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

Callisto.jpg

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

Risultato immagine per Massacro di Srebrenica

 

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il sistema solare in immagini – parte III – marte

nell’esposizione del tema, salteremo la terra che ovviamente è il terzo pianeta a partire dal sole ed ha un satellite naturale, la luna, non per ignorare che la nostra casa sia un semplice oggetto del sistema solare, quanto per maggiore scorrevolezza dell’esposizione stessa, dedicando però sia alla terra che alla luna un focus specifico

la maggiore lunghezza di questa parte ovviamente dipende dal fatto che allo stato attuale marte non è soltanto l’oggetto cosmico più indagato finora dall’uomo, luna esclusa (ma parliamo del cortile di casa, ma quello che, sia in passato che oggi, ancora costituisce un luogo dell’immaginario collettivo, sia per la sua somiglianza con la terra, sia per le immagini ormai divenute familiari del pianeta rosso, sia per quell’archetipo che ci ha sempre fatto pensare alla vita aliena come ai “marziani” (e vedremo come fino agli anni 60 dello scorso secolo ciò fosse ancora vero), sia ancora per quel breve passo che ci separa da lui…se esiste o è esistita vita su marte è una domanda che ci poniamo ancora, mentre altri mondi si sono aggiunti alla ricerca di forme di vita che credo sia il vero movente della ricerca spaziale

Marte

Marte è il quarto pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole, visibile ad occhio nudo, ed è l’ultimo dei pianeti rocciosi di tipo terrestre. È anche chiamato il pianeta rosso a causa del suo colore dovuto alle grandi quantità di ossido di ferro che lo ricoprono.

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sopra mosaico globale di 122 immagini riprese dalla sonda Viking 1, in orbita intorno al pianeta, il 22 febbraio 1980. al centro la Valles Marineris, l’enorme spaccatura della crosta di marte

Pur presentando temperature medie superficiali piuttosto basse (tra −140 °C e 20 °C), il pianeta è il più simile alla Terra tra quelli del sistema solare, con dimensioni intermedie fra quelle del nostro pianeta e della Luna, presenta un’inclinazione dell’asse di rotazione e durata del giorno simili a quelle terrestri. La sua superficie presenta formazioni vulcaniche, valli, calotte polari e deserti sabbiosi, e formazioni geologiche che vi suggeriscono la presenza di un’idrosfera in un lontano passato. La superficie del pianeta appare fortemente craterizzata, a causa della quasi totale assenza di agenti erosivi e dalla totale assenza di tettonica delle placche e con la bassa densità dell’atmosfera non in grado di consumare una buona parte dei meteoriti. Fra le formazioni geologiche più notevoli di Marte si segnalano l’Olympus Mons o monte Olimpo, il vulcano più grande del sistema solare (alto 27 km); le Valles Marineris, un lungo canyon notevolmente più esteso di quelli terrestri e un enorme cratere sull’emisfero boreale ampio circa 40% dell’intera superficie marziana.

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foto di marte all’osservazione amatoriale

In passato all’osservazione diretta Marte presentava variazioni di colore imputate alla presenza di vegetazione stagionale, ma sia osservazioni spettroscopiche dell’atmosfera che la missione Mariner 4 (1965) mostrarono invece un pianeta desertico e arido, caratterizzato da tempeste di sabbia periodiche e violente, ma soprattutto senza alcun segno di presenza di manufatti (il primo atterraggio di sonde automatiche avvenne undici anni dopo, con le missioni Viking I e II, ma non vennero rilevate tracce di vita o di composti organici in superficie, anche se missioni più recenti hanno evidenziato presenza di acqua sotto forma di ghiaccio ed osservazioni satellitari la probabile liquefazione di questo in acqua). Attorno al pianeta orbitano due satelliti naturali, Fobos e Deimos, di piccole dimensioni e forma irregolare, probabilmente asteroidi catturati dalla gravità del pianeta.

A occhio nudo Marte appare di un marcato colore giallo-arancio o rossastro e per luminosità è il più variabile nel corso della sua orbita tra tutti i pianeti esterni: la sua magnitudine apparente infatti passa da +1,8 alla congiunzione fino a −2,9 all’opposizione perielica, che si verifica ogni due anni circa e rende il pianeta difficile da osservare. A causa dell’eccentricità orbitale la sua distanza relativa varia a ogni opposizione determinando piccole e grandi opposizioni, tanto che il 27 agosto 2003 alle 9:51:13 Marte si è trovato nella posizione più vicina alla Terra in 60 000 anni, 55.758.006 km (0,372 719 UA, sigla che sta ad indicare la distanza media tra terra e sole), avvicinamento che sarà, il 22 agosto 1924, a 0,372 846 UA, il 24 agosto 2208 sarà di 0,372 79 UA e picco di questo millennio l’8 settembre 2729, quando si troverà a 0,372 004 UA dalla Terra.

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un’altra immagine di Marte dove appare ben visibile la Valles Marineris

Con l’osservazione al telescopio sono visibili già alcuni dettagli caratteristici della superficie. Basta un piccolo obiettivo da 70-80 millimetri per osservare macchie chiare e scure sulla superficie e le calotte polari; con un 100 millimetri si può riconoscere il Syrtis Major Planum. L’aiuto di filtri rossi permette inoltre di delineare meglio i bordi tra regioni di diversa natura geologica. Con un obiettivo da 250 mm e condizioni di visibilità ottimali sono visibili i caratteri principali della superficie, i rilievi e i canali. La visione di questi dettagli può essere parzialmente oscurata da tempeste di sabbia su Marte che posso estendersi fino a coprire tutto il pianeta.

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una immagine dalla missione Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN), lanciata nel novembre 2013 

Moto retrogrado apparente di Marte

L’avvicinarsi di Marte all’opposizione comporta l’inizio di un periodo di moto retrogrado apparente, durante il quale, se ci si riferisce alla volta celeste, il pianeta appare in moto nel verso opposto all’ordinario, (quindi da est verso ovest anziché da ovest verso est) con la sua orbita che sembra formare un ‘cappio’ (in inglese “loop”); il moto retrogrado di Marte dura mediamente 72 giorni.

Esplorazioni del pianeta

Numerose sono state le missioni, passate ed ancora in corso, verso Marte intraprese da Unione Sovietica, Stati Uniti, Europa e Giappone per studiarne geologia, atmosfera e superficie ma occorre ricordare che quasi i due terzi delle missioni sono risultate insuccessi per inconvenienti tecnici, cosa questa che risulta un’ulteriore motivazione per proseguire le ricerche, per trovare tracce di vita sul pianeta, possibilità ridotta dal clima, assenza di atmosfera e bombardamento cosmico, tuttavia non impossibile a livello microbico, visto che appare confermata non solo la presenza di acqua in tempi remoti, ma la presenza di acqua ancora oggi in forma ghiacciata, fusa o sotterranea

Le missioni spaziali sono però vincolate a finestre di lancio di 2-3 mesi ogni 780 giorni, corrispondente al periodo sinodico, con la seguente tabella fino al 2020

 

Anno

Lancio

Arrivo

2018

Apr 2018 – Mag 2018

Nov 2018 – Gen 2019

2020

Lug 2020 – Set 2020

Gen 2021 – Nov 2021

 

 Missioni passate

La prima missione che ebbe successo fu nel 1964-65 con il passaggio in prossimità di Marte del Mariner 4 della NASA, ma i risultati diversi dalle aspettative di un pianeta vivo portarono a riduzioni ingenti delle risorse per l’esplorazione del pianeta, con annullamenti e rinvii di missioni pianificate, pur continuando altre missioni del programma (mariner 6, 1969, 75 immagini, mariner 7 126 immagini, mariner 9, 1971, 349 giorni in orbita intorno a marte). Il primo atterraggio fu nel 1971 con la sonda sovietica Mars 3 (dopo i fallimenti del cosmos 419 e del mars 2, che aveva rilasciato un modulo schiantatosi al suolo) che 20 secondi dopo l’atterraggio però perse i contatti con la Terra. 

