si vota il 4 marzo…

Il Presidente della Repubblica, Sergio Mattarella, dopo aver sentito i Presidenti dei due rami del Parlamento, ai sensi dell’articolo 88 della Costituzione, ha firmato il decreto di scioglimento del Senato della Repubblica e della Camera dei Deputati, che è stato controfirmato dal Presidente del Consiglio dei Ministri.

Il Consiglio dei ministri ha approvato il decreto di indizione della data delle elezioni il 4 marzo. Il presidente del Consiglio Paolo Gentiloni porterà ora il decreto al Colle per la controfirma del presidente della Repubblica Sergio Mattarella.

Sono convocate per il 23 marzo le Camere per la prima seduta dopo lo elezioni. La seduta servirà a eleggere i rispettivi presidenti.

Pubblicato in Blog

buon natale 2017…

il natale non è solo la festività consumistica in cui pare che il sistema del business abbia trasformato una festa che, per credenti e non, dovrebbe essere soprattutto la celebrazione del pathos della nascita di cristo che si trasforma in comunione comunitaria e spirito di solidarietà, ed a questo proposito propongo due tele che per me meglio rappresentano proprio quel pathos ed entrambe dl titolo “l’adorazione dei pastori”…

la prima, di michelangelo merisi da caravaggio del 1609 conservata al museo regionale di messina, la seconda, di gerrit van honthorst, del 1622, coinvolta e quasi irreparabilmente danneggiata dalla bomba di via dei geogofili a firenze nel 1993 ed oggi, dopo un prodigioso restauro, trasferita dagli uffizi che la ospitavano allora alla cappella maggiore di santa felicita a firenze…

tutto questo solo per porgere

i miei migliori auguri di buon natale a tutte e tutti

L'immagine può contenere: 2 persone

L'immagine può contenere: 3 persone, persone sedute, bambino, notte e spazio al chiuso

Pubblicato in Blog

maria etruria per sempre

per la liberazione di mosul sono morti dai 9.000 agli 11.000 civili, morti di cui nessuno si assume la paternità diretta, né la coalizione a guida usa e le forze irachene, né ovviamente l’is, in una guerra bestiale la cui genesi nelle pieghe degli interessi sul medio oriente mi interessa di più delle dimissioni di una sgallettata…e tuttavia credo che costei debba dimettersi per opportunità e decenza, poichè non autorizzata ad occuparsi di banche dal ministro del tesoro, le cui parole sono lì a costituire un atto di accusa per colei che per tutti rimarrà per sempre maria “etruria” boschi

Pubblicato in Blog

il sistema solare in immagini – parte IX – urano ed i suoi satelliti

continuiamo il viaggio nel sistema solare con Urano e purtroppo, come per il seguente Nettuno, le uniche immagini di cui si dispone sono quelle della gloriosa Voyager 2, la cui camera non consentiva molto altro

Urano

Urano è il settimo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole, il terzo per diametro e il quarto per massa e, sebbene sia visibile anche ad occhio nudo, come gli altri cinque pianeti noti fin dall’antichità, non fu mai riconosciuto come tale a causa della bassa luminosità e dell’orbita molto lenta. La sua scoperta avvenne nel 1781 da William Herschel (il primo pianeta scoperto al telescopio) ed essa giunse del tutto inaspettata, poichè i pianeti visibili ad occhio nudo erano conosciuti da millenni e nessuno sospettava l’esistenza di altri pianeti. Da quel momento nessuno fu più sicuro del reale numero di pianeti del nostro sistema solare.

Uranus2.jpg

immagine di Urano scattata dalla sonda Voyager 2 nel 1986

La composizione chimica di Urano (simile a quella di Nettuno) è differente rispetto ai giganti gassosi Giove e Saturno. Per questa ragione gli astronomi talvolta preferiscono riferirsi a questi due pianeti trattandoli come una classe separata, i “giganti ghiacciati”. L’atmosfera del pianeta, sebbene sia simile a quella di Giove e Saturno per la presenza abbondante di idrogeno ed elio, contiene una proporzione elevata di “ghiacci”, come l’acqua, l’ammoniaca e il metano, assieme a tracce di altri idrocarburi. Quella di Urano è anche l’atmosfera più fredda del sistema solare, con una temperatura minima che può scendere fino a 49 K (−224 °C), con una complessa struttura di nubi ben stratificata, in cui si pensa che l’acqua si trovi negli strati inferiori e il metano in quelli più superiori. L’interno del pianeta al contrario sarebbe composto principalmente di ghiacci e rocce.

Una delle caratteristiche più insolite del pianeta è l’orientamento del suo asse di rotazione. Gli altri pianeti hanno l’asse quasi perpendicolare al piano dell’orbita, mentre quello di Urano è quasi parallelo. Ruota quindi esponendo al Sole uno dei suoi poli per metà del periodo di rivoluzione con conseguente estremizzazione delle fasi stagionali. Inoltre, poiché l’asse è inclinato di poco più di 90°, la rotazione è tecnicamente retrograda, ovvero Urano ruota nel verso opposto rispetto a quello di tutti gli altri pianeti del sistema solare (eccetto Venere). Il periodo di rivoluzione attorno al Sole è circa 84 anni terrestri con un’orbita che si discosta poco dell’eclittica (inclinazione di 0,7°).

Uranus is seen in this false-color view from NASA's Hubble Space Telescope

immagine in falsi colori del telescopio Hubble che mostra le strutture ad anelli del pianeta

Come gli altri pianeti giganti, Urano possiede un sistema di anelli planetari, una magnetosfera e numerosi satelliti; visti dalla Terra, a causa dell’inclinazione del pianeta, i suoi anelli possono apparire come un sistema concentrico che circonda il pianeta, oppure, come nel 2007 e 2008, apparire di taglio. Nel 1986 la sonda Voyager 2 mostrò Urano come un pianeta senza alcun segno distintivo sulla sua superficie, senza le bande e tempeste tipiche degli altri giganti gassosi. Tuttavia, osservazioni successive condotte dalla Terra, hanno mostrato delle evidenze di cambiamenti legati alle stagioni e un aumento dell’attività climatica, quando il pianeta si è avvicinato all’equinozio. La velocità dei venti su Urano può raggiungere i 250 m/s, pari a 900 km/h.

Osservazione

Il pianeta manifesta fluttuazioni nella luminosità, ben documentate, determinate sia da cambiamenti fisici dell’atmosfera del pianeta, sia da considerazioni geometriche e prospettiche. La luminosità di Urano è influenzata dalla sua distanza dal Sole, dalla distanza dalla Terra e dalla particolare vista che offre al nostro pianeta: Urano appare leggermente più grande e luminoso quando mostra le regioni polari alla Terra. Inoltre è stata individuata una correlazione tra l’attività solare e la luminosità del pianeta: durante i periodi di intensa attività solare, le fluttuazioni nella luminosità del pianeta sono più pronunciate.

double image of blue planet

immagini composte da osservazioni del telescopio Hubble e dalla sonda Voyager 2 -  anelli ed aurore

Tra il 1995 ed il 2006 la magnitudine apparente di Urano è variata fluttuando tra +5,5 e +6,0, ponendolo giusto al di sopra del limite per la visibilità ad occhio nudo, intorno +6,5. All’opposizione, è visibile come una debole stella quando il cielo è scuro e può essere osservato anche in ambiente urbano usando un binocolo. Dalla terra ha un diametro compreso tra 3,4 e i 3,7 secondi d’arco. Con un telescopio a 100 ingrandimenti si riesce ad intravedere la forma di un disco, fino ad arrivare a 500× dove raggiunge le dimensioni angolari della Luna. Anche usando grossi telescopi non può essere visto nessun dettaglio del suo disco. Ad ogni modo osservazioni all’infrarosso della sua atmosfera mediante l’utilizzo di ottiche adattive e del Telescopio spaziale Hubble hanno riportato dati interessanti nei vari anni dopo il passaggio della sonda Voyager 2.

Immagine ripresa dal Telescopio spaziale Hubble – il satellite Ariel passa sul disco del pianeta

L’osservazione dei satelliti del pianeta è difficoltosa. Oberon e Titania possono essere individuati con un telescopio da 8”, in un cielo particolarmente buio. Aperture di 12-14 ” e 16 ” dovrebbero permettere l’individuazione di Ariel ed Umbriel rispettivamente. Miranda può essere osservata solo con grandi telescopi.

immagine in due bande dell’infrarosso scattate dal telescopio Keck

Missioni spaziali

L’esplorazione di Urano si deve alla sola sonda Voyager 2 ed in parte alla sonda New Horizons diretta verso Plutone, ma ad oggi non sono programmate altre missioni esplorative. Per ovviare alla mancanza di informazioni dirette, le variazioni nell’atmosfera del pianeta sono studiate attraverso campagne di osservazione telescopica, in particolare utilizzando la Camera planetaria a grande campo a bordo del Telescopio spaziale Hubble.

Risultato immagine per urano nasa

una immagine di Urano scattata dalla Voyager 2

L’esplorazione di Urano, come anche quella di Nettuno, è resa difficoltosa dalle grandi distanze che separano il pianeta dalla Terra e dal Sole. Ogni missione deve essere dotata di un sistema di alimentazione in grado di fornire energia alla sonda senza la possibilità di conversione dell’energia solare attraverso l’uso di pannelli fotovoltaici. Attualmente, l’unica fonte praticabile di energia è un generatore termoelettrico a radioisotopi.

 
 
L’ ultima immagine di Urano ripresa dalla Voyager 2 quando ha oltrepassato il pianeta per proseguire verso Nettuno.

Lo studio di Urano, infine, non è ritenuto prioritario dalle principali agenzie spaziali, che stanno invece concentrando le risorse nell’esplorazione dei sistemi di Giove e di Saturno e valutando l’opportunità di inviare una missione verso Nettuno.

Il sorvolo della Voyager 2

La sonda Voyager 2 toccò il massimo avvicinamento al pianeta il 24 gennaio 1986, ad una distanza di circa 81.500 km. Le osservazioni durarono solo sei ore, ma hanno ovviamente permesso di imparare su Urano molto più di 200 anni di osservazioni dalla Terra.

Uranus Rings and Two Moons

immagine scattata dalla Voyager 2 – gli anelli di Urano e due piccole lune

Le prime analisi condotte sui dati furono tuttavia un’enorme delusione: non veniva riscontrata la presenza di fasce parallele né di nubi, al contrario di quanto era stato osservato dalla Terra. L’atmosfera di un colore azzurro-verde era uniforme e priva completamente di dettagli. Fu solo grazie ad un trattamento delle immagini che apparvero sia le nubi che le altre formazioni. La sonda scoprì nuove lune, inviò a Terra le prime immagini degli anelli e scoprì inoltre attività geologica sulle lune maggiori: depositi scuri in fondo a crateri ghiacciati indicavano la presenza di acqua sporca dovuta ad attività vulcanica.

due immagini di Urano scattate dalla Voyager, la prima in colori reali, la seconda in falsi colori per contrastare le strutture atmosferiche del pianeta

Parametri orbitali e rotazione

Urano ruota attorno al Sole in 84 anni terrestri. La sua distanza media dal Sole è di circa 3.000 milioni di chilometri (circa 20 UA). L’intensità della luce solare su Urano è quindi circa 1/400 che sulla Terra. Gli elementi orbitali furono calcolati per la prima volta nel 1783 da Pierre-Simon Laplace. Le discrepanze tra l’orbita predetta e quella osservata portarono alla proposta di John Couch Adams, nel 1841, che la causa sarebbe potuta essere la forza gravitazionale dovuta alla presenza di un altro pianeta al di là di Urano. Nel 1845, Urbain Le Verrier iniziò la propria ricerca di un altro pianeta nelle vicinanza dell’orbita di Urano. Il 23 settembre 1846, Johann Galle trova un nuovo pianeta, più tardi chiamato Nettuno, nella posizione prevista da Le Verrier.

Il periodo di rotazione dell’interno di Urano è di 17 ore e 14 minuti, in senso retrogrado. Come in tutti i pianeti giganti gassosi, la sua atmosfera superiore è soggetta a forti venti in direzione di rotazione. Ad alcune latitudini, come a circa 60 gradi sud, l’atmosfera visibile ruota molto più velocemente, completando una rotazione in meno di 14 ore.

Inclinazione assiale

La particolarità di Urano sta nell’inclinazione del suo asse che si trova inclinato di 97,77° sul piano dell’orbita, pertanto l’asse di rotazione di Urano giace quasi sul suo piano orbitale. Di conseguenza uno dei due poli è diretto verso il Sole per metà dell’orbita, e per la successiva metà dell’orbita cade nella zona in ombra. Nel tratto intermedio all’inversione dei due poli rispetto al Sole, questo sorge e tramonta intorno all’equatore normalmente.

Inclinazione assiale dei giganti gassosi -si noti l’estrema inclinazione sul piano di Urano 

Il polo sud di Urano era diretto verso il Sole al momento del fly-by della Voyager 2 nel 1986, risultando completamente illuminato. Quel polo è definito come “sud” in base alle convenzioni dell’Unione Astronomica Internazionale che definisce il polo nord di un pianeta o satellite il polo che punta “sopra” il piano del Sistema Solare, indipendentemente dalla direzione della rotazione del pianeta. Un risultato di questo strano orientamento è che le regioni polari di Urano ricevono una grande quantità di energia dal Sole in maniera maggiore rispetto alle regioni prossime all’equatore. Tuttavia Urano è più caldo all’equatore che ai poli, anche se il motivo non è attualmente conosciuto.

Sembra anche che l’estrema inclinazione dell’asse di rotazione di Urano causi delle variazioni estreme nelle stagioni per quanto riguarda la meteorologia del pianeta. Durante il viaggio del Voyager 2 le nubi di Urano erano estremamente deboli e miti, mentre osservazioni più recenti (2005) fatte tramite il telescopio spaziale Hubble hanno rilevato una presenza molto più accentuata e turbolenta di allora, quando l’inclinazione dell’asse stava portando l’equatore nella direzione perpendicolare al Sole (questo allineamento si è avuto nel 2007).

La ragione dell’insolita inclinazione assiale di Urano non è nota con certezza: si è pensato in passato che durante la formazione del sistema solare un protopianeta con massa due volte quella terrestre sia entrato in collisione col pianeta facendone “ruotare” l’asse. Tuttavia questa ipotesi non spiegherebbe perché le lune principali di Urano abbiano anch’esse l’asse di rotazione di 98° come il pianeta e non abbiano invece conservato le orbite originarie. Nel 2011 è stato pubblicato uno studio basato su simulazioni al computer riguardo a diversi scenari d’impatto avuti da Urano durante la formazione del sistema solare, studio che afferma che le collisioni subite da Urano durante la formazione del sistema solare dovrebbero essere state ripetute, due o forse più, perché nel caso di un solo impatto, le lune avrebbero assunto molto probabilmente una rotazione retrograda, al contrario di quanto effettivamente osservato nell’era attuale.

Caratteristiche chimico-fisiche

Composizione

Il modello standard della struttura di Urano prevede la divisione in tre strati: lo strato roccioso (silicati, ferro, nichel) al centro, un mantello ghiacciato nel mezzo e uno strato gassoso composto da idrogeno ed elio all’esterno. Il nucleo è relativamente piccolo, con una massa di appena 0,55 masse terrestri e un raggio inferiore al 20% del raggio totale, mentre il mantello ha una massa 13,4 volte quella terrestre. L’atmosfera esterna è relativamente inconsistente, appena 0,5 masse terrestri e costituisce il 20% del raggio di Urano. La densità del nucleo di Urano è di circa 9 g/cm³, con una pressione al centro di 8 milioni di bar e una temperatura di circa 5000 K. Il mantello non è costituito da ghiaccio nel senso convenzionale del termine, bensì da un fluido contenente acqua, ammoniaca e altre sostanze volatili. Le composizioni di Urano e Nettuno sono piuttosto diverse da quelle di Giove e Saturno, con una prevalenza dei materiali ghiacciati rispetto ai gas.

modello della composizione interna del pianeta

Anche se il modello citato sopra è quello considerato standard, esistono altri modelli possibili, tuttavia i dati attualmente disponibili non consentono agli scienziati di determinare quale sia il modello corretto.

