradazione, passando dal rosso mattone al salmone pastello, fino al bianco; non è ancora noto cosa determini la colorazione rossa della macchia. Alcune teorie, suffragate dai dati sperimentali, suggeriscono che possa essere causata dai medesimi cromofori, in quantità differenti, presenti nel resto dell’atmosfera gioviana.

Non è noto se i cambiamenti che la Macchia manifesta siano il risultato di normali fluttuazioni periodiche, né tantomeno per quanto ancora essa durerà, anche se alcuni modelli fisico-matematici suggeriscono che la tempesta sia stabile e quindi essere una formazione permanente del pianeta.

Tempeste simili a questa, anche se temporanee, non sono infrequenti nelle atmosfere dei pianeti giganti gassosi: per esempio, Nettuno ha posseduto per un certo tempo una Grande Macchia Scura, e Saturno mostra periodicamente per brevi periodi delle Grandi Macchie Bianche. Anche Giove presenta degli ovali bianchi (detti WOS, acronimo di White Oval Spots, Macchie Ovali Bianche), assieme ad altri marroni; si tratta tuttavia di tempeste minori transitorie, per questo prive di una denominazione. Gli ovali bianchi sono in genere composti da nubi relativamente fredde poste nell’alta atmosfera; gli ovali marroni sono invece più caldi, e si trovano ad altitudini medie. La durata di queste tempeste si aggira indifferentemente tra poche ore e molti anni.

Nel 2000, nell’emisfero australe del pianeta, si è originata dalla fusione di tre ovali bianchi una formazione simile alla GRS, ma di dimensioni più piccole. Denominata Ovale BA, la formazione ha subito un’intensificazione dell’attività e un cambiamento di colore dal bianco al rosso, che le è valso il soprannome di Red Spot Junior.

Campo magnetico e magnetosfera

Le correnti elettriche all’interno del mantello di idrogeno metallico generano il più intenso campo magnetico del sistema solare (eccezione fatta, quello nelle macchie solari), 14 volte superiore al campo geomagnetico. Il campo magnetico di Giove preserva la sua atmosfera dalle interazioni col vento solare deflettendolo e creando una regione appiattita, la magnetosfera, costituita da un plasma di composizione molto differente da quello del vento solare. La magnetosfera gioviana è la più grande fra tutte le magnetosfere dei pianeti del sistema solare, nonché la struttura più grande del sistema non appartenente al Sole: si estende nel sistema solare esterno per molte volte il raggio di Giove (RJ) e raggiunge un’ampiezza massima che può superare l’orbita di Saturno.

 

La magnetosfera di Giove è convenzionalmente divisa in tre parti: la magnetosfera interna, intermedia ed esterna. La magnetosfera interna è situata ad una distanza inferiore a 10 raggi gioviani (RJ) dal pianeta; il campo magnetico al suo interno rimane sostanzialmente dipolare, poiché ogni contributo proveniente dalle correnti che fluiscono dal plasma magnetosferico equatoriale risulta piccolo. Nelle regioni intermedie (tra 10 e 40 RJ) ed esterne (oltre 40 RJ) il campo magnetico non è più dipolare e risulta seriamente disturbato dalle sue interazioni col plasma solare.

Le eruzioni che avvengono sul satellite galileiano Io contribuiscono ad alimentare la magnetosfera gioviana, generando un importante toroide di plasma che carica e rafforza il campo magnetico, formando la struttura denominata magnetodisk. Le forti correnti che circolano nella regione interna della magnetosfera generano aurore perenni attorno ai poli del pianeta ed intense emissioni radio.

L’interazione delle particelle energetiche con la superficie delle lune galileiane maggiori influenza notevolmente le loro proprietà chimiche e fisiche, ed entrambi influenzano e sono influenzati dal particolare moto del sottile sistema di anelli del pianeta.

Ad una distanza media di 75 RJ (compresa tra circa 45 e 100 RJ a seconda del periodo del ciclo solare) dalla sommità delle nubi del pianeta è presente una lacuna tra il plasma del vento solare e il plasma magnetosferico, che prende il nome di magnetopausa. Al di là di essa, ad una distanza media di 84 RJ dal pianeta, si trova il bow shock, il punto in cui il flusso del vento viene deflesso dal campo magnetico.

Emissione radio magnetosferica

Le correnti elettriche delle fasce di radiazione generano delle emissioni radio di frequenza variabile tra 0,6 e 30 MHz, rendendo Giove un’importante radiosorgente. Le prime analisi rivelarono che l’emissione è caratterizzata da flash intorno ai 22,2 MHz e che il loro periodo coincideva con il periodo di rotazione del pianeta, la cui durata fu quindi determinata con maggiore accuratezza. Inizialmente furino riconosciute due tipologie di emission, i lampi lunghi (long o L-bursts), della durata di alcuni secondi, e i lampi corti (short o S-bursts), che durano poco meno di un centesimo di secondo, ma in seguito scoperte altre tre forme di segnale radio trasmesse dal pianeta, ovvero esplosioni radio decametriche (con lunghezze d’onda di decine di metri), che variano con la rotazione del pianeta e sono influenzate dalle interazioni tra Io e la magnetosfera gioviana, ed emissioni radio decimetriche (con lunghezze d’onda di alcune decine di centimetri), la cui origine è stata imputata alla radiazione emessa dagli elettroni accelerati dal campo magnetico in un’area toroidale che ne circonda l’equatore.

Irraggiamento termico prodotto dal calore dell’atmosfera del pianeta.

La forte modulazione periodica dell’emissione radio e particellare, che corrisponde al periodo di rotazione del pianeta, rende Giove affine ad una pulsar, ma occorre comunque considerare che l’emissione radio del pianeta dipende fortemente dalla pressione del vento solare, quindi, dall’attività solare stessa.

Anelli

Giove possiede un debole sistema di anelli planetari, il terzo ad esser stato scoperto nel sistema solare, dopo quello di Saturno e quello di Urano. Fu osservato per la prima volta nel 1979 dalla sonda Voyager 1, ma analizzato più approfonditamente negli anni novanta dalla sonda Galileo e, a seguire, dal telescopio spaziale Hubble e dai più grandi telescopi a terra.

sopra mosaico di fotografie degli anelli di Giove scattate dalla sonda Galileo mentre si trovava nel cono d’ombra del pianeta.

sotto gli anelli di giove ripresi rispettivamente dalle sonde voyager 1 e 2

 
 
 
 
 

Il sistema di anelli consiste principalmente di polveri, presumibilmente silicati, ed è suddiviso in quattro parti principali: un denso toro di particelle noto come anello di alone; una fascia relativamente brillante, ma eccezionalmente sottile nota come anello principale; due deboli fasce più esterne, detti anelli Gossamer, che prendono il nome dai satelliti il cui materiale superficiale ha dato origine a questi anelli: Amaltea (anello Gossamer di Amaltea) e Tebe (anello Gossamer di Tebe).