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sopra e sotto, 3 immagini della missione mariner 4 (1965)

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Fu il programma Viking della NASA (due satelliti orbitanti con un modulo di atterraggio che raggiunsero il suolo nel 1976) che aprì con successo l’esplorazione a terra. Il Viking 1 rimase operativo per sei anni, il Viking 2 per tre con le prime foto a colori della superficie marziana e mappature di qualità tale da essere ancora oggi usate.

Color image of rocky Martian surface with portion of Viking Lander in lower right corner

sopra la prima immagine a colori di marte scattata dalla viking 1

sotto un’altra immagine scattata dalla viking 1

sopra una immagine scattata dalla viking 2

sotto un’altra immagine scattata dalla viking 2

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Nel 1988 i moduli sovietici Phobos 1 e 2 furono inviati per lo studio di Marte e delle sue due lune. Si perse il segnale di Phobos 1 mentre era in viaggio e Phobos 2 riuscì a inviare foto del pianeta e di Phobos ma un guasto impedì di liberare due sonde sulla luna e nè miglior sorte ebbe la missione Phobos-Grunt lanciata nel novembre del 2011 e precipitata a terra nel gennaio successivo, dopo che problemi tecnici occorsi hanno impedito la prosecuzione del viaggio verso l’obiettivo.

sopra il monte olimpo ripreso dal mars global surveyor

sotto  altre immagini riprese dal mars global surveyorRisultato immagine per mars global surveyor best images

Risultato immagine per mars global surveyor best imagesRisultato immagine per mars global surveyor best images

Dopo il fallimento nel 1992 del Mars Observer, la NASA nel 1996 inviò il Mars Global Surveyor; la missione di mappatura fu un completo successo e si concluse nel 2001. I contatti si interruppero nel novembre del 2006 dopo 10 anni nell’orbita marziana. Un mese dopo il lancio del Surveyor, la NASA lanciò il Mars Pathfinder che trasportava il robot da esplorazione Sojourner, atterrato nell’Ares Vallis, una missione di successo, famosa per le immagini inviate sulla Terra.

Risultato immagine per Sojourner marte

sopra e sotto l’uscita del rover Sojourner

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Nel 2001 la NASA inviò il satellite Mars Odyssey. Il satellite, dotato di uno spettrometro a raggi gamma, ha identificato grandi quantità di idrogeno nella regolite marziana. Si ritiene che l’idrogeno fosse contenuto in ampi depositi di ghiaccio. La missione scientifica della sonda terminò nel settembre 2010 e da allora è utilizzato come satellite di collegamento nelle comunicazioni tra le missioni sulla superficie del pianeta e i centri di controllo a terra.

Nel 2003 l’ESA lanciò il Mars Express Orbiter assieme al modulo di atterraggio Beagle 2 che venne dichiarato perso agli inizi del febbraio 2004. Grazie al Planetary Fourier Spectrometer, alloggiato nel satellite, fu scoperto il metano su Marte. Nel giugno 2006 l’ESA inoltre annunciò l’avvistamento di aurore sul pianeta.

Il 12 agosto 2005 fu la volta del Mars Reconnaissance Orbiter della NASA che arrivò a destinazione il 10 marzo 2006 per una missione di due anni. Tra gli obiettivi, la mappatura del terreno marziano e delle condizioni atmosferiche per trovare un luogo di atterraggio adatto alle prossime missioni. Il Mars Reconnaissance Orbiter scattò le prime immagini di valanghe presso il polo nord del pianeta il 3 marzo 2008.

Risultato immagine per Mars Reconnaissance Orbiter

Risultato immagine per Mars Reconnaissance Orbiter

sopra e sotto alcune immagini scattate dal mars reconnaissance orbiter

Risultato immagine per Mars Reconnaissance Orbiter

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Il Phoenix Mars Lander, lanciato il 4 agosto 2007, raggiunse il polo nord marziano il 25 maggio 2008. Il modulo era dotato di un braccio meccanico con un raggio d’azione di 2,5 metri in grado di scavare per 1 metro nel suolo e disponeva inoltre di una telecamera in miniatura che il 15 giugno 2008 scoprì una sostanza che si rivelò essere acqua. La missione si concluse il 10 novembre con la perdita definitiva di ogni contatto, al sopraggiungere della stagione invernale marziana.

Phoenix Scoop Inverted Showing Rasp

sopra una foto scattata dal Phoenix Mars Lander

sotto una foto scattata dal Phoenix Mars Lander che rileva la presenza di ghiaccio d’acqua a pochi centimetri sotto la superficie del pianeta

Risultato immagine per Phoenix Mars Lander

Tra il 2007 e il 2011, l’ESA e la Russia condussero simulazioni del viaggio umano verso Marte e ritorno, nell’ambito del progetto Mars-500. La missione Dawn passò nell’orbita di Marte nel febbraio 2009 per poter proseguire il suo viaggio verso Vesta e Cerere, nella fascia degli asteroidi.

Missioni in corso

I due rover gemelli Spirit (MER-A) e Opportunity (MER-B), lanciati dalla NASA, raggiunsero il suolo marziano nel gennaio 2004. Tra le scoperte principali si ha la prova definitiva dell’esistenza di acqua allo stato liquido nel passato, grazie al ritrovamento delle sue tracce in entrambi i punti di atterraggio. I diavoli di sabbia (piccoli tornado) e le forti correnti inoltre hanno allungato la vita dei rover grazie alla continua pulizia dei loro pannelli solari. Il 22 marzo 2010 si persero i contatti con Spirit, mentre Opportunity è invece ancora attivo.

Risultato immagine per rover spirit

sopra una immagine del modulo di trasporto del rover spirit

sotto una immagine delle apollo Hills del scattata dal rover spirit

 Risultato immagine per rover opportunity

sopra e sotto immagini scattate dal rover opportunity

Risultato immagine per rover opportunity

Risultato immagine per rover opportunityRisultato immagine per rover opportunity

Il 6 agosto 2012 atterrò su Marte il rover Curiosity, il maggiore per dimensioni e complessità tecnologica sviluppato dalla NASA, con l’obiettivo di investigare sulla passata e presente capacità del pianeta di sostenere la vita. La sonda, nel suo cammino all’interno del cratere Gale, individuato come punto di passate condizioni atte ad ospitare vita teorica, ha trovato acqua, zolfo e sostanze clorurate nei primi campioni di suolo marziano, a testimonianza di una chimica complessa. La NASA ha precisato che il risultato è solo la conferma che gli strumenti della sonda hanno funzionato alla perfezione, e che sono stati trovati indizi di composti organici, ma che non è possibile escludere che questi possano essere stati trasportati su Marte dalla stessa Curiosity. La missione continua regolarmente.

Risultato immagine per rover curiosity

sopra un selfie scattato dal rover curiosity

sotto altre foto scattate dal rover curiosityRisultato immagine per rover curiosity

Risultato immagine per rover curiosity

Risultato immagine per rover curiosity

La Mars Orbiter Mission, nota anche con la denominazione Mangalyaan, fu la prima missione per l’esplorazione di Marte dell’Indian Space Research Organisation (ISRO), il cui vettore fu lanciato il 3 novembre 2013 per raggiungere l’orbita marziana il 24 settembre 2014. La missione fu ideata per sviluppare le tecnologie necessarie per la progettazione, programmazione, gestione e controllo di una missione interplanetaria. L’agenzia spaziale indiana fu dunque la quarta a raggiungere Marte, dopo la russa RKA, la statunitense NASA e l’europea ESA.

