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

i satelliti naturali di saturno

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

saturno e le sue lune principali

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

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

 

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

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

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

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

Osservazioni e scoperte

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

Osservazioni da sonde spaziali

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

sotto Pan, fotografato dalla sonda Voyager 1

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

Lune esterne

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

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

Dimensioni

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

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

Nome	Diametro (km)	Massa (kg)	Raggio orbitale (km	Periodo orbitale (giorni9
Mimas	396 (12% Luna)	0,4×1020 (0,05% Luna)	185 000 (50% Luna)	0,9 (3% Luna)
Encelado	504 (14% Luna)	1,1×1020 (0,2% Luna)	238 000 (60% Luna)	1,4 (5% Luna)
Teti	1 062 (30% Luna)	6,2×1020 (0,8% Luna)	295 000 (80% Luna)	1,9 (7% Luna)
Dione	1 123 (32% Luna)	11×1020 (1,5% Luna)	377 000 (100% Luna)	2,7 (10% Luna)
Rea	1 527 (44% Luna)	23×1020 (3% Luna)	527 000 (140% Luna)	4,5 (20% Luna)
Titano	5 150 (148% Luna) (75% Marte)	1 350×1020 (180% Luna)	1 222 000 (320% Luna)	16 (60% Luna)
Giapeto	1 470 (42% Luna)	18×1020 (2,5% Luna)	3 560 000 (930% Luna)	79 (290% Luna)

Gruppi orbitali

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

Piccole lune degli anelli

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

sopra la divisione di Encke, fotografata dalla Cassini

sotto, S/2004 S 6, fotografato dalla Cassini

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

Pastori degli anelli

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

sopra, foto di Atlante scattata dalla Cassini

Co-orbitali

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

Grandi lune interne

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

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

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

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

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

Alcionidi

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

Lune troiane

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

Grandi lune esterne

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

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

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

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

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

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

Lune irregolari

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

Gruppo Inuit

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

Gruppo Gallico

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

Gruppo Nordico

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

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

Lune confermate

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

Legenda
† Lune maggiori ghiacciate	♠ Titano	‡ Gruppo Inuit	♦ Gruppo Gallico	♣ Gruppo Nordico

 