L’anello principale e l’anello di alone sono costituiti da polveri originarie dei satelliti Metis e Adrastea ed espulse nello spazio in seguito a violenti impatti meteorici. Le immagini ottenute nel febbraio e nel marzo 2007 dalla missione New Horizons hanno mostrato inoltre che l’anello principale possiede una ricca struttura molto fine.

All’osservazione nel visibile e nell’infrarosso vicino gli anelli hanno un colore tendente al rosso, eccezion fatta per l’anello di alone, che appare di un colore tendente al blu. Le dimensioni delle polveri che compongono il sistema sono variabili, ma è stata riscontrata una netta prevalenza di polveri di raggio pari a circa 15 μm in tutti gli anelli tranne in quello di alone, probabilmente dominato da polveri di dimensioni nanometriche. La massa totale del sistema di anelli è scarsamente conosciuta, ma è probabilmente compresa tra 1011 e 1016 kg. L’età del sistema è sconosciuta, ma si ritiene che esista sin dalla formazione del pianeta madre.

Impatti

Giove, per via del suo vorace pozzo gravitazionale e della sua posizione relativamente vicina al sistema solare interno, è attrattore della maggior parte degli oggetti vaganti nelle sue vicinanze, ed è per tale ragione è anche il pianeta con la maggior frequenza di impatti dell’intero sistema solare.

Testimonianze di impatti sul pianeta gigante sembrano risalire già al XVII secolo: l’astrofilo giapponese Isshi Tabe ha scoperto tra i carteggi delle osservazioni di Giovanni Cassini alcuni disegni che rappresentano una macchia scura, apparsa su Giove il 5 dicembre 1690, e ne seguono l’evoluzione durante diciotto giorni; potrebbero quindi costituire la prova di un impatto antecedente a quello della Shoemaker-Levy 9. Un altro impatto degno di nota, presumibilmente di un asteroide di circa 500 m di diametro che apparteneva alla famiglia Hilda (vedi alla parte seguente) si è verificato nel luglio del 2009 e ha prodotto nell’atmosfera del pianeta una macchia scura, simile in dimensioni all’Ovale BA, dissoltasi in poche settimane.

L’ultimo impatto registrato, probabilmente di un meteoroide è avvenuto il 3 giugno 2010, alle 20:31 UTC. Scoperto da un astronomo amatoriale australiano, l’evento è stato confermato da riprese dalle Filippine; l’emissione luminosa è durata solo pochi secondi (circa 2 s). L’impatto ha interessato la Banda Equatoriale Meridionale (South Equatorial Belt), a circa 50º dal meridiano di riferimento.

L’impatto della cometa Shoemaker-Levy 9

Tra il 16 ed il 22 luglio del 1994 i frammenti della cometa D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9 precipitarono su Giove,] prima, e finora unica, cometa ad essere osservata durante la sua collisione con un pianeta. Scoperta il 25 marzo 1993 dagli astronomi Eugene e Carolyn Shoemaker e da David Levy mentre analizzavano delle lastre fotografiche dei dintorni di Giove, la cometa destò immediatamente l’interesse della comunità scientifica: non era mai accaduto infatti che una cometa fosse scoperta in orbita attorno ad un pianeta e non direttamente intorno al Sole. Catturata da Giove presumibilmente tra la seconda metà degli anni sessanta ed i primi anni settanta, la cometa fu disgregata in 21 frammenti dalle forze di marea del gigante gassoso; la Shoemaker-Levy 9 si presentava nel 1993 come una lunga fila di punti luminosi immersi nella luminescenza delle loro code.

Gli studi condotti sull’orbita della cometa poco dopo la sua scoperta portarono alla conclusione che essa sarebbe caduta sul pianeta entro il luglio del 1994 e fu quindi avviata un’estesa campagna osservativa che coinvolse numerosi strumenti per la registrazione dell’evento. Le macchie scure che si formarono sul pianeta a seguito della collisione furono osservabili dalla Terra per diversi mesi, prima che l’atmosfera gioviana cancellasse le “cicatrici” di questo evento, che ebbe grande rilevanza mediatica, ma contribuì notevolmente alle conoscenze scientifiche; in particolare, le esplosioni causate dalla caduta della cometa si rivelarono molto utili per investigare sulla composizione chimica e sulle proprietà fisiche dell’atmosfera di Giove sotto gli immediati strati superficiali.

Nonostante alcune supposizioni ed esperimenti sulla possibilità che l’atmosfera di Giove possa supportare forme di vita in sospensione o galleggiamento, i dati forniti dalle due Voyager nel 1979 hanno confermato la non idoneità del gigante gassoso a supportare alcuna forma di vita.

per saperne di più

https://www.nasa.gov/jupiter

https://www.nasa.gov/mission_pages/juno/main/index.html

n.b. la prossima parte sarà dedicata ai satelliti di Giove, alcuni dei quali sono oggetto di studio per la loro possibilità di ospitare forme di vita

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il sistema solare in immagini – parte IV – la fascia degli asteroidi

eccoci ad una delle regioni del sistema solare troppo spesso dimenticata, gli asteoridi e la fascia che essi formano tra le orbite di Marte e di Giove

la fascia principale degli asteroidi

La fascia principale degli asteroidi è una regione del sistema solare tra le orbite di Marte e di Giove, occupata da un numero imprecisato di corpi di forma irregolare chiamati asteroidi o pianeti minori. Circa metà della massa della fascia è contenuta nei quattro asteroidi più grandi, Cerere, Vesta, Pallade, e Igea, con diametri medi di oltre 400 km (tranne Cerere, l’unico pianeta nano della fascia, che presenta un diametro medio di circa 950 km. I restanti corpi hanno dimensioni più ridotte, fino ad arrivare a corpuscoli di pochi centimetri (probabilmente la maggior parte dei corpi ha dimensioni fino al granello di polvere) Il materiale che costituisce la fascia è molto diradato.