La sonda MAVEN fu lanciata con successo il 18 novembre 2013, per inserirsi in un’orbita ellittica attorno a Marte il 16 settembre del 2014, ad un’altezza compresa tra 90 miglia (145 km) e 3 870 miglia (6 228 km) dalla superficie.

Il 14 marzo 2016 l’ESA ha lanciato il Trace Gas Orbiter (TGO) e il Lander Schiaparelli, parte della missione ExoMars, un progetto in cui l’Italia è il primo finanziatore e italiana anche molta della tecnologia di bordo. Il Lander Schiaparelli ha tentato un atterraggio, purtroppo senza successo per via di un presumibile guasto all’altimetro.

Missioni future

Nella finestra di lancio del 2018 è prevista la sola missione fly-by statunitense InSight con un lander e due CubeSat, per condurre uno studio approfondito della struttura interna del pianeta.

Nella finestra successiva, a metà del 2020, è però previsto un numero maggiore di missioni, di agenzie spaziali private e pubbliche. Nell’ambito di ExoMars, verrà inviato un rover sulla superficie di Marte. Esso sarà il primo rover in grado di perforare il suolo fino a 2 metri di profondità per stabilire l’eventuale esistenza di vita passata su Marte. A tale scopo infatti i campioni forniti dalla perforatrice verranno analizzati da Urey, il rilevatore di materia organica e ossidanti finanziato dalla NASA, in grado di rilevare tracce di molecole organiche e stabilire se siano state originate da forme di vita o meno e, nel caso, quali condizioni ne hanno provocato la scomparsa. La missione Exomars avrà inoltre tra i suoi obiettivi la validazione delle tecnologie necessarie per l’esplorazione sicura del pianeta in prospettiva di una “Mars Sample Return”, ovvero una missione di andata e ritorno sulla Terra. La NASA prevede di inviare Mars 2020, rover gemello di Curiosity, ma con strumentazione scientifica differente, per studiare l’abitabilità di Marte, definire il clima e preparare future missioni umane, testando anche la produzione di ossigeno in situ.

Il NICT di Tokyo, National Institute of Information and Communications Technology, in collaborazione con l’Università di Tokyo ha progettato Mars Terahertz Microsatellite, un microsatellite dedicato allo studio degli isotopi di ossigeno presenti nell’atmosfera marziana, che verrà lanciato come payload (carico a pagamento) secondario in una missione ancora da specificare. Allo studio dell’atmosfera si dedicherà anche Mars Hope, una sonda degli Emirati Arabi Uniti che verrà lanciata dal centro spaziale di Tanegashima. L’agenzia spaziale cinese invierà una sonda ben più complessa, comprensiva di orbiter, lander e rover, con in dotazione un radar di profondità per mappare la crosta marziana fino a una profondità di 400 metri.

Nella finestra successiva, nel 2022, l’Indian Space Research Organisation, dopo il successo di Mars Orbiter Mission, prevede di inviare una sonda Mangalyaan 2 composta di orbiter, lander e rover, per progredire nell’indagine scientifica dell’atmosfera e del suolo marziano. Sempre nel 2022, l’azienda privata SpaceX ha annunciato di voler inviare una navicella per la produzione in-situ di risorse necessarie ad un’ipotetica missione umana nel 2024.

L’esplorazione con equipaggi di Marte è stata considerata come un obiettivo a lungo termine dagli Stati Uniti attraverso il Vision for Space Exploration annunciato nel 2004 da Bush, sostenuto successivamente da Barack Obama e Donald Trump. Una cooperazione tra NASA e Lockheed Martin a questo proposito ha iniziato il progetto Orion la cui missione di prova è programmata per il 2020 verso la Luna per poi intraprendere il viaggio verso Marte. L’ESA invece prevede di inviare astronauti su Marte nel periodo tra il 2030 e il 2035. La missione sarà preceduta dall’invio di grandi moduli iniziando con l’ExoMars e un’altra missione di andata e ritorno.

Idrologia del pianeta

La presenza di acqua allo stato liquido parrebbe impossibile su Marte a causa della bassa pressione atmosferica, salvo in zone di elevata depressione e per brevi periodi di tempo, eppure scoperta di recente in alcune zone del pianeta, sia come effetto di disgelo, sia per motivi anora da chiarire. Il ghiaccio d’acqua però è abbondante ed i poli ne sono ricoperti, con lo strato di permafrost che si estende fino a latitudini di circa 60º, tanto che la NASA nel 2007 ha ipotizzato che lo scioglimento totale delle calotte polari sommergerebbe l’intero pianeta con uno strato d’acqua di 11 metri.

Risultato immagine per acqua su marte

sopra e sotto foto scattate dal Mars reconnaissance orbiter che provano la presenza di acqua allo stato liquido sul pianetaRisultato immagine per acqua su marte

Risultato immagine per acqua su marte

Si ritiene che grandi quantità di acqua siano intrappolate sotto la spessa criosfera marziana. La formazione della Valles Marineris e dei suoi canali di fuoriuscita dimostrano infatti che durante le fasi iniziali della storia di Marte fosse presente una grande quantità di acqua allo stato liquido. Una testimonianza la si può ritrovare nella Cerberus Fossae, una frattura della crosta risalente a 5 milioni di anni fa, dalla quale proviene il mare ghiacciato visibile sulla Elysium Planitia con al centro la Cerberus Palus. Tuttavia è ragionevole ritenere che la morfologia di questi territori possa essere dovuta alla stagnazione di correnti laviche anziché all’acqua. La struttura del terreno e sua inerzia termica paragonabile a quella delle pianure di Gusev, assieme alla presenza di formazioni coniche simili a vulcani, avvalorano la seconda tesi. In più la stechiometria molare frazionaria dell’acqua in quelle aree è solamente del 4%, fatto attribuibile più a minerali idrati che alla presenza di ghiaccio superficiale.

sopra foto di una microscopica formazione rocciosa originata da interazione con acqua ripresa da Opportunity 

sotto nuovo deposito in un cratere nella regione Centauri Montes

 

Grazie alle fotografie ad alta risoluzione del Mars Global Surveyor, è stata riscontrata la presenza di complesse reti naturali di drenaggio, apparentemente dotate di affluenti e corsi principali. Sono inoltre frequenti elementi morfologici interpretabili come conoidi di deiezione e delta fluviali, che implicano un agente allo stato liquido con caratteristiche simili a quelle dell’acqua senza differenze significative rispetto agli analoghi terrestri. La missione del rover Mars Science Laboratory (Curiosity), ha consentito per la prima volta la ripresa di immagini ravvicinate di sedimenti marziani interpretabili senza ambiguità come depositi alluvionali e deltizi originati da corsi d’acqua, con caratteri sedimentologici del tutto assimilabili a quelli terrestri.

Il Mars Global Surveyor tuttavia ha anche fotografato alcune centinaia di esempi simili a canali di trasudamento presso crateri e canyon. Questi burroni (Gully) sono maggiormente presenti su altipiani dell’emisfero australe e tutti hanno un orientamento di 30º rispetto al polo meridionale. Non sono state riscontrate erosioni o crateri lasciando supporre una loro formazione piuttosto recente.

Un esempio evidente di questo fenomeno di trasudazione di acqua dal sottosuolo, che è possibile individuare in certi burroni è visibile nell’immagine qui riportata. Essa mostra un pendio interessato da gully ripreso in due momenti successivi: nella seconda immagine (a destra), appare un elemento di colore chiaro che si configura come un nuovo deposito di sedimenti. Michael Meyer, il responsabile del Programma di Esplorazione Marziana della NASA, asserisce che solo un flusso di materiali con un elevato contenuto di acqua allo stato liquido può produrre un sedimento di tale forma e colore. Tuttavia non è ancora possibile escludere che l’acqua possa provenire da precipitazioni o da altre fonti che non siano sotterranee. Ulteriori scenari sono stati considerati, compresa la possibilità che i depositi siano stati causati da ghiaccio di anidride carbonica o dal movimento di polveri sulla superficie marziana.