N.	Nome IAU	Nome comune	Immagine	Diametro (km)	Massa ( × 1015  kg)	Semiasse maggiore (km)	Periodo orbitale (giorni)	Inclinazione	Eccentricità	Posizione	Anno scoperta
01 1		S/2009 S 1		00003 ≈ 0,3	000000000001 < 0,0001	00117 ≈ 117 000	000047 ≈ 0,47	0 ≈ 0°	0 ≈ 0	esterno anello B	2009
02 2	18 XVIII	Pan		0028 28,2  (34 × 31 × 20)	0000000049 4,95	00133 133 584	0000575 +0,57505	000001 0,001°	000035 0,000035	Divisione Encke	1990
03 3	35 XXXV	Dafni		00077 7,6  (9 × 8 × 6)	00000000008 0,084	00136 136 505	0000594 +0,59408	000000 ≈ 0°	000000 ≈ 0	Divisione Keeler	2005
04 4	15 XV	Atlas		0030 30,2  (41 × 35 × 19)	0000000066 6,6	00137 137 670	0000601 +0,60169	000003 0,003°	0012 0,0012	pastore esterno anello A	1980
05 5	16 XVI	Prometeo		0086 86,2  (136 × 79 × 59)	0000001595 159,5	00139 139 380	0000612 +0,61299	000008 0,008°	0022 0,0022	pastore interno anello F	1980
06 6	17 XVII	Pandora		0081 81,4  (104 × 81 × 64)	0000001371 137,1	00141 141 720	0000628 +0,62850	000050 0,050°	0042 0,0042	pastore esterno anello F	1980
07 7	11 XI	Epimeteo		0113 116,2  (130 × 114 × 106)	000000526 526,6	00151 151 422	0000694 +0,69433	000335 0,335°	0098 0,0098	co-orbitale con Giano	1977
08 8	10 X	Giano		0179 179,0  (203 × 185 × 153)	000001897 1897,5	001514 151 472	0000694 +0,69466	000165 0,165°	0068 0,0068	co-orbitale con Epimeteo	1966
09 9	53 LIII	Egeone		00005 ≈ 0,5	000000000001 ≈ 0,0001	001675 167 500	0000808 +0,80812	000001 0,001°	0002 0,0002	anello G	2008
10 10	01 I	†Mimas		0397 396,4  (416 × 393 × 381)	000037493 37 493	00185 185 404	0000942 +0,942422	001566 1,566°	0202 0,0202		1789
11 11	32 XXXII	Metone		00032 3,2	00000000002 ≈ 0,02	00194 194 440	0001009 +1,00957	000007 0,007°	0001 0,0001	Alcionidi	2004
12 12	49 XLIX	Antea		0001 ≈ 1	000000000007 ≈ 0,007	00197 197 700	0001036 +1,03650	000100 0,1°	001 0,001	Alcionidi	2007
13 13	33 XXXIII	Pallene		00044 5,0  (6 × 6 × 4)	00000000005 ≈ 0,05	00212 212 280	0001153 +1,15375	000181 0,181°	0040 0,0040	Alcionidi	2004
14 14	02 II	†Encelado		0504 504,2  (513 × 503 × 497)	000108022 108 022	00237 237 950	0001370 +1,370218	000010 0,010°	0047 0,0047	Genera anello E	1789
15 15	03 III	†Teti		1062 1 062  (1077 × 1057 × 1053)	000617449 617 449	00294 294 619	0001887 +1,887802	000168 0,168°	0001 0,0001		1684
16 16	13 XIII	Telesto		0025 24,8  (33 × 24 × 20)	00000000941 ≈ 9,41	00294 294 619	0001887 +1,887802	001158 1,158°	0 0,000	troiano anteriore di Teti	1980
17 17	14 XIV	Calipso		0021 21,4  (30 × 23 × 14)	0000000063 ≈ 6,3	00294 294 619	0001887 +1,887802	001473 1,473°	0 0,000	troiano posteriore di Teti	1980
18 18	04 IV	†Dione		1123 1122,8  (1128 × 1123 × 1119)	001095452 1 095 452	00377 377 396	0002736 +2,736915	000002 0,002°	0022 0,0022		1684
19 19	12 XII	Elena		0033 35,2  (43 × 38 × 26)	00000002446 ≈ 24,46	00377 377 396	0002736 +2,736915	000212 0,212°	0022 0,0022	troiano anteriore di Dione	1980
20 20	34 XXXIV	Polluce		00026 2,6  (3 × 2 × 1)	00000000003 ≈ 0,03	00377 377 396	0002736 +2,736915	000177 0,177°	0192 0,0192	troiano posteriore di Dione	2004