Risultato immagine per asteroidi fascia principale

sopra rappresentazione della fascia principale

Crediti: NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

In questa sequenza animata d’immagini, scattate dall’orbiter Dawn della NASA il 14 e il 15 aprile del 2015, la regione settentrionale della faccia illuminata dal sole del pianeta nano Cerere. Crediti: NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

Tra gli asteroidi più grandi possono verificarsi collisioni che a loro volta formano altri asteroidi nati dalle frammentazioni, con caratteristiche orbitali e composizioni simili, oltre a materiale corpuscolare e polveri che un tempo si ritenevano componenti principali della luce zodiacale (Nesvorny e Jenniskens, nel 2010 sull’Astrophysical Journal hanno attribuito però circa l’85% della polvere della luce zodiacale a frammentazioni di comete piuttosto che a collisioni tra asteroidi)

Risultato immagine per asteroidi

foto scattata dalla sonda Galileo nel 1991 dell’asteroide Gaspra, il primo asteroide ripreso da una sonda spaziale; i colori non sono reali

I singoli asteroidi della fascia sono classificati in base al loro spettro. La maggior parte rientra in tre gruppi fondamentali a partire dalla loro compsizione: a base di carbonio (tipo C), a base di silicati (tipo S), a base di metalli (tipo M).

La fascia degli asteroidi si è formata dalla nebulosa solare primordiale come aggregazione di planetesimi, che a loro volta hanno formato i protopianeti. Tra Marte e Giove però le perturbazioni gravitazionali causate da Giove davano ai protopianeti troppa energia orbitale perché potessero accrescersi fino a diventare pianeti, e le violente collisioni li frantumarono ulteriormente, tanto che si stima che il 99,9% della massa iniziale della fascia degli asteroidi andò persa per dispersione nello spazio nei primi 100 milioni di anni di vita del Sistema Solare.

Le orbite degli asteroidi continuano ad essere sensibilmente perturbate ogni volta che il loro periodo di rivoluzione attorno al Sole entra in risonanza orbitale con Giove. Alle distanze orbitali a cui si trovano, quando essi vengono spinti in altre orbite, si forma una lacuna di Kirkwood, ossia lacune o cali nella distribuzione degli asteroidi della fascia principale secondo il semiasse maggiore.  

E a tutti gli effetti una regione del Sistema Solare con caratteristiche come altre dove esistono corpi minori,i centauri, gli oggetti della fascia di Kuiper e del disco diffuso, le comete della nube di Oort.

foto di thyco, un cratere lunare originato dall’impatto con un meteorite della fascia principale

L’importanza della fascia principale risiede nell’essere una sorta di sguardo nel passato che consente di comprendere i meccanismi che hanno portato alla formazione dei pianeti del sistema solare con un processo simile a quello dell’ipotesi nebulare, ovvero una nube di polvere e gas interstellari che collassa sotto l’influenza della gravità e che forma un disco rotante di materiale che, condensandosi ulteriormente finì per formare i pianeti. Durante i primi milioni di anni del Sistema Solare, il processo di accrescimento causò l’aggregazione di piccole particelle, che gradualmente aumentavano di dimensioni, raggiungendo massa sufficiente per attirare a loro volta altri corpi per attrazione gravitazionale, fino a diventare planetesimi. Questo graduale accrescimento gravitazionale portò alla formazione, con evoluzioni divere, sia dei pianeti rocciosi che dei giganti gassosi.

All’interno della regione che sarebbe poi diventata la fascia degli asteroidi vera e propria, i planetesimi così formatisi erano perturbati troppo intensamente dalla gravità di Giove perché potessero accrescersi ancora e formare un pianeta, continuando invece a orbitare caoticamente intorno al Sole, urtandosi con meccaniche molto diverse. In regioni dove la velocità media delle collisioni era troppo elevata, la frantumazione dei planetesimi tendeva a dominare sull’accrescimento, impedendo la formazione di corpi di dimensioni planetarie o simili.

Le risonanze orbitali con Giove (si verificava quando il periodo orbitale di un oggetto della fascia forma una frazione intera con il periodo orbitale di Giove, perturbando l’orbita dell’oggetto) nella regione compresa tra le orbite di Marte e del gigante gassoso sono molte e con la migrazione di Giove verso l’interno del Sistema Solare, queste risonanze avrebbero spazzato via la fascia degli asteroidi, eccitando la popolazione dei planetesimi, facendone aumentare le velocità relative.

Durante le prime fasi del Sistema Solare, gli asteroidi fondevano in una certa misura, permettendo agli elementi al loro interno di essere parzialmente o completamente differenziati per massa. Alcuni dei corpi progenitori potevano anche aver subito periodi di vulcanismo esplosivo con formazione di oceani di magma e tuttavia, a causa delle dimensioni relativamente ridotte dei corpi, il periodo di fusione era necessariamente breve rispetto a quello dei pianeti, avvenuto nelle prime decine di milioni di anni della formazione del Sistema Solare. Uno studio sui cristalli di zircone di un meteorite antartico, che si ritiene originato da Vesta, fa pensare che quest’ultima, e molto probabilmente il resto della fascia degli asteroidi, si sia formata piuttosto rapidamente, già nel giro di dieci milioni di anni dall’origine del Sistema Solare.

Evoluzione

Gli asteroidi non sono dei campioni sopravvissuti del Sistema Solare primordiale, ma hanno subito una notevole evoluzione dal momento della loro formazione, tra cui il riscaldamento interno, la fusione della superficie a causa di impatti, l’erosione spaziale da radiazioni e il bombardamento di micro meteoriti. Simulazioni al computer indicano che la fascia originale poteva essere costituita da una massa equivalente a quella della Terra, ma a causa delle perturbazioni gravitazionali, la maggior parte del materiale è stato espulso dalla fascia nel giro di un milione di anni circa dalla sua formazione, lasciandosi dietro, come accennato circa lo 0,1% della massa originaria, e che dalla loro formazione, le dimensioni degli asteroidi sono rimaste relativamente stabili.

Quando la fascia di asteroidi si formò, a una distanza di 2,7 UA dal Sole le temperature raggiunsero la frost line, al di sotto del punto di congelamento dell’acqua ed i planetesimi formatisi al di là di questo raggio furono in grado così di accumulare ghiaccio. Nel 2006 fu annunciato che era stata scoperta una popolazione di comete all’interno della fascia deglii asteroidi, al di là della frost line e che tali comete potrebbero aver costituito una fonte d’acqua per gli oceani della Terra.]

Caratteristiche

La fascia degli asteroidi è in gran parte vuota, tanto che gli asteroidi, distribuiti in un volume così grande, possono essere raggiunti all’osservazione solo con un accurato puntamento e tuttavia, si conoscono centinaia di migliaia di asteroidi con un numero totale che, a seconda delle dimensioni, può raggiungere i milioni di oggetti. Compresi Cerere, Vesta, Pallade, e Igea, i giganti della fascia, vi sono 200 asteroidi con un diametro maggiore di 100 km, mentre indagini realizzate con lunghezze d’onda infrarosse ha dimostrato che la fascia principale degli asteroidi conta dai 700.000 a 1.700.000 oggetti con un diametro di 1 km o più.