Massa e dimensioni

La massa di Urano è circa 14,5 volte quella della Terra, il che lo rende il meno massiccio dei pianeti giganti, nonostante il suo diametro, circa quattro volte quella della Terra, sia leggermente più grande di quello di Nettuno. Con una densità di 1,27 g/cm³ Urano è il secondo pianeta meno denso del sistema solare, dopo Saturno. La sua densità indica che Urano è composto principalmente di acqua, ammoniaca e metano congelati. La massa totale di ghiaccio interno di Urano non è nota con precisione, perché emergono alcune differenze a seconda del modello scelto; essa dovrebbe essere compresa tra 9,3 e 13,5 masse terrestri. L’idrogeno e l’elio costituiscono solo una piccola parte della massa totale, rispettivamente 0,5 e 1,5 masse terrestri. Il resto della massa non ghiacciata (da 0,5 a 3,7 masse terrestri) è costituita da materiale roccioso.

Struttura interna

La struttura interna di Urano non presenta una crosta solida ed il gas atmosferico diventa sempre più denso procedendo verso l’interno e gradualmente covertendosi in liquido. Per convenzione, viene designata come superficie di uno sferoide oblato il punto dove la pressione atmosferica è pari a 1 bar; quindi Urano ha un raggio equatoriale e un raggio polare pari rispettivamente a 25 559 ± 4 e 24 973 ± 20 km.

modello di composizione dell’atmosfera e dell’interno del pianeta

Urano (come Nettuno) è solo in parte simile alla parte interna di Giove e Saturno, non essendo presente l’idrogeno metallico liquido che i due pianeti giganti posseggono, grazie alle pressioni enormi che esercitano sulle loro parti interne. Urano, di massa più piccola, non può generare una pressione sufficiente. Il nucleo roccioso è relativamente piccolo e poco massiccio, inoltre si differenzia da Nettuno e dagli altri pianeti giganti per la mancanza di calore interno: in termini astronomici esso ha un basso flusso termico. Non è chiaro esattamente il motivo per cui Urano non irradia verso l’esterno energia, come fa ad esempio il “gemello” Nettuno, che irradia 2,61 volte più energia nello spazio di quanto ne riceve dal Sole. Il calore irradiato da Urano nella banda del lontano infrarosso dello spettro è solo 1,06 ± 0,08 volte l’energia solare assorbita nella sua atmosfera. Infatti, il flusso di calore di Urano è solo 0,042 ± 0,047 W/m², che è inferiore al flusso di calore interno della Terra di circa 0,075 W/m². La temperatura più bassa registrata nella tropopausa di Urano è di 49 K (-224 °C), rendendo Urano il pianeta più freddo del Sistema Solare.

Una delle ipotesi per questa differenza rispetto altri giganti gassosi è che quando Urano fu colpito nell’impatto col corpo che ha causato la sua peculiare inclinazione assiale, venne espulsa la maggior parte del calore interno originario, riducendo sensibilmente la temperatura del nucleo. Un’altra ipotesi è che ci sia un qualche tipo di barriera negli strati superiori che impedisce al calore del nucleo di raggiungere la superficie, come una convezione tra strati di diversa composizione, che inibisce il trasporto di calore verso l’esterno.

Atmosfera

L’atmosfera è composta da idrogeno (83%), elio (15%), metano (2%) e con tracce di acqua ed ammoniaca. Le capacità degli strumenti di rilevazione permettono di raggiungere una profondità di circa 300 km al di sotto dello strato alla pressione di 1 bar assunto come zero altimetrico, a cui corrispondono una pressione di 100 bar ed una temperatura di 320 K. L’atmosfera può essere divisa in tre strati: la troposfera, ad un’altitudine compresa tra i -300 sotto al livello dove la pressione è pari a un bar e 50 km, con pressioni che variano da 100 a 0,1 bar (10 MPa a 10 kPa), la stratosfera, ad altitudini tra i 50 e 4000 km e pressioni tra 0,1 e 10−10 bar (10 kPa a 10 Pa), e la termosfera/corona, che si estende da 4000 km a 50.000 km sulla superficie. Il colore ciano del pianeta è dovuto alla presenza di metano nell’atmosfera, che assorbe la luce rossa e riflette quella blu. La temperatura della superficie delle nuvole che ricoprono Urano è di circa 55 K (−218 °C). Urano è talmente distante dal Sole che l’escursione termica tra l’estate e l’inverno è quasi nulla.

A New Look at Uranus

una immagine agli infrarossi del telescopio giapponese Subaru di Urano e le lune Miranda (in alto) e Ariel (in basso), che mostra il metano con il colore blu.

Troposfera

La troposfera è la regione inferiore e più densa dell’atmosfera ed è caratterizzata dalla diminuzione della temperatura con l’altezza. La temperatura varia da circa 320 K alla base della troposfera, a −300 km, a 53 K a 50 km. La sonda Voyager 2 durante il fly-by al pianeta rilevò la presenza di nubi di metano attraverso misurazioni radio durante un’occultazione, tuttavia gli altri strati nuvolosi di Urano non sono ben noti. È stato ipotizzato che nuvole d’acqua giacciano entro i 50-100 bar di pressione, nuvole di idrosolfuro di ammonio (NH4HS) entro i 20-40 bar, nuvole di ammoniaca o acido solfidrico entro i 3-10 bar ed infine nuvole di metano entro 1-2 bar. La troposfera è una regione molto dinamica dell’atmosfera, manifestando forti venti, moti convettivi, nubi altamente brillanti e cambiamenti stagionali.

Profilo della temperatura della troposfera di Urano e della sua bassa stratosfera. Sono riportati anche gli strati nuvolosi e di foschia.

Atmosfera superiore

Lo strato intermedio dell’atmosfera di Urano è la stratosfera, dove le temperature generalmente variano con l’altezza a partire da 53 K, in corrispondenza della tropopausa, fino a valori compresi tra gli 800 e gli 850 K alla base della termosfera. Il riscaldamento che si verifica nella stratosfera è dovuto all’assorbimento di radiazione solare, nell’ultravioletto e nell’infrarosso, da parte del metano e di altri idrocarburi, che si formano in questa regione dell’atmosfera in conseguenza della fotolisi del metano. Gli idrocarburi più abbondanti sono l’acetilene e l’etano. Il metano ed il monossido di carbonio alle stesse altitudini presentano valori simili, mentre idrocarburi più pesanti e l’anidride carbonica sono presenti con abbondanze tre ordini di grandezza più piccole.

 
 
Profilo della temperatura nella stratosfera e nella termosfera di Urano. L’area ombreggiata corrisponde allo strato con un’elevata abbondanza di idrocarburi.

L’etano e l’acetilene tendono a condensare nella parte inferiore, più fredda, della stratosfera e nella tropopausa formando strati di foschia, che potrebbero essere responsabili dell’aspetto “mite” di Urano. La concentrazione degli idrocarburi nella stratosfera del pianeta è significativamente inferiore rispetto a quanto riscontrato nelle stratosfere degli altri pianeti giganti.

Termosfera/corona

Lo strato più esterno dell’atmosfera di Urano è la termosfera/corona, che presenta una temperatura uniforme compresa tra 800 e 850 K. La fonte di calore responsabile di un valore così alto della temperatura non è stata ancora identificata, perché né le radiazioni solari ultraviolette né l’attività delle aurore polari, peraltro insignificanti rispetto alle aurore di Giove e Saturno, possono fornire la necessaria energia. Oltre a idrogeno molecolare, la termosfera-corona contiene una notevole quantità di atomi di idrogeno libero. La loro piccola massa insieme con le alte temperature spiega il perché la corona si estende fino a 50 000 km di altitudine dalla superficie, equivalenti a due raggi di Urano. Questa corona tanto estesa è una caratteristica che rende Urano unico tra i pianeti. I suoi effetti includono una forza di resistenza fluidodinamica sulle piccole particelle in orbita attorno al pianeta, determinando l’impoverimento degli anelli dalla polvere.

La termosfera, nella parte superiore della stratosfera, corrisponde alla ionosfera di Urano. Le osservazioni mostrano che la ionosfera si trova ad altitudini comprese tra i 2 000 e 10 000 km. La ionosfera di Urano è più densa di quella di Saturno e Nettuno; ciò potrebbe derivare dalla minore concentrazione di idrocarburi nella stratosfera.. La ionosfera è sostenuta principalmente dalla radiazione solare ultravioletta e la sua densità dipende dall’attività solare.

Bande, nubi e venti

Nel 1986, la Voyager 2 scoprì che l’emisfero meridionale visibile di Urano può essere suddiviso in due regioni: una luminosa calotta polare e bande equatoriali scure. Il loro confine si trova a circa -45° di latitudine. Una banda brillante tra le latitudini da -45 a -50° era la caratteristica più visibile dell’atmosfera esterna. Si pensa che questa struttura, chiamata il “collare del sud”, sia una regione densa di nubi di metano situate all’interno del campo di pressione compreso tra 1,3 e 2 bar. Oltre alla struttura a bande su larga scala, la Voyager 2 osservò dieci piccole nuvole luminose, parecchi gradi a nord del collare, mentre per il resto Urano appariva come un pianeta senza dinamica. La Voyager 2 arrivò durante la piena estate australe di Urano e non riuscì a osservare l’emisfero settentrionale. All’inizio di questo secolo, quando la regione polare settentrionale cominciava a rendersi visibile dalla Terra, il Telescopio Spaziale Hubble e i Telescopi Keck inizialmente non osservarono nessun collare o calotta polare nell’emisfero nord. Tuttavia, quando Urano passò oltre il suo equinozio, il collare meridionale era quasi scomparso, mentre un debole collare settentrionale iniziava a formarsi vicino alla latitudine 45°N.

 
 

La Grande Macchia Scura di Urano, scoperta dal Telescopio spaziale Hubble nel 2006.

Nel 1990, grazie al miglioramento delle tecniche osservative dalla Terra, si osservarono le nubi dell’emisfero settentrionale, che iniziavano a divenire visibili dalla Terra. Vennero trovate molte nubi luminose, più che nell’emisfero meridionale, anche perché nell’emisfero sud il collare luminoso tendeva a mascherarne diverse, togliendo contrasto alle immagini. La differenza principale tra i due emisferi pare sia l’altitudine più elevata alla quale si trovano le nubi dell’emisfero nord, che sembrano più piccole ma più nitide e brillanti. Molte piccole nuvole osservate avevano una durata di poche ore, tuttavia furono osservate formazioni più persistenti, come una “Macchia Scura” (Uranus Dark Spot) che mai era stata osservata prima del 2006.

Black and white image of Uranus reveals cloud details.

Immagine del telescopio che rivela la struttura delle nubi dell’atmosfera di Urano

La velocità massima dei venti è stata rilevata nell’emisfero settentrionale nei pressi della latitudine +50°N, dove i venti possono raggiungere facilmente gli 850 km/h, con punte fino a 900 km/h. I venti all’equatore spirano in direzione retrograda, ossia in direzione opposta alla rotazione del pianeta, con velocità comprese tra -100 e -50 m/s. La velocità del vento aumenta con la distanza dall’equatore, raggiungendo valori vicino allo zero a ± 20° di latitudine, dove si trova la temperatura minima della troposfera. Più vicino ai poli, i venti si muovono in moto diretto, nello stesso senso della rotazione di Urano. La velocità del vento continua ad aumentare raggiungendo i massimi a ± 60° di latitudine, prima di scendere a zero nei pressi dei poli. Nell’emisfero sud, il collare oscura le dinamiche atmosferiche nelle vicinanze del polo sud, impedendo la misurazione della velocità dei venti.

Clima

L’atmosfera di Urano è piuttosto regolare rispetto agli altri giganti gassosi, anche rispetto a Nettuno, il più simile per altri aspetti. Quando la Voyager 2 si avvicinò a Urano, furono osservate solo una decina di formazioni nuvolose su tutto il pianeta. Una spiegazione proposta per questo è il basso calore interno di Urano rispetto a quella degli altri pianeti giganti.

Cambiamenti stagionali

Per un breve periodo, da marzo a maggio del 2004, grandi nubi apparvero nell’atmosfera di Urano, compresa una tempesta persistente, mentre furono misurati venti spirare a oltre 800 km/h, rendendo così Urano simile nell’aspetto a Nettuno. Il 23 agosto 2006, ricercatori dello Space Science Institute e dell’Università del Wisconsin osservarono una macchia scura sulla superficie di Urano, consentendo agli astronomi di reperire maggiori informazioni sull’attività atmosferica di Urano. Non è completamente noto il perché di questi cambiamenti, ma sembrano essere legati all’inclinazione assiale di Urano che causa delle variazioni stagionali del clima di lunga durata, a seconda della posizione del pianeta nella sua orbita attorno al Sole. Determinare la natura di questa variazione stagionale non è semplice in quanto i dati atmosferici di Urano sono noti da meno della durata dell’anno uraniano. Dal 1950 si sono osservate variazioni di luminosità con massimi durante i solstizi e minimi durante gli equinozi. Anche alcune misure della temperatura stratosferica, a partire dal 1970, hanno mostrato cambiamenti più significativi in prossimità del solstizio del 1986.

Ci sono alcune ragioni per ritenere che cambiamenti fisici stagionali stiano avvenendo su Urano. Negli ultimi decenni l’emisfero sud è stato nettamente più brillante, tuttavia durante il precedente solstizio nell’emisfero nord il polo nord era più brillante, e nel 1990, dopo un certo periodo del solstizio nell’emisfero sud, la calotta polare sud si stava notevolmente oscurando (tranne il collare sud), confermando l’ipotesi che il polo che si avvicina al solstizio si illumina per un determinando periodo, e si oscura passato l’equinozio. Nel 2007 infatti, dopo l’equinozio, è apparsa una debole calotta polare nord, mentre quella meridionale diventò quasi invisibile, anche se il profilo dei venti è comunque leggermente asimmetrico, con i venti dell’emisfero nord generalmente un po’ più deboli di quelli dell’emisfero sud.

Si pensa che la variazione della luminosità dell’emisfero illuminato dal Sole derivi dal locale ispessimento delle nubi di metano e degli strati di foschia che si trovano nella troposfera. Il collare luminoso a -45° di latitudine è anch’esso collegato alle nubi di metano. Altre variazioni nella regione polare sud si possono spiegare con cambiamenti negli strati più bassi delle nubi. Le nubi polari spesse e la foschia possono inibire la convezione, ma ora che gli equinozi di primavera e autunno stanno arrivando su Urano, le dinamiche della convezione potrebbero cambiare di nuovo.

Campo magnetico

Prima dell’arrivo della Voyager 2, non era stata effettuata nessuna misurazione della magnetosfera di Urano, quindi la sua natura rimaneva misteriosa, anche se si riteneva che il campo magnetico fosse allineato ai venti solari. Gli astronomi, dopo i dati della Voyager si trovarono di fronte ad un campo magnetico particolare, non previsto precedentemente, in quanto inclinato di 59° rispetto all’asse di rotazione del pianeta, con i poli magnetici che si trovano in pratica all’equatore e non nei pressi dei poli. Inoltre il campo magnetico non si origina dal centro del pianeta, in quanto il suo dipolo magnetico è spostato verso l’emisfero sud di circa un terzo del raggio del pianeta. La magnetosfera di Urano risulta pertanto fortemente asimmetrica, con l’intensità del campo magnetico sulla superficie che va da 0,1 gauss (10 microtesla) dell’emisfero meridionale e può arrivare a 1,1 gauss (110 microtesla) nell’emisfero nord, ed una media in superficie di 0,23 gauss.

 
 

La complessità del campo magnetico di Urano, causata dalla forte inclinazione dei suoi poli magnetici rispetto all’asse di rotazione.