21 21	05 V	†Rea		1529 1527,0  (1530 × 1526 × 1525)	002306518 2 306 518	00527 527 108	000451 +4,518212	000327 0,327°	001258 0,001258		1672
22 22	06 VI	♠Titano		51151 5 151	13452 134 520 000	0122 1 221 930	001594 +15,94542	0003485 0,3485°	0288 0,0288		1655
23 23	07 VII	†Iperione		0270 270  (360 × 266 × 205)	000005620 5 620	0148 1 481 010	002127 +21,27661	000568 0,568°	123006 0,123006	in risonanza 4:3 con Titano	1848
24 24	08 VIII	†Giapeto		1472 1468,6  (1491 × 1491 × 1424)	001805635 1 805 635	0356 3 560 820	007932 +79,3215	007570 15,47°	028613 0,028613		1671
25 25	24 XXIV	‡Kiviuq		0016 ≈ 16	00000000279 ≈ 2,79	112 11 294 800	0448 +448,16	0490 49,087°	3288 0,3288	Gruppo Inuit	2000
26 26	22 XXII	‡Ijiraq		0012 ≈ 12	00000000118 ≈ 1,18	113 11 355 316	0451 +451,77	0502 50,212°	3161 0,3161	Gruppo Inuit	2000
27 27	09 IX	♣†Febe		0214 213,0  (219 × 217 × 204)	000008292 8 292	12869 12 869 700	0545 −545,09	1730 173,047°	156242 0,156242	Gruppo Nordico	1899
28 28	20 XX	‡Paaliaq		0022 ≈ 22	00000000725 ≈ 7,25	15103 15 103 400	0692 +692,98	0461 46,151°	3631 0,3631	Gruppo Inuit	2000
29 29	27 XXVII	♣Skathi		0008 ≈ 8	00000000035 ≈ 0,35	15672 15 672 500	0732 −732,52	1490 149,084°	246 0,246	Gruppo Nordico (Skathi)	2000
30 30	26 XXVI	♦Albiorix		0032 ≈ 32	0000000223 ≈ 22,3	16266 16 266 700	0774 +774,58	0380 38,042°	477 0,477	Gruppo Gallico	2000
31 31		♣S/2007 S 2		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	16650 16 560 000	0792 −792,96	1766 176,68°	2418 0,2418	Gruppo Nordico	2007
32 32	37 XXXVII	♦Bebhionn		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	17153 17 153 520	0838 +838,77	0404 40,484°	333 0,333	Gruppo Gallico	2004
33 33	28 XXVIII	♦Erriapo		0010 ≈ 10	00000000068 ≈ 0,68	17236 17 236 900	0844 +844,89	0381 38,109°	4724 0,4724	Gruppo Gallico	2000
34 34	47 XLVII	♣Skoll		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	17473 17 473 800	0862 −862,37	1556 155,624°	418 0,418	Gruppo Nordico (Skathi)	2006
35 35	29 XXIX	‡Siarnaq		0040 ≈ 40	0000000435 ≈ 43,5	17776 17 776 600	0884 +884,88	0457 45,798°	24961 0,24961	Gruppo Inuit	2000
36 36	52 LII	‡Tarqeq		0007 ≈ 7	00000000023 ≈ 0,23	17911 17 910 600	0894 +894,86	0499 49,904°	1081 0,1081	Gruppo Inuit	2007
37 37		♣S/2004 S 13		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	18056 18 056 300	0905 −905,85	1673 167,379°	261 0,261	Gruppo Nordico	2004
38 38	51 LI	♣Greip		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	18065 18 065 700	0906 −906,56	1726 172,666°	3735 0,3735	Gruppo Nordico	2006
39 39	44 XLIV	♣Hyrrokkin		0008 ≈ 8	00000000035 ≈ 0,35	18168 18 168 300	0914 −914,29	1532 153,272°	3604 0,3604	Gruppo Nordico (Skathi)	2006
40 40	50 L	♣Jarnsaxa		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	18556 18 556 900	0943 −943,78	1628 162,861°	1918 0,1918	Gruppo Nordico	2006
41 41	21 XXI	♦Tarvos		0015 ≈ 15	0000000023 ≈ 2,3	18562 18 562 800	0944 +944,23	0346 34,679°	5305 0,5305	Gruppo Gallico	2000