La massa totale della fascia degli asteroidi è stimata essere il 4% della massa della Luna con i quattro oggetti più grandi, che rappresentano la metà della massa totale della, mentre Cerere da solo ne rappresenta quasi un terzo.

Composizione

L’attuale fascia è costituita principalmente da tre categorie di asteroidi: tipo C (a base di carbonio), tipo S (a base di silicati), tipo M (a base di metalli).

Gli asteroidi carbonacei, come suggerisce il loro nome, sono ricchi di carbonio e dominano le regioni esterne della fascia. Essi costituiscono oltre il 75% degli asteroidi visibili. Sono di colore più rosso rispetto agli altri e hanno una bassissima albedo. La composizione della loro superficie è simile a quella dei meteoriti di condrite carbonacea. Chimicamente, i loro spettri corrispondono alla composizione primordiale del Sistema Solare, con gli elementi più leggeri e gli elementi volatili rimossi.

Gli asteroidi ricchi di silicati sono più diffusi verso la regione interna della fascia, entro 2,5 UA dal Sole. Gli spettri delle loro superfici rivelano la presenza di silicati e di alcuni metalli, mentre la presenza di composti carboniosi è modesta. Ciò indica che i materiali sono stati molto modificati rispetto alla loro composizione primordiale, probabilmente attraverso fusioni. Hanno un’albedo relativamente alta, e formano il 15 – 17% dell’intera popolazione di asteroidi.

Gli asteroidi ricchi di metalli costituiscono circa l’8 – 10% della popolazione totale; i loro spettri assomigliano a quello del ferro-nickel. Si ritiene che alcuni si siano formati dai nuclei metallici di progenitori differenziati che sono stati frantumati in seguito a collisioni. Tuttavia, ci sono anche alcuni composti a base di silicati che possono produrre un aspetto simile. Per esempio, il grande asteroide di tipo M 22 Kalliope non sembra essere composto principalmente di metallo. All’interno della fascia degli asteroidi, la distribuzione degli asteroidi di tipo M raggiunge il livello massimo a una distanza di 2,7 UA circa.

Un aspetto non ancora chiarito è la relativa rarità degli asteroidi basaltici (tipo V). Le teorie della formazione degli asteroidi dicono che gli oggetti delle dimensioni di Vesta o maggiori dovrebbero formare croste e mantelli, composti principalmente di roccia basaltica, così più della metà degli asteroidi dovrebbe essere composta di basalto o di olivina, ma le osservazioni indicano che nel 99% dei casi il materiale basaltico non è presente. Fino al 2001, si credeva che molti corpi basaltici scoperti nella fascia degli asteroidi provenissero da Vesta (da qui il loro nome di tipo V). Tuttavia, la scoperta dell’asteroide 1459 Magnya rivelò una composizione chimica leggermente diversa dagli altri asteroidi basaltici scoperti fino ad allora, facendo pensare a una diversa origine. Questa ipotesi è stata rafforzata dall’ulteriore scoperta nel 2007 di due asteroidi nella fascia esterna, 7472 Kumakiri e (10537) 1991 RY16, con diversa composizione basaltica che non poteva aver avuto origine da Vesta. Questi ultimi due sono gli unici asteroidi di tipo V scoperti nella fascia esterna ad oggi.

Comete della fascia principale

Diversi corpi della fascia esterna mostrano un’attività di tipo cometario. Poiché le loro orbite non possono essere spiegate con la cattura di comete classiche, si pensa che molti degli asteroidi esterni possano essere ghiacciati, con il ghiaccio a volte sottoposto a sublimazione attraverso piccoli urti e, come detto, queste comete della fascia principale potrebbero essere state una delle fonti principali degli oceani della Terra

Orbite

La maggior parte degli asteroidi della fascia ha un’eccentricità orbitale inferiore a 0,4 e un’inclinazione inferiore a 30°. La loro distribuzione orbitale è massima ad un’eccentricità di 0,07 circa e un’inclinazione inferiore a 4°. Così, mentre un asteroide tipico ha un’orbita quasi circolare e si trova relativamente vicino al piano dell’eclittica, alcuni possono avere orbite molto eccentriche ed estendersi ben al di fuori del piano dell’eclittica stessa.

A volte, il termine “fascia principale” è usato per indicare solo la regione centrale, dove si trova la più forte concentrazione di corpi circa il 93,4% di tutti gli asteroidi finora scoperti e numerati del Sistema Solare.

Lacune di Kirkwood

Il semiasse maggiore di un asteroide è usato per descrivere la sua orbita attorno al Sole, e il suo valore determina il periodo orbitale del pianeta minore. Nel 1866, Daniel Kirkwood annunciò la scoperta di lacune nelle distanze delle orbite di questi corpi dal Sole. Esse erano situate in posizioni nelle quali il loro periodo di rivoluzione attorno al Sole era una frazione intera del periodo orbitale di Giove. Kirkwood propose l’ipotesi che le perturbazioni gravitazionali del pianeta causavano l’allontanamento degli asteroidi da queste orbite.

Quando il periodo orbitale medio di un asteroide è una frazione intera di quello di Giove, si genera una risonanza di moto medio con il gigante gassoso sufficiente a perturbare gli elementi orbitali dell’asteroide. Gli asteroidi che erano finiti nelle lacune (sia originariamente a causa della migrazione dell’orbita di Giove, sia a causa di precedenti perturbazioni o collisioni) vengono gradualmente spostati in altre orbite casuali, con un diverso semiasse maggiore.

Le lacune non sono visibili in una istantanea delle posizioni degli asteroidi in un certo momento, poiché le orbite degli asteroidi sono ellittiche, e molti asteroidi attraversano ancora i raggi corrispondenti alle lacune. La densità degli asteroidi in queste lacune non si discosta in modo significativo da quella delle regioni vicine.

Collisioni

La popolazione della fascia principale determina un ambiente molto attivo, dove si verificano spesso collisioni tra asteroidi (ovviamente su scale di tempo astronomiche). Collisioni tra corpi della fascia principale con altri di raggio medio di 10 km si verificano una volta ogni 10 milioni di anni circa. Una collisione può frammentare un asteroide in numerosi pezzi più piccoli (portando alla formazione di una nuova famiglia di asteroidi), ma collisioni che si verificano a velocità relativamente basse possono anche unire due asteroidi, tanto che dopo 4 miliardi di anni di tali processi, ora i membri della fascia degli asteroidi assomigliano poco alla popolazione originaria.