Il momento del dipolo di Urano è 50 volte quello della Terra, e come Nettuno il suo campo magnetico risulta fortemente inclinato, al contrario di quello terrestre e degli altri giganti gassosi, suggerendo che questa caratteristica potrebbe essere comune nei giganti di ghiaccio. La spiegazione per tale ipotesi è che, a differenza dei campi magnetici della Terra e degli altri pianeti, che hanno campi magnetici generati nel loro nucleo, i campi magnetici dei giganti di ghiaccio sono generati dal movimento di materia a profondità relativamente basse, come ad esempio un oceano di acqua e ammoniaca.

Nonostante lo strano allineamento, per altri versi la magnetosfera di Urano è come quella degli altri pianeti, con un limite esterno che si trova a circa 23 raggi in direzione del Sole, una magnetopausa a 18 raggi di Urano. La struttura della magnetosfera uraniana è diversa da quella di Giove e più simile a quella di Saturno. La “coda” della magnetosfera di Urano si estende dietro il pianeta, in direzione opposta al Sole, fino ad una decina di milioni di chilometri, prendendo una forma a spirale a causa della rotazione del pianeta. Il flusso di particelle è abbastanza alto da causare un’erosione dei satelliti in un intervallo di tempo molto rapido in termini astronomici, di 100.000 anni. Questa potrebbe essere la causa della colorazione uniformemente scura dei satelliti e degli anelli. Il fascio di particelle del campo magnetico sviluppa aurore visibili come archi luminosi attorno ai due poli magnetici, anche se, a differenza di Giove, le aurore di Urano sono poco significative, brevi e dall’aspetto puntiforme.

Anelli

 
 
Sopra schema degli anelli interni di Urano; sono mostrati alcuni satelliti e le loro orbite.
Sotto, schema degli anelli esterni

Urano possiede un sistema di anelli appena percettibile, composto da materia scura e polverizzata fino a 10 km di diametro. Il sistema di anelli fu scoperto il 10 marzo 1977 grazie all’osservatorio volante Kuiper Airborne Observatory. La scoperta fu inaspettata: gli astronomi avevano predisposto l’aereo appositamente per studiare un fenomeno molto raro, ovvero l’occultazione di una stella (SAO 158687) da parte di Urano, con l’intento di poter studiare la sua atmosfera, che avrebbe filtrato i raggi della stella, prima che questa scomparisse dietro il pianeta. Il C141 trasportava un telescopio di 90 cm e un fotometro fotoelettrico molto sensibile, capace di misurare le più piccole variazioni di luminosità. Quando i ricercatori analizzarono le loro osservazioni scoprirono che la stella era scomparsa brevemente dalla vista cinque volte prima e dopo l’occultamento da parte del pianeta. Dopo ripetuti controlli, nel dubbio di un difetto nello strumento, conclusero che intorno ad Urano doveva esserci un sistema di anelli analoghi a quelli di Saturno, almeno cinque. Successivamente vennero scoperti quattro ulteriori anelli. Tale sistema venne rilevato direttamente quando la sonda spaziale Voyager 2 passò nei pressi di Urano nel 1986. La Voyager scoprì anche altri due anelli, portando il numero totale degli anelli a undici.

una immagine del telescopio Hubble che mostra la distanza tra gli anelli ed il pianeta

Nel dicembre 2005 il telescopio spaziale Hubble fotografò due nuovi anelli, il più largo dei quali ha un diametro due volte più grande degli anelli precedentemente conosciuti. Data la lontananza da Urano, i nuovi anelli sono stati definiti “sistema di anelli esterno”. I due anelli sono così lontani dal pianeta che sono stati anche chiamati il “secondo sistema di anelli” di Urano. Gli scienziati che hanno effettuato lo studio ipotizzano che l’anello più esterno venga continuamente alimentato dal satellite Mab, scoperto nel 2005 e dal diametro di circa 20 km, che orbita all’interno di tale anello.

una immagine della Voyager 2 che mostra l’intera struttura ad anelli del pianeta

Nell’aprile del 2006, le immagini dei nuovi anelli dell’Osservatorio Keck hanno rivelato i colori degli anelli esterni: il più esterno è blu mentre l’altro è rosso. Una ipotesi che spiegherebbe il colore blu dell’anello esterno è che esso sia composto da minuscole particelle di ghiaccio d’acqua rilasciato dalla superficie di Mab, sufficientemente piccole da diffondere la luce blu.

Satelliti naturali

I satelliti naturali di Urano conosciuti sono 27, e tra questi i 5 principali sono: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Miranda, nel gruppo dei satelliti regolari, che comprende anche 13 lune minori, ovvero Cordelia, Ofelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Giulietta, Porzia, Rosalinda, Cupido, Belinda, Perdita, Puck e Mab. Si ritiene che tutti i satelliti regolari, che complessivamente sono diciotto, si siano formati mediante il tradizionale processo di accrescimento di dischi protoplanetari orbitanti intorno ad Urano, analogamente ai principali pianeti del sistema solare. I primi ad essere scoperti, da parte di William Herschel nel 1787, furono Titania e Oberon, mentre nel 1840 William Lassell scoprì Ariel e Umbriel. Passò poi quasi un secolo senza nessuna scoperta, fino a quando, nel 1948, Gerard Kuiper scoprì Miranda, il più piccolo dei satelliti principali di Urano. L’ultimo satellite scoperto è Margherita nel 2003, ma nel 2016, grazie all’analisi di alcune foto della sonda Voyager vecchie di trent’anni, si sono aggiunti altri due satelliti non confermati. Il sistema satellitare di Urano è il meno massiccio tra quelli dei pianeti giganti; infatti, la massa combinata dei cinque maggiori satelliti è meno della metà di quella del solo Tritone, la maggiore delle lune di Nettuno. Il più grande dei satelliti di Urano, Titania, ha un diametro di 1578 km, meno della metà della Luna, ma poco più grande di Rea, la seconda più grande luna di Saturno, il che rende Titania l’ottavo satellite più grande del Sistema Solare.

I satelliti irregolari, contrariamente ai regolari, presentano orbite di maggiori dimensioni, più eccentriche e inclinate rispetto al piano equatoriale di Urano. A questo gruppo appartengono nove satelliti minori: Francisco, Calibano, Stefano, Trinculo, Sicorace, Margherita, Prospero, Setebos e Ferdinando. Si ritiene che questi satelliti, a differenza dei regolari, non si siano formati all’interno del sistema uraniano, ma siano stati catturati, in tempi successivi, dalla forza di gravità del pianeta.

I 5 satelliti principali di Urano in ordine crescente di distanza dal pianeta (da sinistra a destra): Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon. (non sono ovviamente rispettate le distanze)

Tra i satelliti di Urano, Ariel sembra avere la superficie più giovane con il minor numero di crateri da impatto, mentre la superficie di Umbriel appare la più antica. La superficie di Miranda appare caotica e pare sia stata interessata in passato da un’intensa attività geologica. Sono evidenti vari strati sovrapposti, alcuni recenti ed altri più antichi, solcati dai canyon più profondi del Sistema solare, che raggiungono anche i 20 km di profondità. Si pensa che la sua superficie abbia sofferto intense forze mareali nel passato, in un momento in cui la sua orbita era più eccentrica di quella odierna. Almeno un oggetto è legato a Urano in un’orbita a ferro di cavallo, che occupa il punto lagrangiano Sole-Urano L3, 83982 Crantor, che si muove in un’orbita temporanea all’interno della regione orbitale di Urano.[93] Un altro candidato oggetto in orbita a ferro di cavallo è 2010 EU65.

Nome

Diametro
medio

Massa

Raggio
orbitale
medio

Periodo orbitale

Urano VI

Cordelia

13 ± 2 km

0,8×1018 kg

49 752 km

0,3350338 giorni

Urano VII

Ofelia

15 ± 8 km

0,8×1018 kg

53 764 km

0,376400 giorni

Urano VIII

Bianca

21 ± 4 km

0,8×1018 kg

59 166 km

0,43457899 giorni

Urano IX

Cressida

80 ± 4 km

0,343×1018 kg

61 780 km

0,463570 giorni

Urano X

Desdemona

64 ± 8 km

0,178×1018 kg

62 680 km

0,473650 giorni

Urano XI

Giulietta

94 ± 8 km

0,557×1018 kg

64 350 km

0,493065 giorni

Urano XII

Porzia

135 ± 8 km

1,68×1018 kg

66 090 km

0,513196 giorni

Urano XIII

Rosalinda

72 ± 12 km

0,254×1018 kg

69 940 km

0,558460 giorni

Urano XXVII

Cupido

~17,8 km

3,8×1015 kg

74 800 km

0,618 giorni

Urano XIV

Belinda

81 ± 16 km

0,357×1018 kg

75 260 km

0,623527 giorni

Urano XXV

Perdita

~26,6 km

13×1015 kg

76 420 km

0,638 giorni

Urano XV

Puck

162 ± 4 km

2,89 × 1018 kg

86 010 km

0,761833 giorni

Urano XXVI

Mab

~24,8 km

1,0 × 1016 kg

97 734 km

0,923 giorni

Urano V

Miranda

471,6 ± 1,4 km

(66 ± 7) × 1018 kg

129 390 km

1,413479 giorni

Urano I

Ariel

1157,8 ± 1,2 km

(1,35 ± 0,12) × 1021 kg

191 020 km

2,520379 giorni

Urano II

Umbriel

1169,4 ± 5,6 km

(1,17 ± 0,13) × 1021 kg

266 300 km

4,144177 giorni

Urano III

Titania

1577,8 ± 3,6 km

(3,53 ± 0,09) × 1021 kg

435 910 km

8,705872 giorni

Urano IV

Oberon

1522,8 ± 5,2 km

(3,01 ± 0,07) × 1021 kg

583 520 km

13,463239 giorni

Urano XXII

Francisco

~12 km

1,3×1015 kg

4 276 000 km

-0,7299 anni

Urano XVI

Calibano

~98 km

0,73×1018 kg

7 231 000 km

-1,5871 anni

Urano XX

Stefano

~20 km

6×1015 kg

8 004 000 km

-1,8546 anni

Urano XXI

Trinculo

~10 km

0,75×1015 kg

8 504 000 km

-2,0780 anni

Urano XVII

Sicorace

~190 km

5,4×1018 kg

12 179 000 km

-3,5272 anni

Urano XXIII

Margherita

~11 km

1,3×1015 kg

14 345 000 km

4,6401 anni

Urano XVIII

Prospero

~30 km

21×1015 kg

16 256 000 km

-5,4136 anni

Urano XIX

Setebos

~30 km

21×1015 kg

17 418 000 km

-6,1185 anni

Urano XXIV

Ferdinando

~12 km

1,3×1015 kg

20 901 000 km

-7,7300 anni

Ariel

Ariel è la più luminosa e la quarta in ordine di grandezza delle 27 lune conosciute di Urano. Ariel orbita e ruota nel piano equatoriale di Urano, che è quasi perpendicolare all’orbita di Urano, e ha quindi un ciclo di stagioni estreme.

Ariel (moon).jpg

Ariel in scala di grigi, ripreso dalla Voyager 2. Il sistema di canyon Chasma Kachina si estende lungo la parte superiore dell’immagine.

Gran parte della conoscenza di Ariel deriva da un unico flyby di Urano effettuato dalla sonda Voyager 2, che è riuscita a riprendere l’immagine di circa il 35% della superficie della luna. Non ci sono per il momento piani per tornare a studiare la luna in modo più dettagliato, anche se vari progetti, come Urano orbiter and probe, vengono proposti di volta in volta.

L’immagine a colori di Ariel a più alta risoluzione ripresa da Voyager 2. Canyon ricoperti di pianure levigate sono visibili in basso a destra. Il cratere luminoso Laica è in basso a sinistra.

Dopo Miranda, Ariel è il secondo più piccolo dei cinque maggiori satelliti sferici di Urano, e il secondo più vicino al pianeta. Tra le più piccole delle 19 lune sferiche conosciute del Sistema Solare (è la 14ª per diametro), si ritiene che sia composto di ghiaccio e materiale roccioso più o meno in parti uguali. Come tutte le lune di Urano, Ariel si formò probabilmente da un disco di accrescimento che circondava il pianeta poco dopo la sua formazione e, come altre lune di grandi dimensioni, è verosimilmente differenziato, con un nucleo interno di roccia circondato da un mantello di ghiaccio. Ariel ha una superficie complessa composta da un ampio terreno craterizzato attraversato da un sistema di scarpate di faglia, canyon e creste. La superficie mostra segni di attività geologica più recente rispetto ad altre lune di Urano, molto probabilmente a causa delle forze di marea.

Mappa di Ariel in falso colore. Il prominente cratere non circolare (sotto e a sinistra del centro) è Yangoor. Parte di esso è stato cancellato durante la formazione delle terre di rilievi attraverso processi tettonici

Orbita

Tra le cinque maggiori lune di Urano, Ariel è la seconda più vicina al pianeta, orbitando alla distanza di circa 190.000 km. La sua orbita è poco eccentrica ed è inclinata molto poco rispetto all’equatore di Urano. Il suo periodo orbitale è di circa 2,5 giorni terrestri, coincidente con il suo periodo di rotazione, quindi una faccia della luna è sempre rivolta verso il pianeta (rotazione sincrona), completamente all’interno della magnetosfera di Urano. L’emisfero di coda (parte opposta rispetto alla direzione dell’orbita) dei satelliti senza atmosfera che orbitano all’interno di una magnetosfera viene colpito dal plasma magnetosferico co-rotante con il pianeta ed il bombardamento porta all’oscuramento dell’emisfero di coda, riscontrato per tutte le lune di Urano ad eccezione di Oberon.

immagini dal telescopio Hubble – Ariel transita avanti ad Urano, proiettando la sua ombra

Poiché Ariel, come Urano, orbita intorno al Sole quasi sul proprio fianco rispetto alla sua rotazione, gli emisferi settentrionale e meridionale sono rivolti verso il Sole o dalla parte opposta ai solstizi, avendo così un ciclo di stagioni estreme; i poli di Ariel vedono la notte permanente o la luce del giorno per mezzo anno di Urano (42 anni terrestri), con il Sole che passa vicino allo zenit sopra ad uno dei poli ad ogni solstizio. Il flyby di Voyager 2 coincise con il solstizio d’estate del 1986 dell’emisfero meridionale, quando quasi tutto l’emisfero nord non era illuminato. Una volta ogni 42 anni, quando Urano ha un equinozio e il suo piano equatoriale interseca la Terra, diventano possibili mutue occultazioni dei satelliti di Urano.

Ariel non si trova in alcuna risonanza orbitale con altri satelliti di Urano. In passato, tuttavia, potrebbe essere stato in risonanza 5:3 con Miranda, che quindi potrebbe essere stata in parte responsabile del suo riscaldamento (anche se il riscaldamento massimo attribuibile a una precedente risonanza 1:3 di Umbriel con Miranda doveva essere probabilmente circa tre volte maggiore). Ariel potrebbe essere stato un tempo legato in risonanza 4:1 con Titania, dalla quale si è poi affrancato. Fughe da una risonanza di moto medio sono molto più facili per le lune di Urano piuttosto che per quelle di Giove o di Saturno, a causa del minor grado di schiacciamento di Urano. Questa risonanza, che probabilmente si è verificata circa 3,8 miliardi di anni fa, avrebbe incrementato l’eccentricità orbitale di Ariel, con conseguente attrito mareale a causa delle forze di marea di Urano. Ciò potrebbe aver provocato il riscaldamento delle parti interne della luna di 20 K.

Composizione e struttura interna

Ariel, la quarta più grande delle lune di Urano, potrebbe avere la terza massa più grande. La densità di 1.66 g/cm3, significa che si compone di parti uguali di acqua ghiacciata e di un componente denso ghiacciato, rocce e materiale carbonioso comprendente composti organici pesanti noti come toline. La presenza di ghiaccio d’acqua è avvalorata da osservazioni spettroscopiche agli infrarossi che hanno rivelato ghiaccio d’acqua cristallina sulla superficie, con righe di assorbimento del ghiaccio più forti nell’emisfero di testa che in quello di coda. La causa di questa asimmetria non è nota, ma potrebbe essere correlata al bombardamento da parte di particelle cariche provenienti dalla magnetosfera di Urano, che è più forte sull’emisfero di coda. Le particelle energetiche tendono a polverizzare il ghiaccio d’acqua, decompongono il metano intrappolato nel ghiaccio come clatrato idrato ed oscurano altre sostanze organiche, lasciando un residuo ricco di carbonio.