Altre prove dell’esistenza passata di acqua allo stato liquido su Marte provengono dalla scoperta di specifici minerali come ematite e goethite che in certi casi si formano in presenza di acqua. Ad ogni modo, contemporaneamente alla scoperta di nuove prove dell’esistenza di acqua, vengono confutate precedenti ipotesi errate grazie agli studi di immagini ad alta risoluzione (circa 30 cm) inviate dal Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Nel settembre 2015, su un articolo su Nature Geoscience, è stata annunciata, sulla base delle ricognizioni del MRO, la scoperta di acqua liquida sul pianeta, confermando le teorie di molti studiosi e astronomi; si tratta di piccoli rigagnoli di acqua salata, che si generano periodicamente.

Superficie

La topografia di Marte presenta differenze nette tra i due emisferi: a nord dell’equatore si trovano enormi pianure coperte da colate laviche mentre a sud la superficie è segnata da grandi altipiani segnati da migliaia di crateri. Una teoria proposta nel 1980, e avvalorata da prove scientifiche nel 2008, giustifica questa situazione attribuendone l’origine a una collisione del pianeta con un oggetto con dimensioni pari a quelle di Plutone, avvenuta circa 4 miliardi di anni fa. Se tale teoria venisse confermata, l’emisfero boreale marziano, che ricopre circa il 40% del pianeta, diventerebbe il sito d’impatto più vasto del Sistema Solare. La superficie di Marte non pare movimentata dall’energia che caratterizza quella terrestre. In sostanza, Marte non ha una crosta suddivisa in placche, e quindi la tettonica a zolle del modello terrestre risulta inapplicabile al pianeta.

l’Olympus Mons

L’attività vulcanica è stata molto intensa, come testimonia la presenza di imponenti vulcani. Il maggiore di essi è l’Olympus Mons, che, con una base di 600 km e un’elevazione pari a circa 24 km rispetto alle pianure circostanti, è il maggior vulcano del sistema solare e molto simile ai vulcani a scudo delle isole Hawaii, originatisi dall’emissione di lava molto fluida. Tali giganteschi edifici vulcanici sono presenti perchè la crosta marziana è priva della mobilità delle placche tettoniche, così i punti caldi da cui sale in superficie il magma sono sempre nelle stesse zone del pianeta, senza spostamenti nel corso di milioni di anni di attività. La bassa gravità ha agevolato la lava, che su Marte ha un peso di poco superiore a quello dell’acqua sulla Terra, rendendo più facile la sua risalita dal sottosuolo e una più ampia e massiva diffusione sulla superficie.

Un gigantesco canyon, lungo 5 000 km, largo 500 km e profondo 5 – 6 km attraversa il pianeta all’altezza dell’equatore e prende il nome di Valles Marineris. La sua presenza costituisce un vero e proprio sfregio sulla superficie marziana, e data la sua enorme struttura, non è chiaro cosa possa averla prodotta, ma certamente non l’erosione data da agenti atmosferici o acqua. (un equivalente terrestre sarebbe un canyon che partendo da Londra arriva a Città del Capo, con profondità di 10 km). Un altro importante canyon è la Ma’adim Vallis (dal termine ebraico che indica Marte). La sua lunghezza è di 700 km, la larghezza 20 km e raggiunge in alcuni punti una profondità di 2 km. Durante l’epoca Noachiana del pianeta la Ma’adim Vallis era un enorme bacino di drenaggio di circa 3 milioni di chilometri quadrati.

Marte presenta inoltre approssimativamente 43 000 crateri d’impatto con un diametro superiore a 5 km; il maggiore è il Bacino Hellas, una struttura con albedo chiara visibile anche dalla Terra. Marte, per le sue dimensioni, ha una probabilità inferiore della Terra di entrare in collisione con un oggetto esterno, tuttavia il pianeta si trova più prossimo alla cintura degli asteroidi ed esiste la possibilità che entri addirittura in contatto con oggetti intrappolati nell’orbita gioviana.

Il Thermal Emission Imaging System (THEMIS) montato sul Mars Odyssey ha rilevato sette possibili ingressi di caverne sui fianchi del vulcano Arsia Mons. Le dimensioni di questi ingressi vanno dai 100 ai 252 m in larghezza e si ritiene che la loro profondità possa essere compresa tra i 73 e i 96 m. A parte la caverna “Dena”, tutte le caverne non lasciano penetrare la luce rendendo impossibile stabilirne le esatte dimensioni interne.

Il 19 febbraio 2008 il Mars Reconnaissance Orbiter ha immortalato un importante fenomeno geologico. Le immagini infatti hanno ripreso una frana spettacolare che si ritiene composta da ghiaccio frantumato, polvere e grandi blocchi di roccia che si sono distaccati da una scogliera alta circa 700 metri. Prove di tale valanga si sono riscontrate anche attraverso le nubi di polvere appunto sopra le stesse scogliere.

La gravità su Marte

Marte ha una massa pari all’11% di quella terrestre, mentre il suo raggio equatoriale misura 3. 392,8 km. Sulla superficie di Marte l’accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,376 volte quella terrestre.

La magnetosfera di Marte è assente a livello globale e, in seguito alle rilevazioni del magnetometro MAG/ER del Mars Global Surveyor e considerando che è stata constatata l’assenza di magnetismo sopra i crateri Argyre e Hellas Planitia, si presume sia scomparsa da circa 4 miliardi di anni, consentendo ai venti solari di colpire direttamente la ionosfera, tenendo così l’atmosfera del pianeta molto sottile per via della continua asportazione di atomi dalla parte più esterna della stessa. Sia il Mars Global Surveyor che il Mars Express hanno individuato queste particelle atmosferiche ionizzate allontanarsi dietro il pianeta.

La pressione atmosferica media è di 700 Pa, ma varia da un minimo di 30 Pa sull’Olympus Mons a oltre 1 155 Pa nella depressione di Hellas Planitia. Per un paragone Marte ha una pressione atmosferica che è meno dell’1% rispetto a quella della Terra. L’atmosfera marziana si compone principalmente di anidride carbonica (95%), azoto (2,7%), argon (1,6%), vapore acqueo, ossigeno e monossido di carbonio.

Tracce di metano rilasciate nell’atmosfera durante l’estate dell’emisfero nord

È provato la presenza di metano nell’atmosfera marziana, in alcune zone in grandi quantità; la concentrazione media si aggira comunque sulle 10 ppb per unità di volume. Dato che il metano è un gas instabile che viene scomposto dalla radiazione ultravioletta solitamente in un periodo di 340 anni, nelle condizioni atmosferiche marziane, la sua presenza indica l’esistenza di una fonte relativamente recente del gas. Tra le possibili cause vi possono essere l’attività vulcanica, l’impatto di una cometa e la presenza di forme di vita microbiche generanti metano. Un’altra possibile causa potrebbe essere un processo non biologico dovuto alle proprietà della serpentinite di interagire con acqua, anidride carbonica e l’olivina, un minerale comune sul suolo di Marte.

Durante l’inverno marziano l’abbassamento della temperatura provoca la condensa del 25-30% dell’atmosfera che forma spessi strati di ghiaccio d’acqua o di anidride carbonica solida (ghiaccio secco). Con l’estate il ghiaccio sublima causando grandi sbalzi di pressione e conseguenti tempeste con venti che raggiungono i 400 km/h. Questi fenomeni stagionali trasportano grandi quantità di polveri e vapore d’acqua che generano grandi cirri. Queste nuvole vennero fotografate dal rover Opportunity nel 2004.