Oltre agli asteroidi, la fascia principale contiene anche bande di polvere composte da particelle di raggio fino a qualche centinaio di micrometri. Questo fine materiale viene prodotto, almeno in parte, da collisioni tra asteroidi e da impatti di micrometeoriti sugli asteroidi. A causa dell’effetto Poynting-Robertson, la pressione della radiazione solare fa girare lentamente a spirale questa polvere all’interno verso il Sole.

La combinazione di questa fine polvere asteroidale, così come il materiale cometario espulso, produce la luce zodiacale. Questo debole bagliore aurorale può essere visto di notte estendersi dalla direzione del Sole lungo il piano dell’eclittica. Le particelle che producono la luce zodiacale visibile hanno un raggio medio di 40 micron circa. La vita media di tali particelle è di 700.000 anni circa; pertanto, per conservare le bande di polvere, devono essere costantemente prodotte nuove particelle all’interno della fascia degli asteroidi.

Meteoriti

Alcuni dei detriti prodotti dalle collisioni possono formare dei meteoroidi che entrano nell’atmosfera della Terra. Dei circa 50.000 meteoriti trovati sulla Terra fino ad oggi, si ritiene che il 99,8 per cento abbia avuto origine nella fascia degli asteroidi. Nel 2007 si è ipotizzato che la collisione tra l’asteroide 298 Baptistina e un corpo di grandi dimensioni spinse nel Sistema solare interno un certo numero di frammenti e si ritiene che gli impatti di questi frammenti abbiano creato sia il cratere Tycho sulla Luna che il cratere di Chicxulub in Messico, il relitto dell’enorme impatto che ha provocato l’estinzione dei dinosauri 65 milioni anni fa, secondo le toerie più accreditate

Famiglie e gruppi

Nel 1918, l’astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama notò che le orbite di alcuni asteroidi avevano parametri simili; si pensò così di classificarli in famiglie e gruppi.

Circa un terzo degli asteroidi della fascia principale sono membri di una famiglia di asteroidi. Questi condividono elementi orbitali simili, come il semiasse maggiore, l’eccentricità e l’inclinazione orbitale, così come simili sono le caratteristiche spettrali, ognuna delle quali indica un’origine comune nella frammentazione di un corpo più grande. Ci sono circa 20-30 associazioni che sono quasi certamente famiglie di asteroidi. Queste possono essere confermate quando i loro membri mostrano caratteristiche spettrali comuni. Le più piccole associazioni sono invece chiamate gruppi o cluster.

Alcune delle famiglie più importanti della fascia degli asteroidi (in ordine crescente di semiasse maggiore) sono: Flora, Eunomia, Coronide, Eos, e Temi. La famiglia Flora, una delle più grandi con più di 800 membri, potrebbe essersi formata da una collisione meno di un miliardo di anni fa. Il più grande asteroide ad essere un vero membro di una famiglia (al contrario dell’intruso Cerere con la Famiglia Gefion) è 4 Vesta. Si pensa che la Famiglia Vesta sia stata formata da un impatto (con relativa formazione di un cratere) su Vesta. Anche i meteoriti HED potrebbero essere il risultato di questa collisione.

All’interno della fascia degli asteroidi sono stati scoperte tre bande di polvere con inclinazioni orbitali simili a quelle delle famiglie Eos, Koronis e Themis, per cui potrebbero forse essere associate a tali gruppi.

Vicino al bordo interno della fascia vi è il gruppo di Hungaria. Prende il nome dal membro principale, 434 Hungaria, e contiene almeno 52 asteroidi con orbite fortemente inclinate. Alcuni membri appartengono alla categoria degli asteroidi che intersecano l’orbita di Marte, le cui perturbazioni gravitazionali sono probabilmente un fattore che riduce la popolazione totale di questo gruppo.

Un altro gruppo ad alta inclinazione orbitale nella parte interna della fascia degli asteroidi è la famiglia Phocaea. Questi sono composti principalmente da asteroidi di tipo S, mentre la vicina famiglia Hungaria comprende alcuni asteroidi di tipo E. La famiglia Phocaea orbita tra 2,25 e 2,5 UA dal Sole.

Vicino al bordo esterno della fascia, vi è il gruppo di Cibele, in orbita tra 3,3 e 3,5 UA, e con una risonanza orbitale 7:4 con Giove. La famiglia Hilda orbita tra 3,5 e 4,2 UA, in orbite relativamente circolari e con una risonanza orbitale stabile 3:2 con Giove. Ci sono pochi asteroidi oltre 4,2 UA, fino all’orbita di Giove. Qui si trovano le due famiglie di asteroidi troiani che, almeno tra oggetti di dimensioni superiori a 1 km, sono numerosi all’incirca quanto gli asteroidi della fascia principale.

Alcune famiglie di asteroidi si sono formati di recente, in termini astronomici. La Famiglia Karin apparentemente formata circa 5,7 milioni di anni fa da una collisione con un asteroide progenitore di raggio di 33 km. La famiglia Veritas si formò circa 8,3 milioni di anni fa, e la prova di questa affermazione è costituita da polvere interplanetaria recuperata da sedimenti marini.

Più di recente, il gruppo Datura sembra essersi formato circa 450 000 anni fa da una collisione con un asteroide della fascia principale. La stima dell’età si basa sull’ipotesi che, a quel tempo, le orbite dei suoi membri fossero quelle attuali. Questo gruppo e altre formazioni, come ad esempio il gruppo Iannini (circa 1,5 milioni di anni fa), potrebbero essere stati una fonte di materiale per la polvere zodiacale.

Esplorazioni

Il primo veicolo spaziale ad attraversare la fascia degli asteroidi fu Pioneer 10, che entrò nella regione il 16 luglio 1972. A quel tempo si temeva che i detriti della fascia potessero rappresentare un rischio per la navicella, ma da allora è stata attraversata da 11 veicoli partiti dalla Terra senza alcun incidente. Pioneer 11, Voyager 1 e 2 e Ulysses passarono attraverso la fascia senza riprendere alcun’immagine. Galileo riprese immagini dell’asteroide 951 Gaspra nel 1991 e di 243 Ida nel 1993, NEAR, di 253 Mathilde nel 1997, Cassini, di 2685 Masursky nel 2000, Stardust, di 5535 Annefrank nel 2002, New Horizons, di 132524 APL nel 2006, Rosetta, di 2867 Steins nel 2008. A causa della bassa densità di materiale all’interno della fascia, oggi si stima che, per una sonda, le probabilità di impatto con un asteroide sono meno di una su un miliardo.