42 42	25 XXV	♣Mundilfari		0007 ≈ 7	00000000023 ≈ 0,23	18725 18 725 800	0956 −956,70	1693 169,378°	198 0,198	Gruppo Nordico	2000
43 43		♣S/2006 S 1		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	18930 18 930 200	0972 -972,41	1542 154,232°	1303 0,1303	Gruppo Nordico (Skathi)	2006
44 44		♣S/2004 S 17		0004 ≈ 4	00000000005 ≈ 0,05	19099 19 099 200	0985 −985,45	1668 166,881°	226 0,226	Gruppo Nordico	2004
45 45	38 XXXVIII	♣Bergelmir		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	19104 19 104 000	0986 −985,83	1573 157,384°	152 0,152	Gruppo Nordico (Skathi)	2004
46 46	31 XXXI	♣Narvi		0007 ≈ 7	00000000023 ≈ 0,23	19395 19 395 200	1008 −1008,45	1372 137,292°	320 0,320	Gruppo Nordico (Narvi)	2003
47 47	23 XXIII	♣Suttungr		0007 ≈ 7	00000000023 ≈ 0,23	19579 19 579 000	1022 −1022,82	1743 174,321°	131 0,131	Gruppo Nordico	2000
48 48	43 XLIII	♣Hati		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	19709 19 709 300	1033 −1033,05	1631 163,131°	291 0,291	Gruppo Nordico	2004
49 49		♣S/2004 S 12		0005 ≈ 5	00000000009 ≈ 0,09	19905 19 905 900	1048 −1048,54	1640 164,042°	396 0,396	Gruppo Nordico	2004
50 50	40 XL	♣Farbauti		0005 ≈ 5	00000000009 ≈ 0,09	19984 19 984 800	1054 −1054,78	1583 158,361°	209 0,209	Gruppo Nordico (Skathi)	2004
51 51	30 XXX	♣Thrymr		0007 ≈ 7	00000000023 ≈ 0,23	20278 20 278 100	1078 −1078,09	1745 174,524°	453 0,453	Gruppo Nordico	2000
52 52	36 XXXVI	♣Ægir		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	20482 20 482 900	1094 −1094,46	1674 167,425°	237 0,237	Gruppo Nordico	2004
53 53		♣S/2007 S 3		0005 ≈ 5	00000000009 ≈ 0,09	20518 20 518 500	1100 ≈ −1 100	1772 177,22°	130 0,130	Gruppo Nordico	2007
54 54	39 XXXIX	♣Bestla		0007 ≈ 7	00000000023 ≈ 0,23	20570 20 570 000	1101 −1101,45	1473 147,395°	77 0,77	Gruppo Nordico (Narvi)	2004
55 55		♣S/2004 S 7		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	20576 20 576 700	1102 −1101,99	1655 165,596°	5299 0,5299	Gruppo Nordico	2004
56 56		♣S/2006 S 3		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	21076 21 076 300	1142 −1142,37	1508 150,817°	4710 0,4710	Gruppo Nordico (Skathi)	2006
57 57	41 XLI	♣Fenrir		0004 ≈ 4	00000000005 ≈ 0,05	21930 21 930 644	1212 −1212,53	1628 162,832°	131 0,131	Gruppo Nordico	2004
58 58	48 XLVIII	♣Surtur		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	22288 22 288 916	1242 −1242,36	1669 166,918°	3680 0,3680	Gruppo Nordico	2006
59 59	45 XLV	♣Kari		0007 ≈ 7	00000000023 ≈ 0,23	22321 22 321 200	1245 −1245,06	1483 148,384°	3405 0,3405	Gruppo Nordico (Skathi)	2006
60 60	19 XIX	♣Ymir		0018 ≈ 18	00000000397 ≈ 3,97	22429 22 429 673	1254 −1254,15	1721 172,143°	3349 0,3349	Gruppo Nordico	2000
61 61	46 XLVI	♣Loge		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	22984 22 984 322	1300 −1300,95	1665 166,539°	139 0,1390	Gruppo Nordico	2006
62 62	42 XLII	♣Fornjot		0006 ≈ 6	00000000015 ≈ 0,15	24504 24 504 879	1432 −1432,16	1678 167,886°	186 0,186