A parte il ghiaccio d’acqua, l’unico altro composto identificato sulla superficie di Ariel dalla spettroscopia infrarossa è il biossido di carbonio (CO2), che si concentra soprattutto nell’emisfero di coda. Tra i satelliti di Urano, Ariel mostra la maggiore evidenza spettroscopica del CO2 ed è stato il primo su cui è stato scoperto questo composto. L’origine del biossido di carbonio non è del tutto chiara. Potrebbe essere prodotto localmente da carbonati o materiali organici sotto l’influenza delle particelle energetiche cariche provenienti dalla magnetosfera di Urano o dalla radiazione solare ultravioletta. Un’altra fonte possibile è il degassamento di CO2 primordiale intrappolato dal ghiaccio d’acqua all’interno di Ariel. La fuoriuscita di CO2 dall’interno può essere correlata alla passata attività geologica della luna.

Data la sua dimensione, la composizione di roccia/ghiaccio e la possibile presenza di sale o ammoniaca in soluzione per abbassare il punto di congelamento dell’acqua, l’interno di Ariel può essere differenziato in un nucleo roccioso circondato da un mantello ghiacciato. Se questo è il caso, il raggio del nucleo (372 km) è circa il 64% del raggio della luna, e la sua massa è circa il 56% della massa della luna; i parametri sono dettati dalla composizione della luna. La pressione nel centro di Ariel è di circa 0,3 GPa (3 kbar). Lo stato del mantello ghiacciato non è chiaro, anche se l’esistenza di un oceano sotterraneo è ritenuta improbabile.

Albedo e colore

Ariel è il più luminoso dei satelliti di Urano. La sua superficie mostra un effetto di opposizione: la riflettività diminuisce dal 53% ad un angolo di fase di 0° (albedo geometrica) al 35% con un angolo di circa 1°. L’albedo di Bond di Ariel è di circa il 23%, la più alta tra i satelliti di Urano. La superficie di Ariel è generalmente di colore neutro. Ci può essere una asimmetria tra l’emisfero di testa e quello di coda, con questo che sembra essere più rosso del primo del 2%. La superficie di Ariel generalmente non mostra alcuna correlazione tra albedo e geologia da un lato e colore dall’altro. Ad esempio, i canyon hanno lo stesso colore del terreno craterizzato. Tuttavia, i depositi chiari da impatto attorno ad alcuni crateri recenti sono di colore leggermente più blu. Ci sono anche alcuni punti leggermente blu che non corrispondono ad alcuna caratteristica nota della superficie.

Caratteristiche della superficie

La superficie di Ariel mostra all’osservazione tre tipi di terre: crateri, rilievi e pianure. Le principali strutture geologiche sono i crateri da impatto, i canyon, le scarpate di faglia, le creste e le depressioni.

La terra di crateri, una superficie ondulata ricoperta di numerosi crateri da impatto che circonda il polo sud di Ariel, è la più antica e più estesa unità geologica. È attraversata da una rete di scarpate di faglia, di canyon (graben) e di creste scoscese soprattutto alle medie latitudini dell’emisfero meridionale. I canyon, conosciuti anche come chasmata, rappresentano probabilmente graben formatisi attraverso processi tettonici, derivanti da sollecitazioni provocate dal congelamento di acqua (o di ammoniaca acquosa) all’interno della luna. Sono larghi 15–50 km e si estendono in direzione est o nord-est. Il fondo di parecchi canyon è convesso e si eleva di 1–2 km. A volte il fondo è separato dalle pareti del canyon da scanalature di circa 1 km di larghezza. I graben più ampi hanno delle scanalature (chiamate valles) che scorrono lungo le creste dei loro fondi convessi. Il canyon più lungo è il Chasma Kachina, di oltre 620 km (si estende fino nell’emisfero di Ariel che Voyager 2 non ha visto illuminato).

struttura dei graben con il fondo ricoperto di materiali lisci, probabilmente estrusi da fenomeni di criovulcanismo

La seconda tipologia di terra, quella di rilievi, consiste in strisce di creste e di avvallamenti che si estendono per centinaia di chilometri. I rilievi delimitano la terra di crateri e la tagliano in poligoni. All’interno di ogni striscia (larga fino a 25–70 km), ci sono singole creste e avvallamenti lunghi fino a 200 km di e distanti tra loro da 10 a 35 km. Queste strisce sono spesso continuazioni di canyon, suggerendo che potrebbero essere una forma modificata di graben oppure il risultato di una reazione diversa della crosta alle stesse sollecitazioni.

Le terre più recenti osservate su Ariel sono le pianure: zone relativamente basse e lisce che devono essersi formate in un lungo periodo di tempo, a giudicare dalla diversità dei loro crateri. Le pianure si trovano sul fondo di canyon e, in qualche depressione irregolare, nel mezzo di terreno craterizzato. In quest’ultimo caso sono separati dal terreno craterizzato da confini netti, che in alcuni casi si presentano in forma lobata. L’origine più probabile delle pianure è attraverso processi vulcanici; la geometria lineare delle loro bocche, le fanno assomigliare ai vulcani terrestri a scudo, e i margini topografici distinti indicano che il liquido eruttato era molto viscoso, forse una soluzione acqua-ammoniaca super-raffreddata, oppure si tratta di vulcanismo di ghiaccio solido. Lo spessore di questi ipotetici flussi di criolava è stimato nell’ordine di 1–3 km. I canyon si devono quindi essere formati in un tempo in cui la ripavimentazione endogena della superficie era ancora in corso su Ariel.

Ariel sembra essere uniformemente craterizzato rispetto ad altre lune di Urano; la relativa scarsità di crateri estesi indica che la sua superficie non risale alla formazione del Sistema Solare: ciò significa che Ariel, ad un certo punto della sua storia, deve essere stato completamente “riasfaltato”. Si pensa che la passata attività geologica di Ariel sia stata influenzata dalle forze di marea in un momento in cui la sua orbita era più eccentrica rispetto a quella misurata per la prima volta. Il cratere più esteso su Ariel, Yangoor, è largo solo 78 km, e mostra i segni di una deformazione successiva. Tutti i grandi crateri di Ariel hanno fondi appiattiti e picchi centrali, e alcuni sono circondati da depositi luminosi di materiale espulso. Molti crateri sono poligonali, il che indica che il loro aspetto è stato influenzato dalla preesistente struttura crostale. Nelle pianure craterizzate ci sono macchie chiare di grandi dimensioni (circa 100 km di diametro), che potrebbero essere crateri da impatto degradati. Se questo è il caso, sarebbero simili ai palinsesti su Ganimede. Si pensa che una depressione circolare di 245 km di diametro situata a 10°S 30°E sia una struttura da impatto estremamente degradata.

Origine ed evoluzione

Si ritiene che Ariel sia stato formato da un disco di accrescimento o nebulosa secondaria: un disco di gas e polvere esistente attorno a Urano per qualche tempo dopo la sua formazione o creato dal gigantesco impatto che molto probabilmente ha dato al pianeta la sua notevole inclinazione. La composizione precisa della nebulosa secondaria non è nota; tuttavia, la maggiore densità delle lune di Urano rispetto alle quelle di Saturno indica che potrebbe essere stata relativamente povera d’acqua. Significative quantità di carbonio e di azoto potrebbero essere state presenti sotto forma di monossido di carbonio (CO) e azoto molecolare (N2) al posto di metano e ammoniaca. Le lune formatesi in questa nebulosa conterrebbero meno ghiaccio d’acqua (con CO e N2 intrappolati come clatrato) e più roccia, spiegando così la densità più elevata.

Il processo di accrescimento durò probabilmente per diverse migliaia di anni. I modelli suggeriscono che gli impatti che accompagnarono l’accrescimento causarono il riscaldamento dello strato esterno di Ariel, raggiungendo una temperatura massima di circa 195 K ad una profondità di circa 31 km. Dopo la fine della formazione, lo strato di sottosuolo si raffreddò, mentre l’interno di Ariel si riscaldò a causa del decadimento di elementi radioattivi presenti nelle sue rocce. Lo strato raffreddato prossimo alla superficie si contrasse, mentre l’interno si espanse. Ciò causò forti tensioni interne nella crosta lunare, cosa che potrebbe aver portato a fessurazioni. Alcune scarpate di faglia e canyon potrebbero essere risultato di questo processo durato 200 milioni di anni.

Il riscaldamento iniziale dovuto all’accrescimento insieme con il continuo decadimento di elementi radioattivi e il probabile attrito mareale potrebbero aver portato alla fusione del ghiaccio se un antigelo come l’ammoniaca (sotto forma di idrato) o del sale fosse stato presente. La fusione potrebbe aver portato alla separazione del ghiaccio dalle rocce e alla formazione di un nucleo roccioso circondato da un mantello ghiacciato. Uno strato di acqua liquida (oceano) ricco di ammoniaca disciolta potrebbe essersi formato ai confini tra il nucleo e il mantello. La temperatura eutettica di questa miscela è di 176 K. L’oceano, tuttavia, è probabile che sia congelato da molto tempo. Il congelamento dell’acqua ha probabilmente portato all’espansione dell’interno, cosa che potrebbe aver causato la formazione dei canyon e l’obliterazione della superficie antica. Dall’oceano, i liquidi potrebbero essere stati in grado di eruttare in superficie, inondando il fondo dei canyon in un processo di criovulcanismo.

La modellazione termica di Dione, una luna di Saturno, simile ad Ariel per dimensioni, densità e temperatura della superficie, indica che la convezione di stato solido sarebbe potuta durare all’interno di Ariel per miliardi di anni, e che temperature superiori a 173 K (il punto di fusione dell’ammoniaca acquosa) potrebbero essere persistite in prossimità della sua superficie per diverse centinaia di milioni di anni dopo la formazione, e all’incirca un miliardo di anni nelle zone più vicine al nucleo.

L’osservazione e l’esplorazione

La magnitudine apparente di Ariel è di 14,4; simile a quella di Plutone nei pressi del perielio. Tuttavia, mentre Plutone può essere visto attraverso un telescopio di 30 cm di apertura, Ariel, a causa della vicinanza al bagliore di Urano, spesso non è visibile a telescopi con apertura di 40 cm.

la mappa di Ariel accertata con i criteri attualmente definiti dalla comunità scientifica internazionale

Le uniche immagini ravvicinate di Ariel sono state ottenute dalla sonda Voyager 2, che fotografò la luna nel corso del suo flyby di Urano con massimo avvicinamento di 127,000 km, inferiore rispetto alla distanza della sonda da tutte le altre lune di Urano ad eccezione di Miranda. Le migliori immagini di Ariel hanno una risoluzione spaziale di circa 2 km e coprono circa il 40% della superficie, di cui solo il 35% è stato fotografato con la qualità richiesta per la mappatura geologica e il conteggio dei crateri. Al momento del flyby l’emisfero meridionale di Ariel era rivolto verso il Sole, così che l’emisfero settentrionale non poté essere studiato. Nessun altro veicolo spaziale ha mai visitato il sistema di Urano, e nessuna missione è prevista verso Urano e le sue lune. La possibilità di inviare la Cassini verso Urano era stata valutata in  pianificazione per una possibile estensione della missione, ma ci sarebbero voluti una ventina d’anni per arrivare al sistema di Urano dopo essere partiti da Saturno.

Umbriel

Umbriel (moon).jpg

Umbriel ripreso dalla sonda Voyager 2

Superficie

Umbriel è caratterizzata dalla superficie più scura fra tutti i satelliti di Urano, riflettendo solo il 16% della luce che raggiunge la sua superficie, e risulta così la più scura delle lune di Urano in un processo ancora da chiarirsi. Ha un diametro di circa 1.200 km.

Uranus’ moon Umbriel

una mappa in falsi colori contrastati della superficie di Umbriel

La superficie del satellite è pesantemente craterizzata; la sua caratteristica più rilevante, nota con il nome di Wunda, è un grande anello di materiale brillante. Sembra naturale presumere che si tratti di un cratere, ma l’esatta natura della formazione è ancora incerta.

Struttura interna

Umbriel è la terza più grande e la quarta più massiccia luna di Urano con una densità di circa 1.39 g/cm^3, che indica una consistenza principalmente di ghiaccio d’acqua con una componente non di ghiaccio stimata intorno al 40% della sua massa. Questa massa non ghiacciata potrebbe essere roccia o materiale organico carbonaceo.
La presenza del ghiaccio d’acqua è stata rilevata anche da osservazioni spettroscopiche nell’infrarosso che hanno svelato come le bande di assorbimento del ghiaccio d’acqua sono molto più forti su uno degli emisferi (quello rivolto nella direzione dell’orbita intorno ad Urano) rispetto all’opposto. Il motivo di quest’asimmetria è sconosciuto ma potrebbe avere avuto a che fare con il continuo bombardamento di particelle cariche da parte della magnetosfera di Urano.

Orbita

Attualmente Umbriel non è coinvolto in alcuna risonanza orbitale con altri satelliti ma in passato potrebbe essere stato in risonanza 1:3 con Miranda e questo potrebbe aver contribuito a riscaldare l’interno della luna, causando qualche attività geologica. Ma dopo che Miranda è sfuggita alla risonanza, l’eccentricità dell’orbita di Umbriel è diminuita, eliminando la fonte di calore.

Uranus and Moons (Labeled)

Urano e le sue lune principali riprese dal telescopio ESO

Probabilmente Umbriel conserva intatto il registro di tutti gli impatti che ha subito nella sua storia, ma ci sono ancora anche i segni della sua attività geologica iniziale. Si possono ancora notare alcune tracce di poligoni e forme complesse lunghe centinaia di km, causate probabilmente dal movimento della crosta. Se ci fosse mai stato un oceano in passato, questo dovrebbe ormai essere ghiacciato da molto, anche se potrebbe essere durato abbastanza a lungo con all’interno quantità di ammoniaca molto alte. 

Per ragioni di brevità espositiva, preferiamo non ripetere molte caratteristiche delle lune di Urano che sono simili tra loro.

Titania

Titania è la più grande delle lune di Urano e, con un diametro di 1578 km, l’ottava del sistema solare. Scoperta da William Herschel nel 1787, Titania prende il nome dalla Regina delle Fate in Sogno di una notte di mezza estate di Shakespeare.

Titania (moon) color.jpg

immagine di Titania ripresa dalla sonda Voyager 2

Titania è costituita da ghiaccio e roccia in misura all’incirca uguale, ed è probabilmente differenziata in un nucleo di roccia e un mantello di ghiaccio. Uno strato di acqua liquida potrebbe essere presente al confine tra nucleo e mantello. La superficie di Titania (piuttosto scura e leggermente rossa) sembra essere stata modellata sia da impatti che da processi endogeni. È coperta da numerosi crateri da impatto che raggiungono i 326 km di diametro, ma in misura minore rispetto alla superficie della luna più esterna di Urano, Oberon. Titania probabilmente ha subito un precoce evento di ripavimentazione endogena che ha modificato la sua vecchia superficie molto craterizzata. La superficie di Titania è attraversata da un sistema di enormi canyon e scarpate, come risultato dell’espansione del suo interno durante le ultime fasi della sua evoluzione. Come tutte le lune maggiori di Urano, Titania si è probabilmente formata da un disco di accrescimento che circondava il pianeta poco dopo la sua formazione.

L’immagine a più alta risoluzione di Titania ripresa da Voyager 2 mostra pianure moderatamente craterizzate, enormi fratture e lunghe scarpate. Nella parte inferiore, una regione di pianure più lisce è attraversata dal graben Belmont Chasma.

La spettroscopia agli Infrarossi condotta dal 2001 al 2005 ha rivelato la presenza di ghiaccio d’acqua e di anidride carbonica ghiacciata sulla superficie di Titania, il che indica che la luna potrebbe possedere una tenue atmosfera di anidride carbonica con una pressione superficiale di circa un decitrilionesimo di bar. Misurazioni della pressione superficiale durante l’occultazione di una stella da parte di Titania hanno stabilito un limite superiore di 10-20 nbar.