La maggior parte delle immagini degli asteroidi della fascia provengono da brevi flyby di sonde dirette verso altri obiettivi. Solo le missioni Dawn, NEAR e Hayabusa hanno studiato le orbite e le superfici degli asteroidi per un periodo prolungato. Dawn ha esplorato Vesta dal luglio 2011 al settembre 2012, ed è attualmente in rotta verso Cerere per un rendez-vous nel 2015. Se la sonda sarà ancora operativa dopo aver esaminato Cerere, un’estensione della missione potrebbe consentire ulteriori esplorazioni, forse un flyby di Pallade.

cerere

Cerere è l’unico pianeta nano del sistema solare interno, a differenza degli altri che si trovano nella fascia di Kuiper. Nonostante sia il più piccolo tra i pianeti nani noti, è il più grande oggetto della fascia principale degli asteroidi, da cui differisce sia per le dimensioni, sia per la sua forma arrotondata con un rigonfiamento attorno al suo equatore. Scoperto la notte del 1 Gennaio 1801 dall’astronomo italiano Giuseppe Piazzi, gli astronomi oggi ritengono che Cerere possa ospitare un piccolo oceano, ed eventualmente un’atmosfera. Nonostante sia il pianeta nano più piccolo, le sue dimensioni di 950 chilometri (pari alle dimensioni dello stato del Texas), gli permettono di avere una massa pari a un terzo di tutti gli asteroidi . Ruota su se stesso in poco più di 9 ore, ma percorre una rivoluzione intorno al sole in 4,6 anni terrestri.

Cerere è probabilmente un protopianeta (embrione planetario) formatosi 4,57 miliardi di anni fa nella fascia degli asteroidi e sopravvissuto, relativamente intatto, 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. Una teoria alternativa propone che Cerere si sia formato nella fascia di Kuiper e abbia successivamente raggiunto l’attuale posizione in seguito a un processo di migrazione

Credit: NASA

Credit: NASA

Cerere ha una densità di 2,09 grammi per centimetro cubo, portando così gli scienziati a concludere che un quarto del suo peso è costituito da acqua. Con picchi di temperatura intorno ai -38°C, l’acqua potrebbe sublimare, andando a formare un lieve strato di atmosfera. Le prove di tale passaggio di stato sarebbero state osservate al polo nord del pianeta nel 1990, anche se non si è mai avuta una conferma. Si suppone che Cerere abbia una crosta polverosa composta di roccia ed un nucleo roccioso; recenti osservazioni spettrali del corpo dalla Terra, hanno dimostrato la presenza di argille ricche di ferro. Furono osservati, inoltre, segni di carbonati, facendo di Cerere uno dei pochi corpi del nostro sistema solare, insieme a Marte e alla Terra, ad ospitare questi potenziali indicatori di abitabilità. I misteri di questo pianeta nano sono studiati dalla missione Dawn della NASA (la sonda è entrata in orbita attorno a Cerere il 6 marzo 2015). La vicinanza e la ridotta massa di Cerere hanno portato alcuni scienziati a suggerire che potrebbe servire come sito potenziale per gli atterraggi con equipaggio e un punto di lancio per future missioni nello spazio profondo con equipaggio. Cerere è oggi incluso tra gli asteroidi di tipo G

Cerere da Dawn

foto scattata dalla sonda Dawn della NASA del cratere Occator e delle sue macchie bianche

Haulani Oxo Cerere Dawn (3)

sopra foto scattata dalla sonda Dawn del cratere Haulani, 34 chilometri di diametro

sotto foto dello stesso cratere in falsi colori 

Haulani Oxo Cerere Dawn (2)

 


 

 


sopra animazione NASA dell’avvicinamento a Cerere della sonda Dawn

sotto foto scattata dalla sonda Dawn del cratere Oxo, invece, largo circa dieci chilometri, la seconda zona più luminosa del pianeta dopo il cratere Occator. 

Haulani Oxo Cerere Dawn (1)

Atmosfera

Ci sono indizi che suggeriscono la presenza di una tenue atmosfera e la formazione di brina su Cerere. Raggiunta la superficie dagli strati sottostanti, il ghiaccio d’acqua sublimerebbe quando esposto direttamente alla luce solare, fuggendo nello spazio.

Nei primi anni novanta, osservazioni nell’ultravioletto condotte con l’International Ultraviolet Explorer (IUE) rilevarono quantità significative di idrossile in prossimità del polo nord di Cerere, prodotto dalla fotodissociazione del vapore acqueo. Tuttavia, la scoperta non fu successivamente confermata da ulteriori osservazioni. Potrebbe essere possibile, in futuro, rilevare la sublimazione di ghiaccio in prossimità di recenti crateri d’impatto o da fratture della superficie.

vesta

Il 27 settembre 2007 la NASA ha lanciato la missione Dawn, dotata di una fotocamera e di due spettrometri, uno operante nell’infrarosso e nel visibile e l’altro nei raggi gamma, che ha visitato Vesta nel biennio 2011–2012

Caratteristiche fisiche

Vesta è il secondo asteroide in ordine di grandezza e il più grande nella Fascia principale interna, situata all’interno della lacuna di Kirkwood a 2,50 AU. Possiede un volume pari a quello di 2 Pallas, ma con una massa significativamente maggiore. La forma di Vesta sembra essere quella di uno sferoide oblato stabile compresso gravitazionalmente, o “corpo planetario”. La sua rotazione è prograda ed è molto veloce per un asteroide

Le temperature sulla sua superficie oscillano in un intervallo compreso fra circa -20 °C con il Sole allo zenit, e circa -190 °C al polo invernale. Tipiche temperature diurne e notturne sono rispettivamente -60 °C e -130 °C.

Geologia

Caso unico fra tutti gli asteroidi, esiste una vasta collezione di campioni di Vesta accessibile agli scienziati sotto forma di oltre 200 meteoriti HED. Ciò ha permesso la comprensione della struttura e della storia geologica di questo pianetino.

Agli albori del sistema solare, Vesta era abbastanza caldo da fondere al proprio interno. Questo ha permesso la differenziazione dell’asteroide. Si suppone che Vesta possieda una struttura scalare: un nucleo planetario metallico di ferro e nickel, un mantello roccioso sovrastante di olivina e una crosta superficiale di roccia basaltica.

Si ipotizza che la crosta di Vesta sia composta da (in ordine crescente di profondità): regolite litificata, colate di lava basaltica, rocce plutoniche (pirosseno, pigeonite e plagioclasio), rocce plutoniche a grani grossi ricche di ortopirosseno. In base alle dimensioni degli asteroidi di tipo V (che si pensa siano frammenti della crosta di Vesta espulsi in seguito a un enorme impatto) e alla profondità del cratere Rheasilvia, si suppone che la crosta sia spessa approssimativamente 10 chilometri.