 

Lune non confermate

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

Nome	Immagine	Diametro (km)	Semiasse maggiore (km)	Periodo orbitale	Posizione	Anno scoperta
S/2004 S 6		≈ 3–5	≈ 140 130	+0,61801	oggetti vaghi attorno all’anello F	2004
S/2004 S 3/S 4

 

Lune ipotetiche

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

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

Focus sulle maggiori lune di Saturno

Titano

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

Titano fotografato dalla Cassini da una distanza di circa 230.000 km

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

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

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

 

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

Osservazione

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

Dalla scoperta all’era spaziale

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

Missioni spaziali

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

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

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

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

Cassini-Huygens

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

sopra Huygens scende su Titano

sotto un panoramica di Titano ripresa dalla Huygens

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

 

Huygens

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

sopra un fih-eye di Titano scattato da Huygens

sotto un collage fotografico della discesa di Huygens

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

Proposte di missioni future

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

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

Parametri orbitali e rotazione

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

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

Composizione

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

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

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

Struttura interna

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

Schema della struttura interna di Titano

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

Superficie

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

Immagine della superficie di Titano scattata dalla Cassini.

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

Una delle prime immagini radar della complessa superficie di Titano

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

sopra un lago di metano su Titano

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

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

Atmosfera

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

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

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

Clima

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

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

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

sopra e sotto nubi di ghiaccio di metano su Titano

Vita su Titano

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

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

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

Encelado

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

i due emisferi di Encelado fotografato dalla Cassini

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

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

sotto una rappresentazione dell’attività eruttiva su Encelado

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

Osservazione

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

Esplorazione

Incontri della sonda Cassini con Encelado
Data	Distanza (km)
17 febbraio 2005	1 264
9 marzo 2005	500
29 marzo 2005	64 000
21 maggio 2005	93 000
14 luglio 2005	175
12 ottobre 2005	49 000
24 dicembre 2005	94 000
17 gennaio 2006	146 000
9 settembre 2006	40 000
9 novembre 2006	95 000
28 giugno 2007	90 000
30 settembre 2007	98 000
12 marzo 2008	52
30 giugno 2008	84 000
11 agosto 2008	54
9 ottobre 2008	25
31 ottobre 2008	200
8 novembre 2008	52 804
2 novembre 2009	103
21 novembre 2009	1 607
28 aprile 2010	103
18 maggio 2010	201
28 ottobre 2015	48

 

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

sopra una immagine di Saturno ed Encelado scattata dalla Voyager 1

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

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

Encelado ripreso dalla Voyager 2

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

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

Caratteristiche fisiche

Orbita

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

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

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

Interazione con l’anello E

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

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

Dimensione e forma

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

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

Superficie

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

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

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

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

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

Crateri

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

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

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

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

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

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

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

Cratere	Latitudine	Longitudine	Diametro
Ahmad	58,76° N	311,57° W	18,7 km
Ajib	61,7° N	239,4° W	15,2 km
Aladdin	60,69° N	26,66° W	37,4 km
Al-Bakbuk	5,65° N	191,19° W	9 km
Al-Fakik	35,54° N	307,3° W	16,5 km
Al-Haddar	50,54° N	200,64° W	14 km
Ali Baba	55,11° N	22,34° W	39,2 km
Al-Kuz	18,66° S	178,23° W	9,3 km
Al-Mustazi	20,86° S	202,04° W	10,3 km
Ayyub	38,44° N	295,67° W	18 km
Aziz	16,73° N	348,84° W	11 km
Bahman	14,67° N	61,36° W	10,3 km
Behram	15,41° S	181,02° W	13,7 km
Dalilah	51,89° N	248,54° W	16 km
Duban	58,38° N	282,91° W	19 km
Dunyazad	41,9° N	200,62° W	30,9 km
Fitnah	45,06° N	290,63° W	16,5 km
Ghanim	38,45° N	281,5° W	13,9 km
Gharib	81,12° N	241,15° W	26 km
Harun	36,33° N	225,6° W	13,9 km
Hassan	31,31° S	188,47° W	14,5 km
Hisham	48,21° N	280,7° W	22,1 km
Ishak	47,5° N	225,1° W	14,4 km
Ja’afar	34,5° N	337,6° W	9,9 km
Jansha	30,36° S	156,87° W	9,8 km
Julnar	52,79° N	350° W	19 km
Kamar	41° S	32° W	22 km
Kasim	42,38° N	173,11° W	10,7 km
Khusrau	3,77° S	185,47° W	12,3 km
Ma’aruf	37,2° S	333,5° W	6,8 km
Marjanah	38,24° N	303,81° W	14,5 km
Masrur	66,38° N	294,28° W	13 km
Morgiana	31,74° N	196,1° W	14,3 km
Musa	72,42° N	17,58° W	25 km
Mustafa	30,9° S	184,9° W	14,7 km
Omar	17,66° N	273,93° W	12 km
Otbah	39,8° S	159,51° W	9,4 km
Parwez	22,9° N	25,6° W	14,6 km
Peri-Banu	62° N	322,91° W	18 km
Perizadah	21,2° S	155° W	10,5 km
Rayya	32,45° S	178,41° W	9 km
Sabur	24° S	296,1° W	7,6 km
Salih	5,29° S	4,67° W	4 km
Samad	60,3° N	4,48° W	16,3 km
Shahrazad	47,3° N	199,73° W	20 km
Shahryar	58,32° N	227,5° W	24 km
Shakashik	17,27° S	180,82° W	8,5 km
Sharrkan	16,07° N	302,21° W	3,7 km
Shirin	1,9° S	172,44° W	8,7 km
Sindbad	67° N	212,07° W	29,1 km
Yunan	53,81° N	286,03° W	19,7 km
Zaynab	69,2° N	25,16° W	20 km
Zumurrud	21,9° S	181,57° W	21 km