Orbita

Titania orbita Urano a una distanza di circa 436.000 km ed è, tra le sue cinque lune principali, la seconda più lontana dal pianeta. L’orbita di Titania è poco eccentrica e pochissimo inclinata rispetto all’equatore di Urano. Il suo periodo orbitale è di 8,7 giorni circa, e coincide con il suo periodo di rotazione, quindi Titania è un satellite in rotazione sincrona, con un lato sempre rivolto verso il pianeta.

la foto a più ampia risoluzione della Voyager 2 della superficie di Titania

L’orbita di Titania si trova completamente all’interno della magnetosfera di Urano. Ciò è importante, perché gli emisferi di coda dei satelliti in orbita all’interno di una magnetosfera vengono colpiti dal plasma della magnetosfera, che è in rotazione con il pianeta. Questo bombardamento può comportare l’oscuramento degli emisferi di coda, fatto che si verifica per tutte le lune di Urano, ad eccezione di Oberon.

Poiché Urano orbita intorno al Sole quasi su un fianco, e le sue lune orbitano nel piano equatoriale del pianeta, esse (tra cui Titania) sono soggette ad un ciclo stagionale estremo. Entrambi i poli trascorrono 42 anni in un buio completo, e altri 42 anni alla luce solare continua, con il Sole che sorge vicino allo zenit su uno dei poli ad ogni solstizio. Il sorvolo ravvicinato di Voyager 2 coincise con il solstizio d’estate dell’emisfero meridionale nel 1986, quando quasi tutto l’emisfero settentrionale non era illuminato. Una volta ogni 42 anni, quando Urano ha un equinozio e il suo piano equatoriale interseca la Terra, diventano possibili mutue occultazioni dei satelliti di Urano. Nel 2007-2008 furono osservati alcuni eventi di questo tipo, tra cui due occultazioni di Titania da parte di Umbriel, il 15 agosto e l’8 dicembre 2007.

Composizione e struttura interna

Titania è la luna più grande e più massiva di Urano, l’ottava luna del Sistema Solare per massa. La sua densità di 1,71 g/cm3, molto superiore alla densità media dei satelliti di Saturno, indica che è composta in proporzioni quasi uguali di ghiaccio d’acqua e di dense componenti non ghiacciate, forse roccia e materiale carbonioso, tra cui composti organici pesanti. La presenza di ghiaccio d’acqua cristallino sulla superficie della luna è supportata da osservazioni spettroscopiche a raggi infrarossi fatte nel 2001-2005. Le bande di assorbimento del ghiaccio d’acqua sono un po’ più forti sull’emisfero di testa che sull’emisfero di coda, il contrario di ciò che si osserva su Oberon, dove l’emisfero di coda presenta maggiori evidenze di ghiaccio d’acqua. La causa di questa asimmetria non è conosciuta, ma potrebbe essere correlata al bombardamento di particelle cariche della magnetosfera di Urano, che è più intenso nell’emisfero di coda (a causa della co-rotazione del plasma). Le particelle energetiche tendono a erodere il ghiaccio, a decomporre il metano intrappolato nel ghiaccio sotto forma di idrato clatrato e a scurire altri composti organici, lasciandosi dietro un residuo scuro ricco di carbonio.

A parte l’acqua, l’unico altro composto identificato sulla superficie di Titania mediante spettroscopia infrarossa è l’anidride carbonica, concentrata principalmente nell’emisfero di coda. L’origine del biossido di carbonio non è completamente chiara. Potrebbe essere prodotta localmente da carbonati o materiali organici sotto l’influenza della radiazione ultravioletta solare o delle particelle cariche provenienti dalla magnetosfera di Urano. Quest’ultimo processo spiegherebbe l’asimmetria nella sua distribuzione, poiché l’emisfero di coda è soggetto a una più intensa influenza magnetosferica rispetto a quello di testa. Un’altra fonte possibile è il degassamento del CO2 primordiale intrappolato dal ghiaccio d’acqua all’interno di Titania. La fuga di CO2 dall’interno potrebbe essere correlata alla passata attività geologica su questa luna.

Titania potrebbe essere differenziata in un nucleo roccioso circondato da un mantello di ghiaccio. Se questo è il caso, il raggio del nucleo di 520 km è circa il 66% del raggio della luna, e la sua massa è circa il 58% della massa totale; le proporzioni sono dettate dalla composizione della luna. La pressione al centro di Titania è di circa 0,58 GPa (5,8 kbar). L’attuale stato del manto ghiacciato non è chiaro. Se il ghiaccio contenesse sufficiente ammoniaca o altro antigelo, Titania potrebbe possedere uno strato di oceano liquido al confine nucleo-mantello. Lo spessore di questo oceano, ammesso che esista, può arrivare fino a 50 chilometri e la sua temperatura è di 190 K circa. C’è da notare tuttavia che la struttura interna di Titania dipende in larga misura dalla sua storia termica, attualmente poco conosciuta.

Caratteristiche della superficie

Tra le lune di Urano, Titania è di luminosità intermedia tra gli oscuri Oberon e Umbriel e i luminosi Ariel e Miranda. La sua superficie si presenta con un forte effetto di opposizione: il suo potere riflettente diminuisce dal 35% ad un angolo di fase di 0° (albedo geometrica) al 25% ad un angolo di circa 1°. Titania ha un’albedo di Bond piuttosto bassa, circa il 17%. La sua superficie è per lo più rossastra, meno comunque rispetto a quella di Oberon. Tuttavia, i più recenti depositi da impatto danno maggiormente sul blu, mentre le pianure lisce situate nell’emisfero di testa vicino al cratere Ursula e lungo alcuni graben sono un po’ più rosse. Potrebbe esserci un’asimmetria cromatica tra gli emisferi testa e di coda con il primo più rosso del secondo dell’8%. Tuttavia, questa differenza è collegata alle pianure lisce e potrebbe essere casuale. L’arrossamento delle superfici probabilmente dipende dalla meteorologia spaziale causata da bombardamenti di particelle cariche e di micro meteoriti in un arco di tempo dell’età del sistema solare. Tuttavia, l’asimmetria cromatica di Titania probabilmente è più relativa all’accrescimento di materiale rossastro proveniente da parti esterne al sistema di Urano, forse da satelliti irregolari, che si sarebbe depositato prevalentemente sull’emisfero di testa.

The right half of a round spherical body that is illuminated. The terminator runs along the right edge. A large crater with a central pit can be seen at the terminator in the upper half of the image. A large canyon runs from the darkness at the lower-right side to visible center of the body.

il Messina Chasma

Gli scienziati hanno classificato tre caratteristiche geologiche su Titania: crateri, chasmata (canyon) e rupes (scarpate). La superficie di Titania è molto meno craterizzata di quelle di Oberon e di Umbriel, il che significa che è molto più giovane. Il diametro dei crateri varia da pochi chilometri a 326 km per il più grande, il cratere Gertrude. Alcuni crateri (ad esempio, Ursula e Jessica) sono circondati da materiale espulso (ejecta) luminoso, raggiere di ghiaccio relativamente fresco. Tutti i grandi crateri di Titania presentano fondi piatti e picchi centrali, a parte Ursula che ha un pozzo al centro. A ovest di Gertrude c’è una zona con topografia irregolare, il cosiddetto “bacino senza nome”, che potrebbe essere un altro bacino da impatto fortemente degradato con un diametro di circa 330 chilometri.

sopra Proiezione piana della superficie mappata di Titania

sotto Proiezione stereografica dell’emisfero sud

La superficie di Titania è attraversata da un sistema di enormi faglie, o scarpate. In alcuni luoghi, due scarpate parallele segnano depressioni nella crosta del satellite, con la formazione di graben, a volte chiamati canyon. Il più importante tra i canyon di Titania è Messina Chasmata, che si estende per circa 1.500 chilometri dall’equatore fin quasi al polo sud. I graben su Titania sono larghi 20–50 km con una profondità di 2–5 km circa. Le scarpate non collegate a canyon si chiamano Rupes, come Rousillon Rupes vicino al cratere Ursula. Le regioni lungo alcune scarpate e vicino a Ursula appaiono lisce alla risoluzione delle immagini di Voyager. Queste pianure lisce sono state probabilmente ripavimentate successivamente nella storia geologica di Titania, dopo la formazione della maggior parte dei crateri. La ripavimentazione potrebbe essere stata sia di natura endogena, con eruzione di materiale fluido dall’interno (criovulcanismo), oppure dovuta alla copertura da parte del materiale espulso dai vicini crateri di grandi dimensioni. I graben sono probabilmente gli elementi geologici più giovani su Titania: essi intersecano tutti i crateri e le pianure lisce.

The terminator region of Titania, one of Uranus' five large moons, was captured in this Voyager 2 image obtained in the early morning hours of Jan. 24, 1986.

alcuni dettagli ingranditi della superficie della regione terminale di Titania

La geologia di Titania è stata influenzata da due forze concorrenti: la formazione di crateri da impatto e la ripavimentazione endogena. La prima ha agito durante tutta la storia della luna e ha influenzato tutte le superfici. Anche i processi della seconda sono stati di natura globale, ma attivi soprattutto per un periodo successivo alla formazione della luna. Essi hanno cancellato il terreno originale molto craterizzato, spiegando così il numero piuttosto basso di crateri da impatto sulla attuale superficie. Ulteriori episodi di ripavimentazione potrebbero essersi verificati successivamente portando così alla formazione di pianure lisce. In alternativa le pianure lisce possono essere coperture di materiale espulso dai crateri nelle vicinanze. I processi endogeni più recenti sono stati soprattutto di natura tettonica e hanno causato la formazione dei canyon, che sono in realtà crepe giganti della crosta di ghiaccio. La rottura della crosta è stata causata dall’espansione globale di Titania dello 0,7% circa.

Atmosfera

La presenza di anidride carbonica sulla superficie indica che Titania potrebbe avere una tenue atmosfera stagionale di CO2, molto simile a quella della luna gioviana Callisto. È poco probabile che siano presenti altri gas, come azoto o metano, in quanto la debole gravità della luna non avrebbe potuto impedire loro di disperdersi nello spazio. Alla temperatura massima raggiungibile durante il solstizio d’estate di Titania (89 K), la pressione di vapore di anidride carbonica è di 3 nbar circa. L’8 settembre 2001, Titania occultò una stella (HIP106829) con magnitudine apparente di 7,2; fu questa l’occasione per determinare con più precisione il diametro della luna, le sue effemeridi e di rilevare l’esistenza di un’eventuale atmosfera. I dati non hanno rivelato alcuna atmosfera ad una pressione superficiale di 10-20 nanobars; se esistesse, dovrebbe essere molto più sottile di quella di Tritone o di Plutone.

La particolare geometria del sistema di Urano determina che i poli delle lune ricevano più energia solare rispetto alle loro regioni equatoriali. Poiché la pressione di vapore della CO2 aumenta rapidamente con la temperatura, ciò potrebbe portare all’accumulo di anidride carbonica nelle regioni a bassa latitudine, dove essa potrebbe trovarsi stabilmente in zone ad elevata albedo e in regioni ombreggiate della superficie sotto forma di ghiaccio. Durante l’estate, quando le temperature polari raggiungono anche 85-90 K, l’anidride carbonica sublima migrando verso il polo opposto e verso le regioni equatoriali, dando luogo a una specie di ciclo del carbonio. L’anidride carbonica ghiacciata può essere eliminata dalle zone fredde dove si è accumulata dalle particelle della magnetosfera, che la rimuovono dalla superficie. Si ritiene che Titania abbia perso una notevole quantità di anidride carbonica dalla sua formazione 4,6 miliardi anni fa.

Origine ed evoluzione

Si ritiene che Titania si sia formata per accrescimento nella sub-nebulosa di Urano, un disco di gas e polvere che era presente attorno a Urano per qualche tempo dopo la sua formazione, oppure creato da un impatto gigantesco che molto probabilmente ha dato a Urano la sua elevata obliquità. La precisa composizione della nebulosa non è conosciuta, tuttavia, la densità piuttosto alta di Titania e di altre lune di Urano rispetto alle lune di Saturno indica che era povera d’acqua. Significative quantità di azoto e di carbonio potrebbero essere state presenti sotto forma di monossido di carbonio e N2 al posto di ammoniaca e metano. Le lune che si formarono in questa nebulosa contenevano meno ghiaccio d’acqua (con CO e N2 intrappolati come clatrato) e più roccia, determinando così la maggiore densità.

L’accrescimento di Titania probabilmente durò per diverse migliaia di anni. Gli impatti che accompagnarono l’accrescimento causarono il riscaldamento dello strato esterno della luna. La temperatura massima di circa 250 K (-23°), è stata raggiunta a una profondità di 60 chilometri circa. Dopo la fine della formazione, lo strato sotto la superficie si raffreddò, mentre l’interno di Titania si riscaldò a causa del decadimento di elementi radioattivi presenti nelle rocce. Lo strato freddo in prossimità della superficie si contrasse, mentre l’interno si espanse. Ciò causò forti tensioni distensive nella crosta lunare che portarono a fratture. Alcuni degli attuali canyon potrebbero essere il risultato di questo processo durato per circa 200 milioni di anni, il che significa che ogni attività endogena ebbe fine miliardi di anni fa.

Il riscaldamento iniziale dovuto all’accrescimento insieme con il continuo decadimento di elementi radioattivi erano probabilmente abbastanza forti da fondere il ghiaccio in presenza di anticongelanti come ammoniaca (sotto forma di idrato) o sale. Successive fusioni potrebbero aver determinato la separazione del ghiaccio dalla roccia e la formazione di un nucleo roccioso circondato da un mantello di ghiaccio. Uno strato di acqua liquida (oceano) ricco di ammoniaca disciolta potrebbe aver formato la zona di confine tra il nucleo e il mantello. La temperatura eutettica di questa miscela è 176 K (-97°). Se la temperatura fosse scesa al di sotto di questo valore, l’oceano si sarebbe successivamente congelato. Il congelamento dell’acqua avrebbe causato l’espansione dell’interno, che potrebbe essere stata responsabile della formazione della maggior parte dei canyon. C’è da tener presente che l’attuale conoscenza dell’evoluzione geologica di Titania è piuttosto limitata.

Esplorazione

Finora le uniche immagini ravvicinate di Titania sono state riprese dalla sonda Voyager 2, durante il flyby di Urano. Poiché la distanza minima tra il Voyager 2 e Titania era solo di 365.200 km, le migliori immagini di questa luna hanno una risoluzione spaziale di circa 3,4 km (solo Miranda e Ariel sono stati ripresi con una risoluzione maggiore). Le immagini coprono circa il 40% della superficie, ma solo il 24% è stato fotografato con la precisione richiesta dalla cartografia geologica. Al momento del sorvolo ravvicinato, l’emisfero meridionale di Titania (come quello delle altre lune) era puntato verso il Sole, così che l’emisfero nord era al buio e pertanto non poté essere studiato.

Oberon 

Oberon è il più esterno dei satelliti di Urano. Il nome deriva dalla commedia di Shakespeare Sogno di una notte di mezza estate, in cui Oberon è il re delle fate.

Voyager 2 picture of Oberon.jpg

immagine di Oberon ripresa dalla Voyager 2; sul bordo inferiore sinistro è visibile una prominenza alta oltre 6000m

Orbita

Oberon orbita intorno ad Urano ad una distanza media di 584.000 km ed è così il più lontano dei cinque satelliti principali del pianeta. La sua orbita è caratterizzata da una modesta eccentricità e inclinazione orbitale rispetto all’equatore di Urano ed il suo periodo orbitale è di circa 13,5 giorni, coincidente con il suo periodo di rivoluzione; pertanto la sua orbita è in rotazione sincrona, con la conseguenza di mostrare sempre la stessa faccia al suo pianeta.