Full View of Asteroid Vesta

sopra e sotto foto della sonda Dawn dell’asteroide Vesta

Risultato immagine per vesta dawn

La caratteristica superficiale più prominente, individuata dal telescopio Spaziale Hubble nel 1996, è il cratere Rheasilvia con un diametro pari a 505 chilometri situato vicino al polo sud dell’asteroide. La sua larghezza è pari al 90% dell’intero diametro di Vesta. Il fondo di questo cratere si trova a circa 13 km sotto il livello superficiale e il suo bordo si eleva di 4-12 chilometri sopra il terreno circostante, con un rilievo superficiale totale di circa 25 chilometri. Un picco centrale si innalza per 22 chilometri dal fondo del cratere. Si è stimato che nell’impatto generatore sia stato asportato circa l’1% dell’intero volume di Vesta, ed è probabile che la famiglia di asteroidi Vesta e gli asteroidi di tipo V siano i prodotti di questa collisione. È interessante notare che Vesta è rimasto pressoché integro dopo un impatto di tale potenza

Sono presenti sulla superficie del pianetino anche diversi altri grandi crateri, larghi 150 km e profondi 7 km. Una zona scura (bassa albedo) con un diametro di 200 km è stata battezzata Olbers in onore dello scopritore di Vesta, ma questa non appare nella mappa topografica come un cratere di recente formazione e la sua natura è sconosciuta; si tratta forse di una vecchia superficie basaltica. Questa “macchia” serve da punto di riferimento per definire gli 0° di longitudine; il meridiano fondamentale passa proprio per il suo centro.

Gli emisferi occidentale e orientale mostrano terreni marcatamente differenti. Dalle preliminari analisi spettrali delle immagini del telescopio Hubble, l’emisfero orientale sembra possedere un’elevata albedo, un terreno di antica regolite con altopiani pesantemente craterizzati, e crateri che raggiungono gli strati plutonici più profondi della crosta. D’altra parte, grandi regioni dell’emisfero occidentale sono ricoperte da scuri elementi geologici che si suppone siano basalti superficiali, analoghi forse ai mari lunari.

Risultato immagine per vesta dawn

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sopra il cratere Rheasilvia fotografato dalla sonda Dawn

Pallade

Pallade (formalmente 2 Pallas, dal greco Παλλάς Pallás) è un asteroide di grosse dimensioni che orbita all’interno della fascia principale, la cintura asteroidale più interna del sistema solare. Fu il secondo asteroide ad essere individuato dopo Cerere, ed il primo ad essere individuato da un astronomo non professionista. Si stima che la sua massa costituisca il 7% di quella dell’intera fascia principale. Il suo diametro, pari a 512–545 km, è confrontabile con quello di Vesta, sebbene Pallade sia meno massiccio del 20%. È un probabile protopianeta.

La superficie di Pallade risulta costituita da silicati; lo spettro superficiale ed il valore stimato per la densità ricordano le condriti carbonacee. Pallade segue un’orbita altamente inclinata (34,8°) rispetto al piano medio delle orbite degli oggetti della fascia principale, caratterizzata, inoltre, da un’eccentricità considerevole, pari quasi a quella posseduta da Plutone. Di conseguenza, raggiungere l’asteroide con una sonda spaziale risulta assai dispendioso.

Missioni spaziali

I segnali radio provenienti da sonde in orbita attorno a Marte e sulla sua superficie tra il 1961 ed il 2003 sono stati usati per determinare le variazioni indotte nell’orbita del pianeta dall’interazione gravitazionale degli asteroidi maggiori; ciò ha permesso di calcolare anche la massa di Pallade.

Nessuna sonda spaziale ha ancora visitato l’asteroide, ma se al termine della fase di studio di Cerere e Vesta, la sonda Dawn avrà ancora disponibile una quantità sufficiente di carburante, la missione potrebbe essere estesa per prevedere un sorvolo ravvicinato di Pallade, quando nel 2018 attraverserà l’eclittica. A causa dell’elevata inclinazione dell’orbita dell’asteroide non sarà possibile per Dawn entrarvi in orbita attorno.

Formazione

Si ritiene che Pallade sia stato interessato da un qualche grado di alterazione termica e differenziazione interna, la qual cosa suggerisce che sia un protopianeta. Si sarebbe formato 4,57 miliardi di anni fa nella fascia degli asteroidi e sarebbe poi sopravvissuto al processo di formazione del sistema solare, a differenza della maggior parte dei protopianeti del sistema interno che si fusero tra loro per andare a costituire i pianeti terrestri, oppure furono espulsi dal sistema da Giove.

Caratteristiche fisiche

Pallade ha un volume paragonabile a quello dell’asteroide Vesta, con cui si è conteso il titolo di secondo più grande asteroide del sistema solare interno. Tuttavia rispetto a Vesta, Pallade è molto meno massiccio. La massa di Pallade è stimata pari all’80% di quella di Vesta, al 22% di Cerere e a circa lo 0,3% di quella della Luna.

Pallade ha una forma irregolare, modellata come un ellissoide scaleno. Da osservazioni condotte attraverso il telescopio spaziale Hubble nel settembre del 2007, si sono stimate le dimensioni in 582 × 556 × 500 km, cui corrisponde un diametro medio di 545 ± 18 km. Una seconda stima nel 2010, con osservazioni condotte dalla Terra, hanno determinato le dimensioni in 550 × 516 × 476 km, cui corrisponde un diametro medio di 512 ± 6 km.

Se venisse appurato in futuro che la superficie dell’asteroide è modellata prevalentemente dall’equilibrio idrostatico, Pallade potrebbe essere riclassificato come pianeta nano.

Composizione

Informazioni parziali sulla composizione di Pallade sono state determinate dall’analisi spettroscopica della sua superficie. Pallade appartiene alla classe degli asteroidi di tipo B.

Il componente principale della sua superficie è un silicato, povero di ferro ed acqua, molto simile alla meteorite di Renazzo, scoperta nell’Emilia nel 1824 ed è una delle meteoriti più primitive conosciute.