Tettonica

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

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

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

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

Pianure

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

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

Regione polare sud

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

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

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

Criovulcanismo

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

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

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

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

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

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

Atmosfera

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

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

Struttura interna

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

 

sotto – due ipotesi di struttura interna e posizione dell’oceano

 

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

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

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

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

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

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

Possibile oceano

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

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

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

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

 

 

 

 

 

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

ciclo presunto dell’acqua su Encelado

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

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

Cielo di Encelado

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

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

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

Iperione

Dati fisici

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

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

Parametri orbitali

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

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

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

Superficie

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

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

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

Struttura interna

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

Iperione, fotografato dalla Cassini

Esplorazione di Iperione

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

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

Mimas

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

sopra e sotto, Mimas fotografato dalla Cassini

Parametri orbitali

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

sopra, Mimas e Pandora riprese dalla Cassini

sotto, Mimas ripresa tra gli anelli dalla Cassini

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

Struttura interna

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

Superficie

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

sopra, la superficie di Mimas, sviluppata in piano

sotto, immagine di Mimas scattata dalla Voyager 1

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

Esplorazione di Mimas

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

Teti

Caratteristiche fisiche

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

Immagine della sonda Cassini- Teti tra gli anelli di Saturno

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

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

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

 

Esplorazione

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

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

Teti ripreso dalla Cassini

Dione

Parametri orbitali

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

una immagine di Dione scattata dalla Voyager 1 da 162.000 km

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

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

Struttura interna

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

Superficie

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

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

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

Una immagine di Dione semi-illuminato ripresa dalla Cassini 

I crateri

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

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

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

Una immagine del cratere Helorus su Dione

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

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

Rea

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

 

Rea ripresa dalla Voyager 1

Struttura interna

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

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

Superficie

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

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

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

L’emisfero posteriore, poco craterizzato, di Rea

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

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

Atmosfera

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

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

sotto, un particolari dei crateri di Rea

Esplorazione spaziale

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

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

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

Giapeto

immagine dalla sonda Cassini – Giapeto

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

Orbita

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

sopra – schema dell’orbita di Giapeto

Caratteristiche fisiche

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

Forma

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

Colorazione a due toni

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

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

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

sotto – due vedute globali degli emisferi di Giapeto

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

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

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

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

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

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

La cresta equatoriale

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

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

una immagine della Cassini che evidenzia la cresta equatoriale del satellite

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

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

Crateri

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

Febe

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

sopra e sotto – due immagine di Febe scattata dalla Cassini

Parametri orbitali

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

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

Caratteristiche fisiche

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

Proiezione cartografica di Febe

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

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

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

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

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

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

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

I fly-by delle sonde

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

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

Anello di Febe

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

Giano

Giano fotografato dalla Voyager2

Scoperta e orbita

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

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

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

Giano ripreso dalla sonda Cassini

Relazione tra le orbite di Epimeteo e Giano

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

Giano ed Epimeteo, immagine della sonda Cassini

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

Caratteristiche fisiche

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

Epimeteo

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

Epimeteo ripreso dalla Cassini

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

Caratteristiche fisiche

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

una immagine di Epimeteo scattata dalla Cassini

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

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

Anello di polveri

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

Prometeo

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

immagine grezza e non processata di prometeo ripreso dalla Cassini

Caratteristiche

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

Prometeo fotografato dalla Cassini

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

sotto – la perturbazione di Prometeo sull’anello F

Prometeo fotografato dalla sonda Cassini

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

Pandora

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

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

 

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

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

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

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

Pan

Pan ripreso dalla Cassini

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

le due forme molto simili e peculiari di Pan ed Atlas

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

Parametri orbitali

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

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

sotto – Pan proietta la sua ombra sull’anello A

Metone

Metone e la sua inusuale forma liscia fotografato dalla sonda Cassini

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

Parametri orbitali

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

i satelliti Metone ed Anthe ed i loro semianelli

Caratteristiche fisiche

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

Dafni

Dafni  nella divisione di Keeler in una foto della Cassini

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

Scoperta

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

Orbita

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

 

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

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

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

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