Le dimensioni di Urano e dei suoi satelliti: da sinistra, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon. (Composizione dalle foto di Voyager 2)

L’orbita di Oberon rimane per una parte significativa del suo percorso al di fuori della magnetosfera di Urano, per cui la sua superficie viene direttamente colpita dal vento solare. Il sorvolo del Voyager 2 è coinciso con il solstizio estivo del 1986 dell’emisfero meridionale e pertanto l’intero emisfero settentrionale non era illuminato. Ogni 42 anni, quando Urano ha un equinozio e il suo piano equatoriale intersca quello terrestre, è possibile l’occultazione reciproca dei suoi satelliti. Un evento di questo tipo è stato osservato il 4 maggio 2007 quando Oberon ha occultato Umbriel.

Composizione e struttura interna

Oberon è per dimensioni il secondo satellite di Urano, dopo Titania, e il decimo del sistema solare (dopo Ganimede, Titano, Callisto, Io, la nostra Luna, Europa, Tritone, Titania e Rea). La sua densità è di 1,63 g/cm3, più alta della densità tipica dei satelliti di Saturno, indicando che è costituito in proporzioni circa uguali di ghiaccio d’acqua e altri elementi non ghiacciati e più densi, tra cui rocce e materiali ricchi in carbonio inclusi i composti organici.

 
Immagine in falsi colori di Oberon, elaborata al computer. La regione in bianco è quella non fotografata dalla sonda Voyager 2. Il grande cratere centrale con il fondo scuro è Amleto; alla sua sinistra il cratere Otello mentre la Mommur Chasma si trova in alto a sinistra

La presenza di ghiaccio d’acqua è supportata da osservazioni spettroscopiche che hanno rivelato la presenza di cristalli di ghiaccio sulla superficie del satellite. La presenza di bande di assorbimento dell’acqua è più forte nell’emisfero anteriore che in quello posteriore, che è l’esatto contrario di quello che avviene sugli altri satelliti di Urano. La causa di questa asimmetria non è nota, ma potrebbe essere legata agli effetti di modifica del suolo conseguenti ad impatti meteoritici, che normalmente sono più diffusi sull’emisfero anteriore e che disperdono il ghiaccio della superficie lasciandosi dietro una fascia più scura di materiale non ghiacciato. Il materiale scuro potrebbe essere il risultato dell’effetto della radiazione sui clatrati di metano o di oscurimento dei composti organici a causa dell’irraggiamento.

Oberon-NASA names en

alcune delle evidenze morfologiche di superficie di Oberon

È possibile che in Oberon si sia differenziato un nucleo interno roccioso circondato da un mantello ghiacciato. In questo caso il raggio del nucleo (480 km) corrisponderebbe al 63% del raggio del satellite e la sua massa sarebbe il 54% di quella totale (i valori sono calcolati in base alla composizione del satellite). La pressione al centro di Oberon è di circa 0,5 GPa (5 kbar). Lo stato attuale del mantello ghiacciato non è ancora chiaro. Se il ghiaccio contiene abbastanza ammoniaca o un altro anticongelante, Oberon potrebbe possedere uno strato liquido al confine tra il nucleo e il mantello. Lo spessore di questo oceano, sempre che esista, potrebbe raggiungere i 40 km e la sua temperatura i 180 K. È da notare tuttavia che la struttura interna di Oberon dipende fortemente dalla sua storia termica, attualmente poco conosciuta.

Superficie

Possiede una superficie ghiacciata e ricoperta di crateri, che non mostra tracce evidenti di attività tettonica, a parte la presenza di alcuni materiali scuri che sembrano ricoprire la superficie di alcuni crateri. Possiede almeno una montagna molto alta che raggiunge i 6000m di altitudine, una altezza pari a 7,8 millesimi del raggio del satellite di gran lunga superiore ai 1.4 millesimi del raggio terrestre che raggiunge l’Everest.

Voyager 2 close-up of Oberon features

un particolare della superficie di Oberon scattato dalla Voyager 2

Oberon è il secondo satellite più scuro di Urano dopo Umbriel. La sua superficie mostra un forte effetto di opposizione: la sua riflettività decresce da un’albedo del 31% a un angolo di fase 0° fino al 22% ad un angolo di circa 1°. Oberon ha una bassa albedo di Bond, attorno al 14%. La sua superficie è generalmente rossastra, tranne che nei depositi da impatti recenti che sono di colore neutro o bluastro. Oberon è infatti il più rosso tra i satelliti maggiori di Urano.

I suoi emisferi anteriore e posteriore sono asimmetrici nella colorazione: il secondo appare più rosso del primo perché contiene più materiale rosso scuro. L’arrossamento della superficie è spesso collegato all’erosione spaziale causata dal bombardamento della superficie da parte di particelle e micrometeoriti che hanno l’età del sistema solare. L’asimmetria di colore di Oberon è però più probabilmente collegata all’accrezione di materiale rossastro che spiraleggia dalle zone esterne del sistema di Urano, presumibilmente dai satelliti irregolari, e influisce soprattutto sull’emisfero anteriore.

Gli studiosi hanno identificato due classi di caratteristiche geologiche su Oberon: crateri da impatto e chasmata (profondi canyon o depressioni, come le fosse tettoniche o le scarpate terrestri). La superficie di Oberon è la più craterizzata tra tutti i satelliti di Urano, con una densità di crateri che si approssima alla saturazione, cioè al punto in cui la formazione di nuovi crateri è bilanciata dalla distruzione di quelli più vecchi. Questa elevata craterizzazione indica che Oberon ha la superficie più antica tra i satelliti di Urano. Il diametro dei crateri arriva fino ai 206 km di Amleto, il più grande tra i crateri conosciuti. Da alcuni dei crateri maggiori si dipartono raggi di materiale espulso più chiaro che consiste principalmente di ghiaccio depositatosi in tempi recenti. Il fondo dei crateri maggiori come Amleto, Otello e Macbeth è coperto di materiale molto scuro depositatosi dopo la loro formazione.

Un picco alto circa 11 km è stato osservato in alcune immagini del Voyager vicino al bordo esterno meridionale di Oberon; potrebbe trattarsi del picco centrale di un grande bacino da impatto largo circa 375 km. La superficie di Oberon è intersecata da un sistema di canyon, che sono tuttavia meno diffusi di quelli trovati su Titania. Le fiancate dei canyon sono delimitate dalle normali scarpate (alcune definibili come graben), alcune delle quali appaiono antiche, altre recenti: su queste ultime sono presenti depositi brillanti provenienti da grandi crateri, indicanti che la loro formazione è recente. Il chasma più imponente è il Mommur Chasma.

La geologia di Oberon è stata influenzata da forze contrapposte: la formazione di crateri da impatto e il rimodellamento della superficie provocato da effetti endogeni. La prima è stata attiva durante l’intera vita del satellite ed è la principale responsabile del suo aspetto odierno. I processi endogeni, di natura tettonica, sono stati attivi per un periodo successivo alla formazione del satellite e hanno portato alla formazione dei canyon, risultanti da fessurazioni della crosta ghiacciata, che hanno in parte cancellato la vecchia superficie. La fessurazione della crosta è stata causata da un’espansione di Oberon dello 0,5% avvenuta in due fasi corrispondenti ai vecchi e nuovi canyon.

La natura delle chiazze scure, presenti soprattutto nell’emisfero anteriore e all’interno dei crateri, non è ben nota. Secondo alcuni esse sono di origine criovulcanica, mentre altri ritengono che gli impatti abbiano portato in superficie del materiale più scuro interrato al di sotto della crosta ghiacciata. Nel secondo caso Oberon dovrebbe essere almeno parzialmente differenziato, con la crosta ghiacciata disposta al di sopra dell’interno non differenziato.

Esplorazione

Le uniche immagini ravvicinate di Oberon sinora disponibili provengono dalla sonda Voyager 2, che ha fotografato la superficie del satellite nel corso del suo fly-by del sistema di Urano, il 24 gennaio 1986. La distanza minima di avvicinamento della sonda è stata di 470.600 km ed ha permesso di ottenere immagini con una risoluzione massima di circa 6 km. Le immagini coprono circa il 40% della superficie, ma solo per il 25% di essa è stato possibile ottenere una risoluzione sufficiente per produrre una mappatura geologica del satellite. All’epoca del sorvolo infatti l’emisfero meridionale di Oberon era rivolto verso il Sole, cosicché l’emisfero settentrionale risultava troppo scuro per poter essere studiato.

Miranda

Miranda è il più piccolo ed interno satellite di Urano tra le cinque lune maggiori. Scoperto da Gerard Kuiper il 16 febbraio 1948 dall’osservatorio McDonald. È designato anche Urano V. Ad oggi, le uniche immagini ravvicinate di Miranda provengono dalla sonda spaziale Voyager 2. È stato fotografato e quindi studiato soltanto l’emisfero meridionale della luna, perché illuminato dalla luce solare durante l’incontro. È stata una fortunata coincidenza che la luna fosse l’oggetto a minor distanza, circa 30.000 km dalla sonda, dato che si è rivelato l’oggetto più interessante nel sistema di Urano: le immagini riprese, infatti, rivelano una passata attività geologica nettamente superiore a quella che ha interessato le altre lune del pianeta. Il Voyager 2 ha dovuto avvicinarsi il più possibile ad Urano per avere la spinta necessaria a raggiungere Nettuno, questo ha permesso di avere immagini con risoluzione, della superficie di Miranda, di alcune centinaia di metri.

Miranda.jpg

Polo Sud di Miranda ripreso dal Voyager 2 da 480 km ad una risoluzione di 2.7 km

La superficie sembra essere composta da ghiaccio d’acqua mista a composti di silicati e carbonati, con presenza anche di ammoniaca. Come le altre lune di Urano, la sua orbita giace su un piano perpendicolare all’orbita del pianeta attorno al Sole, e come il pianeta è quindi soggetta a variazioni stagionali estreme.

Come altre lune di Urano, Miranda si formò probabilmente da un disco di accrescimento che circondava il pianeta poco dopo la sua formazione, o dopo l’evento catastrofico che ha prodotto la sua insolita inclinazione. Tuttavia, Miranda è inclinata di 4,338° rispetto al piano dell’equatore di Urano, e si tratta dell’inclinazione più marcata tra le principali lune uraniane. Miranda sarebbe potuta essere solo una piccola luna inerte ghiacciata ricoperto di crateri da impatto, invece le immagini della Voyager mostrarono un mondo dalla superficie sorprendentemente variegata e unica, un mosaico di diverse aree dalle differenti caratteristiche, con vaste pianure ondulate costellate da crateri e attraversate da una rete di faglie ripide e rupes. Questa zona ha tre coronae impressionanti, il cui diametro è superiore ai 200 km. Queste formazioni geologiche e l’inclinazione anomala dell’orbita suggeriscono una storia passata e un’attività geologica complessa. La geologia di Miranda pare sia stata caratterizzata dalle forze di marea, dalle risonanze orbitali, da una parziale differenziazione planetaria e da movimenti di convezione, dall’espansione del suo mantello e da episodi di criovulcanismo.

Missioni spaziali

Come detto, le uniche immagini ad alta risoluzione di Miranda sono state scattate dalla sonda spaziale Voyager 2, che fotografò il satellite ad una distanza minima da Miranda di circa 30.000 km, distanza notevolmente inferiore rispetto a quella tra la sonda e le altre lune uraniane. Le migliori immagini di Miranda hanno così una risoluzione 500 m, sufficiente per poter compilare una carta geologica e per poter contare i crateri. Al momento del sorvolo, l’emisfero meridionale di Miranda (come quello delle altre lune) era puntato verso il Sole, quindi l’emisfero settentrionale (immerso nelle tenebre) non poteva essere studiato. Nessun altro veicolo spaziale ha mai più visitato Urano (e Miranda). Il programma Uranus orbiter and probe, proposto dalla NASA nel 2011 prevede il lancio per gli anni 2020-2023, e potrebbe approfondire la conoscenza dei satelliti di Urano. La missione era il terzo programma a più alta priorità degli anni 2013-2022, ma è tuttavia stato messo in attesa perché a priorità più bassa rispetto a quelli per Marte ed Europa, la luna di Giove.

Un particolare della Verona Rupes, alta 20 km, la più alta scogliera del Sistema solare.

Parametri orbitali

Trovandosi ad una distanza di circa 129.900 km da Urano, Miranda è il più vicino al pianeta tra i suoi principali satelliti. L’orbita è significativamente inclinata rispetto al piano orbitale di Urano e anche la sua eccentricità è un ordine di grandezza superiore rispetto a quella delle altre lune principali di Urano. Queste caratteristiche orbitali potrebbero essere la conseguenza di risonanze orbitali avute in passato con altre lune di Urano: Miranda avrebbe potuto essere risonanza 3: 1 con Umbriel e forse in risonanza 5: 3 con Ariel. Urano è leggermente schiacciato ai poli ed è anche meno nutrito di satelliti rispetto a Giove e Saturno, pertanto, le sue lune possono più facilmente sfuggire alle forze gravitazionali che mantengono le risonanze costante nel tempo. La sua eccentricità e soprattutto la sua singolare inclinazione orbitale potrebbero essere nate quando Miranda sfuggì a queste risonanze.

Miranda è in rotazione sincrona con Urano, infatti il periodo orbitale di Miranda è di 1.413 giorni terrestri e coincide con il periodo di rotazione quindi la luna volge sempre lo stesso emisfero verso il pianeta. Tuttavia, l’orientamento degli emisferi e di conseguenza dei poli geografici non sono sempre stati quelli osservati dalla Voyager 2 durante il suo passaggio, ma è stata rivelata l’esistenza di un antico orientamento.

Composizione e struttura interna

Vi è una netta distinzione tra i diversi satelliti in base alla loro forma e alle loro dimensioni. Satelliti aventi un diametro superiore ai 400 km sono di forma sferica e l’altezza dei rilievi è quindi trascurabile rispetto alle dimensioni, e con una raggio medio di 235 km, Miranda è vicino a questo limite. È il meno denso dei principali satelliti di Urano, con una densità di (1,15 ± 0,15) g/cm³ è simile a quello del ghiaccio d’acqua. Osservazioni all’infrarosso suggeriscono che la superficie sia composta da ghiaccio d’acqua misto a composti di silicati e carbonati. Le stesse osservazioni superficiali suggeriscono anche la presenza di ammoniaca (NH3) in una percentuale del 3%. Sulla base delle misurazioni effettuate dalla Voyager 2, la percentuale di rocce rappresentano tra il 20 e il 40% della massa totale del satellite.

Miranda potrebbe essere parzialmente differenziato, con un nucleo di silicati e un mantello di ghiacci, che potrebbe avere uno spessore di 135 km, mentre il nucleo avrebbe un raggio di circa 100 km. Se questo modello è corretto, la dissipazione del calore interno di Miranda avviene per conduzione termica. Tuttavia la presenza delle coronae potrebbe essere la testimonianza di un movimento di convezione termica in superficie che avrebbe origine al suo interno e che giustificherebbe una differenziazione parziale di Miranda.

Superficie

L’aspetto della superficie di Miranda è sorprendente e unica nel suo genere: sono evidenti vari strati sovrapposti, alcuni recenti ed altri più antichi, solcati da canyon (i più profondi del sistema solare), rupes, da vaste strutture ellissoidali, chiamate coronae, che potrebbero essere la sommità di diapiri ed essere state prodotte dalla risalita di materiale più caldo dall’interno della luna. I canyon sembrerebbero dei graben, mentre altre strutture potrebbero essere conseguenza di fenomeni legati al criovulcanismo. I diapiri potrebbero aver determinato variazioni nella densità locale dell’interno della luna, causando uno spostamento dell’asse di rotazione di Miranda, in un processo simile a quello che si ritiene sia accaduto su Encelado, luna di Saturno. Miranda è uno dei pochi corpi celesti del sistema solare che presentano una circonferenza all’equatore di lunghezza inferiore rispetto alla circonferenza polare.

sopra un’altra immagine di Miranda

sotto un particolare della regione angolata  di Miranda

Si crede che queste attività possano essere state causate dalle forze di marea generate da Urano. Un’altra teoria, ora considerata meno attendibile, suggerisce che Miranda sia stata colpita da un corpo massivo che ha frammentato la luna. I frammenti successivamente si sarebbero riassemblati in posizioni differenti dando origine alla strana morfologia superficiale attuale.