Clima

Tra tutti i pianeti del sistema solare Marte è quello con il clima più simile a quello terrestre per via dell’inclinazione del suo asse di rotazione. Le stagioni tuttavia durano circa il doppio dato che la distanza dal Sole lo porta ad avere una rivoluzione di poco meno di 2 anni. Le temperature variano dai −140 °C degli inverni polari a 20 °C dell’estate equatoriale. La forte escursione termica è dovuta anche al fatto che Marte ha un’atmosfera sottile (e quindi una bassa pressione atmosferica) e una bassa capacità di trattenere il calore del suolo.

Una differenza interessante rispetto al clima terrestre è dovuta alla sua orbita molto eccentrica che crea un clima con una maggiore escursione termica nell’emisfero sud rispetto a quello nord, costantemente più freddo, tanto che le temperature estive dell’emisfero meridionale possono essere fino a 30 °C più calde di quelle di un’equivalente estate in quello nord.

Rilevanti sono anche le tempeste di sabbia che possono estendersi anche sull’intero pianeta. Solitamente si verificano quando Marte si trova prossimo al Sole ed è stato dimostrato che aumentano la temperatura atmosferica del pianeta, per una sorta di effetto serra che trattiene il calore dell’irradiazione solare.

Entrambe le calotte polari sono composte principalmente da ghiaccio ricoperto da uno strato di circa un metro di anidride carbonica solida (ghiaccio secco) al polo nord, mentre lo stesso strato raggiunge gli otto metri in quello sud, la sovrapposizione del ghiaccio secco sopra a quello d’acqua è dovuto al fatto che il primo condensa a temperature molto più basse e quindi successivamente a quello d’acqua in epoca di raffreddamento. Entrambi i poli presentano dei disegni a spirale causati dall’interazione tra il calore solare disomogeneo e la sublimazione e condensazione del ghiaccio. Le loro dimensioni variano inoltre a seconda della stagione.

Satelliti naturali

Marte possiede due satelliti naturali: Phobos e Deimos. Entrambi i satelliti vennero scoperti da Asaph Hall nel 1877. I loro nomi, Paura e Terrore, richiamano la mitologia greca secondo la quale Phobos e Deimos accompagnavano il padre Ares, Marte per i Romani, in battaglia. Non è ancora chiaro come e se Marte abbia catturato le sue lune. Entrambe hanno un’orbita circolare, prossima all’equatore, cosa piuttosto rara per dei corpi catturati. Tuttavia la loro composizione suggerisce proprio che entrambe siano oggetti simili ad asteroidi.

Phobos è la maggiore delle due lune misurando 26,6 km nel suo punto più largo. Si presenta come un oggetto roccioso dalla forma irregolare, segnata da numerosi crateri tra cui spicca per dimensioni quello di Stickney che ne copre quasi metà della larghezza complessiva. La superficie del satellite è ricoperta da regolite che riflette solo il 6 % della luce solare che lo investe. La sua densità media molto bassa inoltre ricorda la struttura dei meteoriti di condrite carbonacea e suggerisce che la luna sia stata catturata dal campo gravitazionale di Marte. La sua orbita attorno al Pianeta rosso dura 7 ore e 39 minuti, è circolare e si discosta di 1º dal piano equatoriale; tuttavia, essendo piuttosto instabile, può far pensare che comunque la cattura sia stata relativamente recente. Phobos ha un periodo orbitale più breve del periodo di rotazione di Marte sorgendo così da ovest e tramontando a est in sole 11 ore. L’asse più lungo del satellite inoltre punta sempre verso il pianeta madre mostrandogli così, come la Luna terrestre, solo una faccia. Poiché si trova sotto l’altitudine sincrona, Phobos è destinato, in un periodo di tempo stimato in 50 milioni di anni, ad avvicinarsi sempre più al pianeta fino a oltrepassare il limite di Roche e disintegrarsi per effetto delle intense forze mareali.

Deimos invece è la luna più esterna e piccola, essendo di 15 km nella sua sezione più lunga. Essa presenta una forma approssimativamente ellittica e, a dispetto della sua modesta forza di gravità, trattiene un significativo strato di regolite sulla sua superficie, che ne ricopre parzialmente i crateri facendola apparire più regolare rispetto a Phobos. Analogamente a quest’ultimo, presenta la stessa composizione della maggior parte degli asteroidi. Deimos si trova appena al di fuori dell’orbita sincrona e sorge a est impiegando però circa 2,7 giorni per tramontare a ovest, nonostante la sua orbita sia di 30 ore e 18 minuti. La sua distanza media da Marte è di 23 459 km. Come Phobos, mostra sempre la stessa faccia a Marte, essendo l’asse più lungo sempre rivolto verso di esso.

Sui punti Lagrangiani dell’orbita di Marte gravitano degli asteroidi troiani. Il primo, 5261 Eureka, fu individuato nel 1990. Seguirono (101429) o 1998 VF31, (121514) o 1999 UJ7 e 2007 NS2. Ad eccezione di UJ7 che si trova nel punto troiano L4, tutti gli asteroidi si posizionano in L5. Le loro magnitudini apparenti vanno da 16,1 a 17,8 mentre il loro semiasse maggiore è di 1,526 UA. Un’osservazione approfondita della sfera di Hill marziana, ad eccezione della zona interna all’orbita di Deimos che è resa invisibile dalla luce riflessa da Marte, può escludere la presenza di altri satelliti che superino una magnitudine apparente di 23,5 che corrisponde a un raggio di 90 m per un’albedo di 0,07.

Acqua su Marte

Nell’esplorazione moderna la Nasa si è concentrata nella ricerca di acqua sul pianeta quale elemento base per lo sviluppo della vita. In passato erano stati osservati i segni della passata presenza di acqua: sono stati osservati canali simili ai letti dei fiumi sulla terra. È tuttora oggetto di molti dibattiti l’origine dell’acqua liquida che un tempo scorreva sul pianeta; l’acqua, sotto forma di ghiaccio, costituisce una parte delle calotte polari. Altra acqua si trova sotto il suolo del pianeta, ma in quantità ancora sconosciuta. La presenza di acqua nel sottosuolo del polo sud di Marte è stata confermata dalla sonda europea Mars Express nel gennaio del 2004; nel 2005 il radar MARSIS ha individuato un deposito di ghiaccio dello spessore maggiore di un chilometro tra gli 1,5 e i 2,5 km di profondità, nei pressi della regione di Chryse Planitia. Nel luglio 2008 annunciò le prove della presenza dell’acqua su Marte.

Il 1º agosto 2008 la sonda Phoenix individua l’acqua sotto forma di ghiaccio, scavando di qualche centimetro la superficie di Marte, ma il ghiaccio è sublimato subito senza nessuna erosione.

Nell’ottobre 2008 è stata accertata dalla sonda Phoenix neve nelle nuvole marziane che si è però dissolta prima di raggiungere il suolo.

Il 17 dicembre 2014, il rover marziano Curiosity ha confermato la presenza di metano nell’atmosfera di Marte (addirittura con picchi superiori di 10 volte ai valori standard) e rilevato traccia di molecole organiche (quali composti dell’idrogeno, ossigeno e carbonio). Sebbene sia una scoperta importante, non è detto che la fonte di questi elementi sia biologica. Infatti, il metano potrebbe essere originato da processi geologici. Questa scoperta ha comunque aperto le porte agli scienziati, fornendo una pur remota speranza di trovare qualche forma di vita sul pianeta rosso.