Superficie

Poco o nulla è noto delle caratteristiche superficiali di Pallade. Le immagini raccolte dal Telescopio spaziale Hubble con una risoluzione di circa 70 km per pixel mostrano variazioni tra un pixel e l’altro, che, tuttavia, combinate con l’albedo di Pallade – mediamente del 12% – si collocano al limite inferiore di rilevabilità. Sono inoltre piuttosto limitate le differenze tra le curve di luce ottenute nel visibile e nell’infrarosso, mentre c’è un maggiore distacco nell’ultravioletto. Queste ultime suggeriscono la presenza di un grosso bacino d’impatto nell’emisfero settentrionale dell’asteroide

Igea

Igea è il quarto in ordine di grandezza, con un diametro medio superiore ai 400 km. ed una massa stimata pari al 3% di quella totale della fascia di asteroidi. Nonostante ciò, fu il decimo ad essere individuato perché la superficie scura rende l’asteroide meno visibile di quanto le sue dimensioni implicherebbero.

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

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 ed Igea è stato quindi indicato come uno degli oggetti che meriterebbero di essere studiati da vicino. Nel 2006 è stata presentata alla NASA la missione Exploring the Very Earliest Epoch (EVE), nell’ambito del Programma Discovery. La proposta, non approvata, suggeriva di lanciare verso Igea una copia della sonda Dawn. Nel 2013, all’Agenzia Spaziale Europea è stata presentata 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.

Igea si sarebbe formato quindi 4,57 miliardi di anni fa nella porzione esterna della fascia.

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 una ricerca spettroscopica nel 2002 non abbia individuato un corrispettivo esatto dei minerali presenti sull’asteroide nei meteoriti raccolti sulla Terra, nonostante alcune corrispondenze con le proprietà del meteorite Yamato 8216. 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. La superficie sarebbe ricoperta da uno strato di regolite dallo spessore superiore agli 8 cm.

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.

Gaspra

951 Gaspra è un asteroide della fascia principale del diametro medio di circa 12,2 km. Scoperto nel 1916, presenta un’orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 2,2094488 UA e da un’eccentricità di 0,1740047, inclinata di 4,10252° rispetto all’eclittica.

Stanti i suoi parametri orbitali, è considerato un membro della famiglia Flora di asteroidi.

Il 29 ottobre 1991 venne raggiunto ed osservato dalla sonda Galileo nel suo viaggio di avvicinamento verso Giove (foto pubblicata ad inizio articolo)

l’intruso

Ha un ‘volto’ e un nome l’intruso cosmico avvistato in ottobre nel Sistema Solare ed è qualcosa di mai visto finora: si chiama Oumuamua, ‘messaggero’ nella lingua delle Hawaii, ed è un asteroide interstellare lungo circa 800 metri e largo 100, piatto e di colore rosso scuro. Probabilmente è fatto di un materiale ricco di metalli, nel quale i raggi cosmici hanno prosciugato ogni traccia di acqua. 

Scoperto il 19 ottobre 2017 dal telescopio Pan-STARRS 1 nelle Hawaii, inizialmente il corpo celeste sembrava una cometa o un piccolo asteroide come tanti, ma le osservazioni nei due giorni successivi hanno indicato che si trattava di qualcosa di insolito. Così il corpo celeste è stato riclassificato dall’Unione Astronomica Internazionale (Iau) che ha creato una nuova classe di oggetti celesti, ossia gli asteroidi interstellari.

Subito dopo l’avvistamento è stata reclutata un’armata di telescopi per studiare l’intruso, fra i quali il Very Large Telescope (Vlt) dell’Osservatorio europeo meridionale (Eso). Grazie alle immagini catturate, i ricercatori hanno scoperto che la luminosità di Oumuamua varia drasticamente mentre completa una rotazione sul proprio asse ogni 7,3 ore. ”Questo indica – osserva Meech – che l’asteroide è molto allungato. Abbiamo anche scoperto che ha un colore rosso scuro, simile a quello dei corpi celesti della periferia del Sistema Solare”.

Le osservazioni indicano anche che Oumuamua sia fatto di un materiale ricco di metalli, nel quale acqua e ghiaccio sono stati prosciugati dai raggi cosmici. Si stima che un asteroide interstellare, come questo, si intrufoli nel Sistema Solare una volta all’anno, ma questi corpi celesti sono troppo piccoli e difficili da vedere. Tuttavia, adesso gli astronomi intendono intensificare le ricerche per scoprirne altri e continueranno a osservare Oumuamua mentre si allontana, per capire se davvero arrivi dalla costellazione della Lira, come suggerivano i primi calcoli, e quale sarà la sua prossima destinazione.

Tuttavia alcuni astronomi avanzano la teoria che l’asteroide intruso sia composto di una materia tanto densa,  forse materia oscura, al punto che il suo passaggio fra l’orbita di Mercurio e quella della Terra potrebbe deviare di una decina di metri l’orbita di Mercurio e, in modo impercettibile quella della Terra. L’ipotesi, pubblicata sul sito arXiv, arriva da un’istituzione scientifica che gode di ottima fama, come l’università californiana di Stanford. Molto cauta la reazione del mondo scientifico, che guarda comunque con interesse alla possibilità di verificare l’ipotesi

per saperne di più https://dawn.jpl.nasa.gov/

 

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fu genocidio…

chiunque di noi lo sapeva già che in quei giorni di quei mesi di quegli anni l’europa era ricaduta in una barbarie che mai più sarebbe dovuta accadere, eppure accade…che sia di monito questa condanna di un uomo che equivale alla condanna di ogni pratica politica violenta o che ingeneri impossibilità al dialogo o che agiti l’ethnos a motivo di qualcosa…mai più!!! 

ansa – Il tribunale penale internazionale dell’Aja per i crimini nella ex Jugoslavia (Tpi) ha condannato all’ergastolo, in primo grado, l’ex generale Ratko Mladic, ex comandante dell’esercito serbo bosniaco, per genocidio e crimini di guerra e contro l’umanità perpetrati durante la guerra in Bosnia (1992-95). A Sarajevo Ratko Mladic volle portare avanti una campagna micidiale di bombardamenti e cecchini e a Srebrenica volle perpetrare genocidio, persecuzione, sterminio, assassinio e atti disumani attraverso trasferimenti forzati. Lo ha detto il giudice del Tribunale per la ex Jugoslavia leggendo la sentenza nei confronti dell’ex generale.

Il giudice aveva allontanato Ratko Mladic dall’aula dopo uno scoppio di ira contro la corte. Il giudice sta leggendo il verdetto.

Mladic, tra le altre cose, era accusato di essere stato alla testa delle peggiori atrocità commesse durante il conflitto, come l’assedio di tre anni di Sarajevo ed il massacro di ottomila musulmani nell’enclave di Srebrenica, la peggiore esecuzione di massa in Europa dalla Seconda guerra mondiale.

Risultato immagine per Massacro di Srebrenica

Risultato immagine per Massacro di SrebrenicaRisultato immagine per Massacro di Srebrenica

Risultato immagine per Massacro di Srebrenica

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