View Miranda

sopra una immagine di Miranda scattata dalla Voyager 2 da una distanza di 19.000 miglia

sotto una immagine della Voyager 2 scattata da 22.000 miglia

Uranus' innermost satellite Miranda

L’orbita di Miranda è inclinata di 4,34°; tale inclinazione è molto inusuale per una luna così vicina al suo pianeta. È possibile che sia stata ad un certo punto in risonanza orbitale 3:1 con Umbriel. L’attrito di marea risultante può aver causato il riscaldamento interno della luna e così essere origine della passata attività geologica.

Morfologia

Le regiones

Le regiones identificate nelle immagini scattate dalla Voyager 2 sono chiamate “Regio Mantova”, “Efeso Regio”, “Sicilia Regio” e “Regio Dunsinane”. Esse indicano aree caratterizzate da terreni ondulati e pianure più o meno fortemente segnati da antichi crateri d’impatto. In questi antichi terreni sono presenti anche delle faglie normali e delle scarpate, alcune vecchie come la formazione delle regiones, mentre altre sono molto più recenti e sembrano essersi formate dopo le coronae. Queste faglie sono accompagnate da graben causati da un’antica attività tettonica. La superficie di queste regioni è abbastanza uniforme e scura, tuttavia le falesie che si affacciano su alcuni crateri da impatto rivelano in profondità la presenza di materiale molto più luminoso.

sopra morfologia di Miranda

sotto un particolare che evidenzia tre differenti tipi di terreno su Miranda

Miranda's Geologic History

Urano visto da Miranda

Dall’emisfero che Miranda rivolge ad Urano il pianeta rimane fisso nel cielo, raggiungendo una dimensione di 22º (40 volte la Luna piena vista dalla Terra)  Dall’altra parte è possibile vedere periodicamente gli altri satelliti attraversare la volta celeste.

Pubblicato in Blog

un volo di stato inopportuno

il volo di stato è certamente stato inopportuno per le spoglie di un re che ha avallato il fascismo, le repressioni in slovenia e croazia, la sanguinosa follia imperiale in etiopia, le leggi razziali, l’italia nella seconda guerra mondiale e come perla finale la fuga a brindisi e l’abbandono del paese nelle mani dei nazisti, consentendo, da cefalonia in poi, stragi terribili…no, se il cadavere del puzzone mussolini è in italia, non lo si poteva negare certo a vittorio emanuele III, ma il volo di stato proprio no perchè e un’offesa alla dignità del paese

Pubblicato in Blog

il biotestamento è legge dello stato

Via libera dall’Aula del Senato al provvedimento sul biotestamento. I sì sono stati 180, 71 i no e 6 astenuti. Il testo diventa legge. Un grande applauso si leva dall’Aula…e per una volta dal paese verso il parlamento

Pubblicato in Blog

tamarri d’italia…

continua la rubrica e questa volta dedico spazio al più tamarro tra i tamarri, un bamba i cui vizi ineducati e cafoni sono tali da farne il campione indiscusso dei tamarri

Pubblicato in Blog

il consumo di suolo in italia

Nessun testo alternativo automatico disponibile.

nel più generale disastro del paese che più di tutti, per innumerabili considerazioni di carattere paesaggistico-culturale-artistico-vocazionale e soprattutto idrogeologico e statico, dovrebbe preservare i propri suoli, la nostra regione non è messa male, ma occorre preservarla da ulteriori consumi

Pubblicato in Blog

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

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

i satelliti naturali di saturno

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

saturno e le sue lune principali

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

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

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

 

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

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

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

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

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

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

Osservazioni e scoperte

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

Osservazioni da sonde spaziali

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

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

Prometheus 12-26-09b.jpg

sotto Pan, fotografato dalla sonda Voyager 1

Pan Cassini 2017.jpg

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

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

Lune esterne

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

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

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

Dimensioni

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

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

Nome

Diametro
(km)

Massa
(kg)

Raggio orbitale
(km

Periodo orbitale
(giorni9

 

Mimas

396
(12% Luna)

0,4×1020
(0,05% Luna)

185 000
(50% Luna)

0,9
(3% Luna)

 

Encelado

504
(14% Luna)

1,1×1020
(0,2% Luna)

238 000
(60% Luna)

1,4
(5% Luna)

 

Teti

1 062
(30% Luna)

6,2×1020
(0,8% Luna)

295 000
(80% Luna)

1,9
(7% Luna)

 

Dione

1 123
(32% Luna)

11×1020
(1,5% Luna)

377 000
(100% Luna)

2,7
(10% Luna)

 

Rea

1 527
(44% Luna)

23×1020
(3% Luna)

527 000
(140% Luna)

4,5
(20% Luna)

 

Titano

5 150
(148% Luna)
(75% Marte)

1 350×1020
(180% Luna)

1 222 000
(320% Luna)

16
(60% Luna)

 

Giapeto

1 470
(42% Luna)

18×1020
(2,5% Luna)

3 560 000
(930% Luna)

79
(290% Luna)

 

Gruppi orbitali

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

Piccole lune degli anelli

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

PIA06534 Encke Division.jpg

sopra la divisione di Encke, fotografata dalla Cassini

sotto, S/2004 S 6, fotografato dalla Cassini

S2004 S6.jpg

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

Pastori degli anelli

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

Atlas 2017-04-12 raw preview.jpg

sopra, foto di Atlante scattata dalla Cassini

Co-orbitali

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

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

Sopra, Epimeteo ripreso dalla sonda Cassini

Grandi lune interne

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

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

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

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

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

Alcionidi

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

Lune troiane

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

Grandi lune esterne

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

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

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

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

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

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

Lune irregolari

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

Gruppo Inuit

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

Gruppo Gallico

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

Gruppo Nordico

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

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

Lune confermate

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

Legenda


Lune maggiori ghiacciate


Titano


Gruppo Inuit


Gruppo Gallico


Gruppo Nordico

 

N.

Nome IAU

Nome comune

Immagine

Diametro (km)

Massa
( × 1015  kg

Semiasse maggiore (km) 

Periodo orbitale (giorni)

Inclinazione

Eccentricità

Posizione

Anno
scoperta

01 1

 

S/2009 S 1

 

00003 ≈ 0,3 

000000000001 < 0,0001 

00117 ≈ 117 000 

000047 ≈ 0,47 

0 ≈ 0°

0 ≈ 0 

esterno anello B

2009

02 2

18 XVIII

Pan

 

0028 28,2 
(34 × 31 × 20)

0000000049 4,95 

00133 133 584 

0000575 +0,57505 

000001 0,001°

000035 0,000035 

Divisione Encke

1990

03 3

35 XXXV

Dafni

 

00077 7,6 
(9 × 8 × 6)

00000000008 0,084 

00136 136 505 

0000594 +0,59408 

000000 ≈ 0°

000000 ≈ 0 

Divisione Keeler

2005

04 4

15 XV

Atlas

 

0030 30,2 
(41 × 35 × 19)

0000000066 6,6 

00137 137 670 

0000601 +0,60169 

000003 0,003°

0012 0,0012 

pastore esterno anello A

1980

05 5

16 XVI

Prometeo

 

0086 86,2 
(136 × 79 × 59)

0000001595 159,5 

00139 139 380 

0000612 +0,61299 

000008 0,008°

0022 0,0022 

pastore interno anello F

1980

06 6

17 XVII

Pandora

 

0081 81,4 
(104 × 81 × 64)

0000001371 137,1 

00141 141 720 

0000628 +0,62850 

000050 0,050°

0042 0,0042 

pastore esterno anello F

1980

07 7

11 XI

Epimeteo

 

0113 116,2 
(130 × 114 × 106)

000000526 526,6 

00151 151 422 

0000694 +0,69433 

000335 0,335°

0098 0,0098 

co-orbitale con Giano

1977

08 8

10 X

Giano

 

0179 179,0 
(203 × 185 × 153)

000001897 1897,5 

001514 151 472 

0000694 +0,69466 

000165 0,165°

0068 0,0068 

co-orbitale con Epimeteo

1966

09 9

53 LIII

Egeone

 

00005 ≈ 0,5 

000000000001 ≈ 0,0001 

001675 167 500 

0000808 +0,80812 

000001 0,001°

0002 0,0002 

anello G

2008

10 10

01 I

Mimas

 

0397 396,4 
(416 × 393 × 381)

000037493 37 493 

00185 185 404 

0000942 +0,942422 

001566 1,566°

0202 0,0202 

 

1789

11 11

32 XXXII

Metone

 

00032 3,2 

00000000002 ≈ 0,02 

00194 194 440 

0001009 +1,00957 

000007 0,007°

0001 0,0001 

Alcionidi

2004

12 12

49 XLIX

Antea

 

0001 ≈ 1 

000000000007 ≈ 0,007 

00197 197 700 

0001036 +1,03650 

000100 0,1°

001 0,001 

Alcionidi

2007

13 13

33 XXXIII

Pallene

 

00044 5,0 
(6 × 6 × 4)

00000000005 ≈ 0,05 

00212 212 280 

0001153 +1,15375 

000181 0,181°

0040 0,0040 

Alcionidi

2004

14 14

02 II

Encelado

 

0504 504,2 
(513 × 503 × 497)

000108022 108 022 

00237 237 950 

0001370 +1,370218 

000010 0,010°

0047 0,0047 

Genera anello E

1789

15 15

03 III

Teti

 

1062 1 062 
(1077 × 1057 × 1053)

000617449 617 449 

00294 294 619 

0001887 +1,887802 

000168 0,168°

0001 0,0001 

 

1684

16 16

13 XIII

Telesto

 

0025 24,8 
(33 × 24 × 20)

00000000941 ≈ 9,41 

00294 294 619 

0001887 +1,887802 

001158 1,158°

0 0,000 

troiano anteriore di Teti

1980

17 17

14 XIV

Calipso

 

0021 21,4 
(30 × 23 × 14)

0000000063 ≈ 6,3 

00294 294 619 

0001887 +1,887802 

001473 1,473°

0 0,000 

troiano posteriore di Teti

1980

18 18

04 IV

Dione

 

1123 1122,8 
(1128 × 1123 × 1119)

001095452 1 095 452 

00377 377 396 

0002736 +2,736915 

000002 0,002°

0022 0,0022 

 

1684

19 19

12 XII

Elena

 

0033 35,2 
(43 × 38 × 26)

00000002446 ≈ 24,46 

00377 377 396 

0002736 +2,736915 

000212 0,212°

0022 0,0022 

troiano anteriore di Dione

1980

20 20

34 XXXIV

Polluce

 

00026 2,6 
(3 × 2 × 1)

00000000003 ≈ 0,03 

00377 377 396 

0002736 +2,736915 

000177 0,177°

0192 0,0192 

troiano posteriore di Dione

2004

21 21

05 V

Rea

 

1529 1527,0 
(1530 × 1526 × 1525)

002306518 2 306 518 

00527 527 108 

000451 +4,518212 

000327 0,327°

001258 0,001258 

 

1672

22 22

06 VI

Titano

 

51151 5 151 

13452 134 520 000 

0122 1 221 930 

001594 +15,94542 

0003485 0,3485°

0288 0,0288 

 

1655

23 23

07 VII

Iperione

 

0270 270 
(360 × 266 × 205)

000005620 5 620 

0148 1 481 010 

002127 +21,27661 

000568 0,568°

123006 0,123006 

in risonanza 4:3 con Titano

1848

24 24

08 VIII

Giapeto

 

1472 1468,6 
(1491 × 1491 × 1424)

001805635 1 805 635 

0356 3 560 820 

007932 +79,3215 

007570 15,47°

028613 0,028613 

 

1671

25 25

24 XXIV

Kiviuq

 

0016 ≈ 16 

00000000279 ≈ 2,79 

112 11 294 800 

0448 +448,16 

0490 49,087°

3288 0,3288 

Gruppo Inuit

2000

26 26

22 XXII

Ijiraq

 

0012 ≈ 12 

00000000118 ≈ 1,18 

113 11 355 316 

0451 +451,77 

0502 50,212°

3161 0,3161 

Gruppo Inuit

2000

27 27

09 IX

♣†Febe

 

0214 213,0 
(219 × 217 × 204)

000008292 8 292 

12869 12 869 700 

0545 −545,09 

1730 173,047°

156242 0,156242 

Gruppo Nordico

1899

28 28

20 XX

Paaliaq

 

0022 ≈ 22 

00000000725 ≈ 7,25 

15103 15 103 400 

0692 +692,98 

0461 46,151°

3631 0,3631 

Gruppo Inuit

2000

29 29

27 XXVII

Skathi

 

0008 ≈ 8 

00000000035 ≈ 0,35 

15672 15 672 500 

0732 −732,52 

1490 149,084°

246 0,246 

Gruppo Nordico (Skathi)

2000

30 30

26 XXVI

Albiorix

 

0032 ≈ 32 

0000000223 ≈ 22,3 

16266 16 266 700 

0774 +774,58 

0380 38,042°

477 0,477 

Gruppo Gallico

2000

31 31

 

S/2007 S 2

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

16650 16 560 000 

0792 −792,96 

1766 176,68°

2418 0,2418 

Gruppo Nordico

2007

32 32

37 XXXVII

Bebhionn

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

17153 17 153 520 

0838 +838,77 

0404 40,484°

333 0,333 

Gruppo Gallico

2004

33 33

28 XXVIII

Erriapo

 

0010 ≈ 10 

00000000068 ≈ 0,68 

17236 17 236 900 

0844 +844,89 

0381 38,109°

4724 0,4724 

Gruppo Gallico

2000

34 34

47 XLVII

Skoll

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

17473 17 473 800 

0862 −862,37 

1556 155,624°

418 0,418 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

35 35

29 XXIX

Siarnaq

 

0040 ≈ 40 

0000000435 ≈ 43,5 

17776 17 776 600 

0884 +884,88 

0457 45,798°

24961 0,24961 

Gruppo Inuit

2000

36 36

52 LII

Tarqeq

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

17911 17 910 600 

0894 +894,86 

0499 49,904°

1081 0,1081 

Gruppo Inuit

2007

37 37

 

S/2004 S 13

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

18056 18 056 300 

0905 −905,85 

1673 167,379°

261 0,261 

Gruppo Nordico

2004

38 38

51 LI

Greip

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

18065 18 065 700 

0906 −906,56 

1726 172,666°

3735 0,3735 

Gruppo Nordico

2006

39 39

44 XLIV

Hyrrokkin

 

0008 ≈ 8 

00000000035 ≈ 0,35 

18168 18 168 300 

0914 −914,29 

1532 153,272°

3604 0,3604 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

40 40

50 L

Jarnsaxa

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

18556 18 556 900 

0943 −943,78 

1628 162,861°

1918 0,1918 

Gruppo Nordico

2006

41 41

21 XXI

Tarvos

 

0015 ≈ 15 

0000000023 ≈ 2,3 

18562 18 562 800 

0944 +944,23 

0346 34,679°

5305 0,5305 

Gruppo Gallico

2000

42 42

25 XXV

Mundilfari

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

18725 18 725 800 

0956 −956,70 

1693 169,378°

198 0,198 

Gruppo Nordico

2000

43 43

 

S/2006 S 1

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

18930 18 930 200 

0972 -972,41 

1542 154,232°

1303 0,1303 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

44 44

 

S/2004 S 17

 

0004 ≈ 4 

00000000005 ≈ 0,05 

19099 19 099 200 

0985 −985,45 

1668 166,881°

226 0,226 

Gruppo Nordico

2004

45 45

38 XXXVIII

Bergelmir

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

19104 19 104 000 

0986 −985,83 

1573 157,384°

152 0,152 

Gruppo Nordico (Skathi)

2004

46 46

31 XXXI

Narvi

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

19395 19 395 200 

1008 −1008,45 

1372 137,292°

320 0,320 

Gruppo Nordico (Narvi)