Il 28 settembre 2015, la NASA ha annunciato di avere delle prove concrete che sulla superficie di Marte scorra acqua salata allo stato liquido sotto forma di piccoli ruscelli ma non si tratta di osservazione diretta.

Immagine in scala di Fobos (sopra) e Deimos (sotto).

Vita su Marte

Il 16 agosto 1996 la rivista Science annunciò la scoperta di prove concrete che suggeriscono l’esistenza della vita su Marte nel meteorite ALH 84001[132]. La ricerca venne intrapresa dagli scienziati del Johnson Space Center (JSC) Dr. David McKay, Dr. Everett Gibson e Kathie Thomas-Keprta assieme a un team di ricerca della Stanford University diretto dal Professor Richard Zare. Il meteorite fu rinvenuto presso le Allan Hills in Antartide e risulta uno dei 12 meteoriti rinvenuti sulla Terra che presentano le caratteristiche chimiche peculiari del suolo marziano. Dopo un’analisi che includeva microbiologia, mineralogia, geochimica e chimica organica si ritenne ragionevole affermare che in un periodo tra i 4 e i 3,6 miliardi di anni fa (periodo in cui il pianeta si presentava più caldo e umido) su Marte erano presenti forme di vita molto simili ai nanobatteri presenti sulla Terra. I risultati di tale ricerca vennero comunque presentati alla comunità scientifica con pareri discordanti sulla veridicità di questa tesi.

per ulteriori informazioni https://mars.nasa.gov/

n.b. il numero di immagini di marte è altissimo, quindi l’esposizione ha più la volontà di stuzzicare la vostra curiosità che di poter essere in qualche modo esaustiva…buona ricerca, dunque

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il sistema solare in immagini – parte II – venere

venere

Venere è il secondo pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole con un’orbita quasi circolare che lo porta a compiere una rivoluzione in 224,7 giorni terrestriÈ l’oggetto naturale più luminoso nel cielo notturno, dopo la Luna, conosciuto per questo fin dall’antichità e visibile soltanto poco prima dell’alba o poco dopo il tramonto

Classificato come un pianeta terrestre, a volte è definito il “pianeta gemello” della Terra, cui è molto simile per dimensioni e massa, ma molto differente dal nostro pianeta per atmosfera, costituita principalmente da anidride carbonica, molto più densa di quella terrestre, con una pressione al livello del suolo pari a 92 atmosfere. La densità e la composizione dell’atmosfera creano un imponente effetto serra, che lo rende il pianeta più caldo del sistema solare.

Venere è avvolto da uno spesso strato di nubi altamente riflettenti, composte principalmente da acido solforico, che impediscono la visione nello spettro visibile della superficie dallo spazio. Il pianeta non è dotato di satelliti o anelli e ha un campo magnetico debole, rispetto a quello terrestre

La storia delle esplorazioni spaziali verso Venere nasce nel 1961 con la missione sovietica Venera 1 che effettuò il fly-by del pianeta senza però riuscire a trasmettere alcun dato. Il programma Venera continuò fino al 1983 con 16 missioni.

oggi sappiamo che Venere possiede una superficie rovente con un’atmosfera corrosiva e altissima pressione, ma gli scienziati sovietici delle missioni Venera in mancanza di dati osservabili, si aspettavano una sorta di oceano tanto che sulla sonda Venera 4 nel 1967 installarono un morsetto fatto di zucchero bianco raffinato che, a contatto con l’acqua (o altro fluido), si sarebbe sciolto facendo scattare l’antenna che con questo stratagemma si sarebbe salvata dall’affondamento della sonda, ma Venera 4 non trovò un oceano, non raggiungendo neppure la superficie del pianeta poiché interruppe ogni trasmissione di dati quando la pressione atmosferica superò le 15 atmosfere, meno di un sesto delle 93 sulla superficie.

Si trattava, comunque, di un risultato straordinario: per la prima volta un veicolo costruito dall’uomo aveva comunicato dati relativi all’analisi delle condizioni di un ambiente extraterrestre. I sovietici studiarono quindi una sonda più resistente, ipotizzando che una sonda su Venere dovesse resistere a una pressione di 60 atmosfere, quindi di 100 e infine di 150 atmosfere.

Venera 7 fu costruita per sopportare una pressione di 180 atmosfere, e lanciata il 17 agosto 1970; il 15 dicembre dello stesso anno trasmise il segnale tanto atteso, conquistando il primato di prima sonda atterrata su un altro pianeta, comunicando con la Terra. Nel 1975 i sovietici inviarono le sonde gemelle Venera 9 e 10 equipaggiate con un disco frenante per la discesa nell’atmosfera e di ammortizzatori per l’atterraggio, che trasmisero immagini in bianco e nero della superficie di Venere, mentre le sonde Venera 13 e 14 rimandarono le prime immagini a colori

La NASA iniziò il suo programma di esplorazione spaziale verso Venere nel 1962 con il programma Mariner: tre sonde riuscirono con successo ad effettuare un fly-by del pianeta e trasmettere i dati alla Terra. Nel 1978 gli statunitensi lanciarono diverse sonde separate verso Venere, nell’ambito del progetto Pioneer Venus, per lo studio in particolar modo dell’atmosfera venusiana. Negli anni ottanta i sovietici proseguirono invece con le sonde Venera: le Venera 15 e 16 lanciate nel 1983 e dotate di Radar ad apertura sintetica, mapparono l’emisfero nord del pianeta rimanendo in orbita attorno ad esso. I sovietici lanciarono anche, nel 1985, le sonde Vega 1 e 2, rilasciarono moduli sulla superficie, prima di andare verso l’incontro alla cometa di Halley, altro oggetto di studi di quelle missioni. Vega 2 atterrò nella regione Aphrodite raccogliendo un campione di roccia contenente Anortosite – troctolite, materiale raro sulla Terra ma presente negli altopiani lunari.

Nel 1989 la NASA, utilizzando lo Space Shuttle, lanciò verso Venere la Sonda Magellano, dotata di radar che permise una mappa quasi completa del pianeta, con una risoluzione nettamente migliore rispetto alle precedenti missioni, lavorando per ben 4 anni prima della caduta nell’atmosfera venusiana

Negli ultimi decenni, per risparmiare combustibile, Venere è stato spesso usato come fionda gravitazionale per missioni dirette verso altri pianeti del sistema solare, come nel caso della Galileo, diretta verso Giove e le sue lune, e la Cassini-Huygens, diretta all’esplorazione del sistema di Saturno e che effettuò due fly-by con Venere tra il 1998 e il 1999, prima di dirigersi verso le regioni esterne del sistema solare. Nel 2004 il pianeta venne usato due volte come fionda gravitazionale dalla sonda MESSENGER per dirigersi all’interno del sistema solare verso Mercurio.

Venus Express, lanciata nel 2006, ha eseguito una mappatura completa della superficie, e nonostante fosse inizialmente prevista una durata della missione di due anni, essa fu estesa fino al dicembre del 2014.

Il 26 novembre del 2013 la NASA ha lanciato anche il Venus Spectral Rocket Experiment (VeSpR), un telescopio suborbitale per lo studio dell’atmosfera di Venere nell’ultravioletto, non possibile dalla superficie della Terra in quanto l’atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei raggi UV. Lo scopo degli scienziati è individuare la quantità di atomi di idrogeno e deuterio rimasti nell’atmosfera venusiana, per ricostruire la storia del pianeta e capire se effettivamente esisteva una grande quantità di acqua nel passato, come ipotizzato.

Missioni attuali e future

Planet-C, o Venus Climate Orbiter, è una sonda giapponese ribattezzata dopo il lancio col nome di Akatsuki ed è stata lanciata il 20 maggio 2010 dal centro spaziale di Tanegashima. Avrebbe dovuto entrare in orbita attorno a Venere nel dicembre del 2010, con lo scopo di studiare la dinamica dell’atmosfera venusiana, ciononostante, a causa di un problema col computer di bordo, la manovra fallì. Non avendo subito gravi danni la sonda è però riuscita ad entrare in orbita attorno al pianeta nel dicembre 2015.

Tra le missioni candidate per il lancio nel 2024, come quarta missione nell’ambito del Programma New Frontiers della NASA, ci sono la Venus Origins Explorer (VOX), Venus In situ Composition Investigations (VICI) e Venus In Situ Atmospheric and Geochemical Explorer (VISAGE); la missione vincitrice, tra queste tre e altre con altri obiettivi, verrà selezionata nel 2019. Le missioni comprendono lo studio chimico-fisico della sua crosta e l’analisi della sua atmosfera.

L’agenzia spaziale indiana, forte del sucesso della missione Chandrayaan-1 sulla Luna, pianifica la missione Indian Venusian orbiter mission, con lancio nel 2020, per lo studio dell’atmosfera del pianeta.

Venera-D è un progetto dell’Agenzia Spaziale Russa, che inizialmente prevedeva l’atterraggio di un lander sulla superficie nel 2014. Tuttavia in fase di riprogettazione della missione, dopo i fallimenti delle sonde Phobos, il progetto perse priorità rispetto ad altre missioni, all’interno del programma spaziale russo e, dopo che il lancio è stato rimandato al 2024, nell’agosto del 2012 si è deciso di posticipare la missione al 2026.

sopra venere vista dal telescopio orbitante hubble nel 2010

sotto immagini di venere al radar

 Risultato immagine per venere

Risultato immagine per venere

I venti elettrici strappano via oceani a Venere alt_tag

sopra Immagine radar del sito di atterraggio della sonda sovietica Venera 10, fotografato dalla sonda statunitense Magellano

sotto immagini reali delle sonde venera

Risultato immagine per superficie di venereRisultato immagine per superficie di venereCaptura de pantalla 2014-07-22 a la(s) 23.49.17

sopra immagine scattata da venera 9 (1975) ricostruzione dall’originale

sotto immagine scattata da venera 10 (1975) ricostruzione dall’originale

Captura de pantalla 2014-07-22 a la(s) 23.48.56

sotto le due foto ricostruite sulla scorta degli originali

 sotto ricostruzione delle foto scattate da venera 13 e 14

Venera1314La superficie di Venere: 34 KB

sopra La superficie di Venere ricostruita in base alle misure radar della sonda Magellan: per esigenze di miglior comprensione, la dimensione verticale in questo tipo d’immagine è moltiplicata di un fattore 10; in realtà le altezze delle montagne e le profondità delle valli sono dieci volte inferiori a quanto mostrato

sotto Un’altra ripresa radar ricostruita del pianeta inquadrato dalla sonda Magellan: vi si osserva un complesso sistema di rilievi montuosi, vallate e i resti di antiche colate laviche

Saturno ripreso da Cassini: 35 KBSuperficie di Venere: 35 KB

sopra Anche questa zona della superficie di Venere appare un susseguirsi di montagne e canyons; ci si ricordi che al suolo la temperatura è di oltre quattrocentro gradi celsius mentre la pressione è di quasi novanta bar

sotto altre montagne e canyons

 Superficie di Venere: 36 KB

Superficie di Venere: 146 KB

sopra La superficie in bianco e nero ripresa dal radar della sonda Magellan; si vedono formazioni di varie tipologie, tra le quali vulcani, colate laviche, crateri d’impatto, faglie crostali . L’immagine copre una regione piuttosto vasta, con le strutture circolari che vanno da una dimensione di 50 ad una di 230 km. Dal vulcano centrale si dipartono una serie di fratture crostali; inquadratura ricostruita in base alle misure radar della sonda Magellan

sotto la stessa immagine ricostruita

Superficie di Venere: 33 KB
sopra un vulcano ripreso da due angolature differenti
sotto un altro vulcano ricostruito dalle immagini radar
Volcano on Venus
per saperne di più www.nasa.gov/venus

 

 

 

 

 

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il sistema solare in immagini – parte I – mercurio

come saprete anche da qualche articolo pubblicato, l’astronomia è una mia passione (per carità, sono un dilettante a tutti gli effetti in materia) e da tanto pensavo di pubblicare una serie articoli (il tema è ovviamente molto vasto) più per immagini che per descrizioni scientifiche, di ciò che da vicino ci circonda, ovvero il nostro sistema solare, sperando di fare cosa gradita e che questo stimoli la ricerca dei lettori oltre l’orizzonte spesso deludente delle cose umane…

una breve introduzione

il sistema solare è il sistema planetario costituito da una varietà di corpi celesti mantenuti in orbita dalla forza di gravità del sole, la nostra stella, ed è costituito da otto pianeti, di cui quattro pianeti rocciosi interni, Mercurio, Venere, Terra, Marte, e quattro giganti gassosi esterni, Giove, Saturno, Urano e Nettuno e dai rispettivi satelliti naturali, da cinque pianeti nani, Cerere, situato nella fascia principale degli asteroidi, e altri quattro corpi situati al di là dell’orbita di Nettuno, ossia Plutone (in precedenza classificato come il nono pianeta), Haumea, Makemake, e Eris, ed ancora da un numero enorme di corpi minori, comprendente gli asteroidi, in gran parte ripartiti fra due cinture asteroidali (la fascia principale tra marte e giove e la fascia di kuiper), le comete (prevalentemente situate nell’ipotetica nube di oort), i meteoroidi e la polvere interplanetaria.

sei degli otto pianeti (esclusi mercurio e venere) e quattro dei pianeti nani hanno in orbita attorno a essi dei satelliti naturali in numero molto variabile (da uno, la nostra luna, a diverse decine per Giove e Saturno, mentre tutti i pianeti esterni sono circondati da anelli planetari, composti da polvere e altre particelle.

e passiamo allora alle foto, precedute da brevissime descrizioni dei corpi in questione

Mercurio

Mercurio è il pianeta più interno del sistema solare e il più vicino al Sole. È il più piccolo e la sua orbita è anche la più eccentrica (ovvero, la meno circolare) degli otto pianeti

La superficie di Mercurio sperimenta la maggiore escursione termica tra i pianeti, con temperature che nelle regioni equatoriali vanno dai 100 K (-173 °C) della notte ai 700 K (427 °C) del giorno; le regioni polari invece sono costantemente al di sotto dei 180 K (-93 °C). A ciò contribuisce il fatto che il pianeta sia privo di un’atmosfera, che non svolge alcun ruolo quindi nella ridistribuzione del calore. La superficie fortemente craterizzata indica che Mercurio è geologicamente inattivo da miliardi di anni.

Mercurio è stato visitato per la prima volta nel 1974 dalla sonda statunitense Mariner 10, che ha teletrasmesso a terra fotografie registrate nel corso di tre successivi sorvoli.

Concepito per l’osservazione di Venere e Mercurio, il Mariner 10 venne lanciato il 3 novembre 1973 e raggiunse il pianeta nel 1974. La sonda statunitense si avvicinò fino ad alcune centinaia di chilometri dal pianeta, trasmettendo circa 6.000 fotografie e mappando il 40% della superficie mercuriana.

La NASA ha lanciato nel 2004 la sonda MESSENGER, il cui primo passaggio ravvicinato di Mercurio, avvenuto il 14 gennaio 2008, è stato seguito dal fly-by di ottobre 2008 ed è stato replicato il 29 settembre 2009 prima dell’ingresso in orbita attorno al pianeta, il 18 marzo 2011. In seguito al primo fly-by di Mercurio, la sonda MESSENGER ha inviato a terra le prime immagini dell’emisfero “sconosciuto” di Mercurio.

Per il 2018 è invece previsto il lancio, da parte dell’ESA, della missione spaziale BepiColombo, così battezzata in onore dello scienziato, matematico e ingegnere Giuseppe Colombo (1920-1984), volta esclusivamente all’esplorazione del pianeta più interno

Atmosfera

Per via della sua bassa attrazione gravitazionale Mercurio è sprovvisto di una vera e propria atmosfera come quella terrestre, fatta eccezione per esili tracce di gas probabilmente frutto dell’interazione del vento solare con la superficie del pianeta. La composizione atmosferica è stata determinata come segue: ossigeno (42%), sodio (29%), idrogeno (22%), elio (6%), potassio e tracce di argon, anidride carbonica, vapore acqueo, azoto, xeno, kripton, neon, calcio e magnesio (1%). La pressione atmosferica al suolo, misurata dalla sonda Mariner 10, è nell’ordine di un millesimo di pascal.

A causa dell’assenza di un meccanismo di distribuzione del calore ricevuto dal Sole e della sua rotazione molto lenta, che espone lo stesso emisfero alla luce solare diretta per lunghi periodi, l’escursione termica su Mercurio è la più elevata finora registrata nell’intero sistema solare

superficie

a causa dei numerosi impatti di asteroidi che hanno contrassegnato il suo passato, Mercurio ha molti crateri da impatto e presenta bacini riempiti da vecchie colate laviche, ancora evidenti a causa della mancanza quasi assoluta di un’atmosfera. Alcuni crateri sono circondati da raggi. Si esclude la presenza sul pianeta di placche tettoniche.

I crateri più piccoli di Mercurio hanno diametro minore di 10 km, quelli più grandi superano i 200 km e prendono il nome di bacini. Al centro di molti crateri, spesso riempiti da antiche colate laviche ancora evidenti, s’innalzano piccole formazioni montuose. Il bacino più grande e più noto è il Mare Caloris, dal diametro di circa 1.500 km: si tratta di una grande pianura circolare circondata da anelli di monti. Questo bacino deve il suo nome al fatto che si trova sempre esposto alla luce del sole durante il passaggio di Mercurio al perielio e pertanto è uno dei punti più caldi del pianeta.

Sulla superficie di Mercurio l’accelerazione di gravità è circa 1/3 di quella terrestre (un uomo dalla massa di 70 kg che misurasse il proprio peso su Mercurio registrerebbe un peso di circa 25,9 kg.

Da recenti calcoli dati dal primo passaggio della sonda MESSENGER si è rilevato un rimpicciolimento del pianeta di circa cinque chilometri. Il tutto si basa sul fatto che il suo nucleo di liquido ferroso si stia raffreddando, così facendo esso si solidifica e di conseguenza il volume dell’intero pianeta diminuisce. Queste modifiche si fanno sentire anche in superficie frastagliando la crosta.

Mercury in color - Prockter07 centered.jpg

sopra Foto di Mercurio scattata dalla sonda MESSENGER

sotto elaborazione fotografica a falsi colori della superficie ed atmosfera del pianeta eseguita con spettrometro foto NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

This mosaic of Caloris basin is an enhanced-color composite overlain on a monochrome mosaic featureImpact crater floorthe rim of Rembrandt basinMercury’s north polar region

foto dalla missione Messenger

NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

per saperne e vederne di più www.nasa.gov/planetmercury

 

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la prima raffigurazione di un cane

Il primo ritratto di un cane (fonte: M. Guagnin et al. Journal of Anthropological Archaeology) © Ansa
Il primo ritratto di un cane (fonte: M. Guagnin et al. Journal of Anthropological Archaeology) © ANSA/Ansa

Un cacciatore che sta per scagliare una freccia, accompagnato da 13 cani, di cui due al guinzaglio: la scena, incisa su una pietra arenaria, risale a 8.000 anni fa ed è la prima che ritrae un cane. Pubblicata sul Journal of Anthropological Archaeology, l’immagine è stata scoperta dagli archeologi guidati da Maria Guagnin, dell’Istituto tedesco Max Planck per la scienza e la storia umana, a Jena, e la notizia è riportata anche sul sito della rivista Science.

La scoperta, nel deserto dell’Arabia Saudita, suggerisce inoltre che l’uomo abbia imparato ad addestrare i cani migliaia di anni prima di quanto si pensasse.

“E’ la prima raffigurazione di un uomo che va caccia con dei ai cani”, rileva Melinda Zeder, archeozoologa del Museo di Storia Naturale dell’Istituto Smithsonian a Washington. Tuttavia, avverte, sono necessarie ulteriori ricerche per confermare sia l’età, sia il significato delle raffigurazioni. L’epoca dell’incisione è stata infatti solo ipotizzata sulla base dello stile, del livello di erosione della roccia e dall’epoca del passaggio alla pastorizia da parte delle popolazioni che abitavano nella regione.

Tutta l’area, chiamata Shuwaymis, 8.000 anni fa era molto diversa da oggi: le piogge stagionali alimentavano fiumi e vegetazione, tanto che la scena di caccia è stata incisa su quella che una volta era una scogliera di arenaria lungo un fiume. Oltre a essere il ritratto più antico di un cane, l’immagine è anche la prima che raffigura dei guinzagli: finora la prima immagine di un cane al guinzaglio era quella scoperta in Egitto e risalente a 5.500 anni fa.

“I cani raffigurati assomigliano alla razza Canaan, originaria del Medio Oriente”, osserva Angela Perri, dell’Istituto Max Planck per l’Antropologia Evolutiva di Lipsia. Ciò potrebbe indicare, aggiunge, che queste antiche popolazioni allevassero cani già adattati alla caccia nel deserto, oppure potrebbero persino averli addomesticati dal lupo arabo.

  

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il perfetto mondo pittel-renzo lucano…

il mondo pittel-renzo lucano è perfetto solo se sei un leccaderetano o un cazzone…

(ANSA) – POTENZA, 17 NOV – “In assenza di immediate risposte alle istanze più volte segnalate, non resta che una grande mobilitazione”. Lo ha reso noto – attraverso l’ufficio stampa – la Coldiretti Basilicata che in una lettera, “la terza nel giro di due anni, indirizzata all’assessore regionale alle politiche agricole, Luca Braia, ha evidenziato l’anomalia che blocca la liquidazione dell’indennità c…ompensativa agli agricoltori, prevista dalla ‘misura 13′ del Psr, il premio concesso agli agricoltori operanti nelle zone montane per controbilanciare, almeno in parte, gli svantaggi a cui è soggetta l’attività agricola in tali zone”.
La questione, “a seguito di nostre segnalazioni – ha evidenziato il presidente di Coldiretti Basilicata, Pier Giorgio Quarto – è stata anche oggetto di interlocuzioni con gli uffici competenti ma, ad oggi, non si hanno riscontri positivi”.

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totò u curtu muriu…

è morto uno degli esseri più abietti che il paese abbia generato, totò u curtu…qualcuno ringrazia la sua bocca cucita per 26 anni

e non ho alcuna voglia di dedicargli alcun articolo

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dopo 71 anni diventa ufficiale l’inno di mameli…

al consiglio dei ministri del 12/10/46, il ministro della guerra cipriano facchinetti (partito repubblicano) comunicò ufficialmente che durante il giuramento delle forze armate del 4 novembre, quale inno provvisorio, si sarebbe adottato il canto degli italiani (noto come inno di mameli), considerandolo come provvisorio…

ieri 15/11/2017, 71 anni dopo, il senato vara la legge che lo proclama ufficialmente inno nazionale d’italia…

il più vecchio precario del paese

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