2003

47 47

23 XXIII

Suttungr

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

19579 19 579 000 

1022 −1022,82 

1743 174,321°

131 0,131 

Gruppo Nordico

2000

48 48

43 XLIII

Hati

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

19709 19 709 300 

1033 −1033,05 

1631 163,131°

291 0,291 

Gruppo Nordico

2004

49 49

 

S/2004 S 12

 

0005 ≈ 5 

00000000009 ≈ 0,09 

19905 19 905 900 

1048 −1048,54 

1640 164,042°

396 0,396 

Gruppo Nordico

2004

50 50

40 XL

Farbauti

 

0005 ≈ 5 

00000000009 ≈ 0,09 

19984 19 984 800 

1054 −1054,78 

1583 158,361°

209 0,209 

Gruppo Nordico (Skathi)

2004

51 51

30 XXX

Thrymr

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

20278 20 278 100 

1078 −1078,09 

1745 174,524°

453 0,453 

Gruppo Nordico

2000

52 52

36 XXXVI

Ægir

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

20482 20 482 900 

1094 −1094,46 

1674 167,425°

237 0,237 

Gruppo Nordico

2004

53 53

 

S/2007 S 3

 

0005 ≈ 5 

00000000009 ≈ 0,09 

20518 20 518 500 

1100 ≈ −1 100 

1772 177,22°

130 0,130 

Gruppo Nordico

2007

54 54

39 XXXIX

Bestla

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

20570 20 570 000 

1101 −1101,45 

1473 147,395°

77 0,77 

Gruppo Nordico (Narvi)

2004

55 55

 

S/2004 S 7

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

20576 20 576 700 

1102 −1101,99 

1655 165,596°

5299 0,5299 

Gruppo Nordico

2004

56 56

 

S/2006 S 3

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

21076 21 076 300 

1142 −1142,37 

1508 150,817°

4710 0,4710 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

57 57

41 XLI

Fenrir

 

0004 ≈ 4 

00000000005 ≈ 0,05 

21930 21 930 644 

1212 −1212,53 

1628 162,832°

131 0,131 

Gruppo Nordico

2004

58 58

48 XLVIII

Surtur

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

22288 22 288 916 

1242 −1242,36 

1669 166,918°

3680 0,3680 

Gruppo Nordico

2006

59 59

45 XLV

Kari

 

0007 ≈ 7 

00000000023 ≈ 0,23 

22321 22 321 200 

1245 −1245,06 

1483 148,384°

3405 0,3405 

Gruppo Nordico (Skathi)

2006

60 60

19 XIX

Ymir

 

0018 ≈ 18 

00000000397 ≈ 3,97 

22429 22 429 673 

1254 −1254,15 

1721 172,143°

3349 0,3349 

Gruppo Nordico

2000

61 61

46 XLVI

Loge

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

22984 22 984 322 

1300 −1300,95 

1665 166,539°

139 0,1390 

Gruppo Nordico

2006

62 62

42 XLII

Fornjot

 

0006 ≈ 6 

00000000015 ≈ 0,15 

24504 24 504 879 

1432 −1432,16 

1678 167,886°

186 0,186 

   

 

Lune non confermate

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

Nome

Immagine

Diametro (km)

Semiasse
maggiore (km)

Periodo
orbitale

Posizione

Anno scoperta

S/2004 S 6

 

≈ 3–5

≈ 140 130 

+0,61801 

oggetti vaghi attorno
all’anello F

2004

S/2004 S 3/S 4

         

 

Lune ipotetiche

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

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

Focus sulle maggiori lune di Saturno

Titano

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

Risultato immagine per titano

Titano fotografato dalla Cassini da una distanza di circa 230.000 km

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

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

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

 

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

Osservazione

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

Dalla scoperta all’era spaziale

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

Missioni spaziali

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

 Teti mentre passa dietro Titano da destra verso sinistra.

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

Titan globe.jpg

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

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

Cassini-Huygens

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

Titan

sopra Huygens scende su Titano

sotto un panoramica di Titano ripresa dalla Huygens

Risultato immagine per titano

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

 

 
 

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

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

See Explanation.  Clicking on the picture will download<br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br />
 the highest resolution version available.

Huygens

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

sopra un fih-eye di Titano scattato da Huygens

sotto un collage fotografico della discesa di Huygens

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

Proposte di missioni future

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

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

Parametri orbitali e rotazione

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

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

Composizione

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

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

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

Struttura interna

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

Schema della struttura interna di Titano

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

Superficie

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

Immagine della superficie di Titano scattata dalla Cassini.

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

Una delle prime immagini radar della complessa superficie di Titano

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

One of Titan's Earth-like lakes

sopra un lago di metano su Titano

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

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

Atmosfera

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

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

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

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

Clima

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

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

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

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

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

sopra e sotto nubi di ghiaccio di metano su Titano

Risultato immagine per titano

Vita su Titano

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

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

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

Encelado

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

Risultato immagine per encelado

i due emisferi di Encelado fotografato dalla Cassini

A Tale of Two Hemispheres

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

Risultato immagine per encelado nasa pictures

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

sotto una rappresentazione dell’attività eruttiva su Encelado

Enceladus Hydrothermal Activity

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

Osservazione

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

Esplorazione

Incontri della sonda Cassini con Encelado

Data

Distanza (km)

17 febbraio 2005

1 264

9 marzo 2005

500

29 marzo 2005

64 000

21 maggio 2005

93 000

14 luglio 2005

175

12 ottobre 2005

49 000

24 dicembre 2005

94 000

17 gennaio 2006

146 000

9 settembre 2006

40 000

9 novembre 2006

95 000

28 giugno 2007

90 000

30 settembre 2007

98 000

12 marzo 2008

52

30 giugno 2008

84 000

11 agosto 2008

54

9 ottobre 2008

25

31 ottobre 2008

200

8 novembre 2008

52 804

2 novembre 2009

103

21 novembre 2009

1 607

28 aprile 2010

103

18 maggio 2010

201

28 ottobre 2015

48

 

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

Encelado nelle immagini della Voyager 1

sopra una immagine di Saturno ed Encelado scattata dalla Voyager 1

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

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

I geyser di Encelado forse ripresi dalla Voyager 1

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

File:Enceladus - Voyager 2.jpg

Encelado ripreso dalla Voyager 2

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

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

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

Caratteristiche fisiche

Orbita

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

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

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

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

Interazione con l’anello E

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

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

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

Dimensione e forma

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

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

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

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

Superficie

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

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

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

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

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

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

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

Crateri

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

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

_encelado_saturnian-snowman_pia20011

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

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

_encelado_8219_19683_1

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

_encelado_a-fractured-pole_pia19660

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

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

_encelado_craters-crowd-the-north_pia20010

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

A Tale of Two Hemispheres

Cratere

Latitudine

Longitudine

Diametro

Ahmad

58,76° N

311,57° W

18,7 km

Ajib

61,7° N

239,4° W

15,2 km

Aladdin

60,69° N

26,66° W

37,4 km

Al-Bakbuk

5,65° N

191,19° W

9 km

Al-Fakik

35,54° N

307,3° W

16,5 km

Al-Haddar

50,54° N

200,64° W

14 km

Ali Baba

55,11° N

22,34° W

39,2 km

Al-Kuz

18,66° S

178,23° W

9,3 km

Al-Mustazi

20,86° S

202,04° W

10,3 km

Ayyub

38,44° N

295,67° W

18 km

Aziz

16,73° N

348,84° W

11 km

Bahman

14,67° N

61,36° W

10,3 km

Behram

15,41° S

181,02° W

13,7 km

Dalilah

51,89° N

248,54° W

16 km

Duban

58,38° N

282,91° W

19 km

Dunyazad

41,9° N

200,62° W

30,9 km

Fitnah

45,06° N

290,63° W

16,5 km

Ghanim

38,45° N

281,5° W

13,9 km

Gharib

81,12° N

241,15° W

26 km

Harun

36,33° N

225,6° W

13,9 km

Hassan

31,31° S

188,47° W

14,5 km

Hisham

48,21° N

280,7° W

22,1 km

Ishak

47,5° N

225,1° W

14,4 km

Ja’afar

34,5° N

337,6° W

9,9 km

Jansha

30,36° S

156,87° W

9,8 km

Julnar

52,79° N

350° W

19 km

Kamar

41° S

32° W

22 km

Kasim

42,38° N

173,11° W

10,7 km

Khusrau

3,77° S

185,47° W

12,3 km

Ma’aruf

37,2° S

333,5° W

6,8 km

Marjanah

38,24° N

303,81° W

14,5 km

Masrur

66,38° N

294,28° W

13 km

Morgiana

31,74° N

196,1° W

14,3 km

Musa

72,42° N

17,58° W

25 km

Mustafa

30,9° S

184,9° W

14,7 km

Omar

17,66° N

273,93° W

12 km

Otbah

39,8° S

159,51° W

9,4 km

Parwez

22,9° N

25,6° W

14,6 km

Peri-Banu

62° N

322,91° W

18 km

Perizadah

21,2° S

155° W

10,5 km

Rayya

32,45° S

178,41° W

9 km

Sabur

24° S

296,1° W

7,6 km

Salih

5,29° S

4,67° W

4 km

Samad

60,3° N

4,48° W

16,3 km

Shahrazad

47,3° N

199,73° W

20 km

Shahryar

58,32° N

227,5° W

24 km

Shakashik

17,27° S

180,82° W

8,5 km

Sharrkan

16,07° N

302,21° W

3,7 km

Shirin

1,9° S

172,44° W

8,7 km

Sindbad

67° N

212,07° W

29,1 km

Yunan

53,81° N

286,03° W

19,7 km

Zaynab

69,2° N

25,16° W

20 km

Zumurrud

21,9° S

181,57° W

21 km

Tettonica

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

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

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

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

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

Pianure

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

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

Regione polare sud

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

Last Enceladus Plume Observation

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

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

Criovulcanismo

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

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

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

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

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

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

Atmosfera

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

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

Struttura interna

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

 

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

 Global Ocean on Enceladus (Artist's Rendering)

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

Animation of Enceladus

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

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

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

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

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

Enceladus

Possibile oceano

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

Enceladus

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

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

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

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

 

 

 

 

 

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

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

ciclo presunto dell’acqua su Encelado

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

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

Cielo di Encelado

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

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

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

Iperione

Dati fisici

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

Risultato immagine per iperione nasa

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

Risultato immagine per iperione nasa

Parametri orbitali

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

Iperione ripreso dalla Voyager 2

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

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

Superficie

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

Iperione, la luna "groviera” di Saturno

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

Iperione, la luna "groviera” di Saturno

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

Struttura interna

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

Risultato immagine per iperione nasa

Iperione, fotografato dalla Cassini

Esplorazione di Iperione

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

Iperione, la luna "groviera” di Saturno

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

Iperione, la luna "groviera” di Saturno

Mimas

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

Risultato immagine per mimas nasa

sopra e sotto, Mimas fotografato dalla Cassini

Black and white image of Mimas.

Parametri orbitali

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

Cassini Views Saturn's Moons Mimas and Pandora

sopra, Mimas e Pandora riprese dalla Cassini

sotto, Mimas ripresa tra gli anelli dalla Cassini

See Explanation.  Clicking on the picture will download<br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br />
 the highest resolution version available.

Mimas (NASA) PIA06176.jpg

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

Struttura interna

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

Superficie

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

sopra, la superficie di Mimas, sviluppata in piano

sotto, immagine di Mimas scattata dalla Voyager 1

See Explanation.  Clicking on the picture will download<br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br /><br />
 the highest resolution version available.

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.

Risultato immagine per teti satellite

Immagine della sonda Cassini- Teti tra gli anelli di Saturno

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

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

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

 

Esplorazione

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

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

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

Tethys cassini.jpg

Teti ripreso dalla Cassini

Dione

Parametri orbitali

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

Dione.jpg

una immagine di Dione scattata dalla Voyager 1 da 162.000 km

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

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

Struttura interna

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

Superficie

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

 

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

Le striature

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

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

Saturn's moon Dione

Una immagine di Dione semi-illuminato ripresa dalla Cassini 

I crateri

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

Saturn's moon Dione

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

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

Helorus in Half-light

Una immagine del cratere Helorus su Dione

 
 
 

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

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

Dione

Atmosfera

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

Dione and Enceladus

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

Rea

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

 Rhea (moon) from Voyager 1.jpg

Rea ripresa dalla Voyager 1

Struttura interna

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

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

Superficie

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

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

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

Rhea

L’emisfero posteriore, poco craterizzato, di Rea

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

Return to Rhea

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

Atmosfera

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

Battered Icy Moon

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

sotto, un particolari dei crateri di Rea

Rhea's Shadowy Craters

Esplorazione spaziale

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

Narrow, Curious Arc on Rhea's Surface

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

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

Bright Moons

Giapeto

immagine dalla sonda Cassini – Giapeto

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

Orbita

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

sopra – schema dell’orbita di Giapeto

Caratteristiche fisiche

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

Forma

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

Colorazione a due toni

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

 
 

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

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

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

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

sotto – due vedute globali degli emisferi di Giapeto

Global View of Iapetus' Dichotomy

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

Color Map of Iapetus

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

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

The 'Voyager' Mountains

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

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

From Dark to Bright and Red to White

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

La cresta equatoriale

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

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

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

una immagine della Cassini che evidenzia la cresta equatoriale del satellite

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

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

Crateri

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

Febe

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

Phoebe cassini.jpg

sopra e sotto – due immagine di Febe scattata dalla Cassini

Parametri orbitali

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

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

Caratteristiche fisiche

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

Proiezione cartografica di Febe

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

I fly-by delle sonde

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

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

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

Anello di Febe

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

Giano

Giano fotografato dalla Voyager2

Scoperta e orbita

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

saturno giano e teti

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

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

Immagine

Giano ripreso dalla sonda Cassini

Relazione tra le orbite di Epimeteo e Giano

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

Risultato immagine per giano nasa

Giano ed Epimeteo, immagine della sonda Cassini

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

Caratteristiche fisiche

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

Epimeteo

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

epimeteo

Epimeteo ripreso dalla Cassini

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

Caratteristiche fisiche

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

una immagine di Epimeteo scattata dalla Cassini

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

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

Anello di polveri

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

Prometeo

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

immagine grezza e non processata di prometeo ripreso dalla Cassini

Caratteristiche

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

Saturn's moon Prometheus

Prometeo fotografato dalla Cassini

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

sotto – la perturbazione di Prometeo sull’anello F

PIA12593 Prometheus2.jpg

Prometeo fotografato dalla sonda Cassini

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

Pandora

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

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

 Pandora

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

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

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

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

Pan

Pan ripreso dalla Cassini

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

Saturn's Saucer Moons

le due forme molto simili e peculiari di Pan ed Atlas

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

Parametri orbitali

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

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

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

sotto – Pan proietta la sua ombra sull’anello A

Pan's Very Own Shadow

Metone

Risultato immagine per satellite metone

Metone e la sua inusuale forma liscia fotografato dalla sonda Cassini

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

Parametri orbitali

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

Risultato immagine per satellite di saturno metone

i satelliti Metone ed Anthe ed i loro semianelli

Caratteristiche fisiche

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

Dafni

Dafni  nella divisione di Keeler in una foto della Cassini

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

Scoperta

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

Orbita

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

 

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

Pubblicato in Blog

il disagio dei precari…milioni di precari

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

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

——————————————–

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!!!!
   

Pubblicato in Blog

brucia la california…

Gli incendi in California visti dal satellite Terra della Nasa (fonte: NASA, Jeff Schmaltz LANCE/EOSDIS MODIS Rapid Response Team, GSFC. Caption by Lynn Jenner) © Ansa

Gli incendi in California visti dal satellite Terra della Nasa (fonte: NASA, Jeff Schmaltz LANCE/EOSDIS MODIS Rapid Response Team, GSFC. Caption by Lynn Jenner)

 

Pubblicato in Blog

tamarri d’italia

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

[ta-màr-ro] s.m. (f. -ra) region.

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

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

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

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

    Varianti

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

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

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

più secco di così…

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

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

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

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

Pubblicato in Blog

la sonda delle meraviglie funziona ancora…

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

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

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

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

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

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

Pubblicato in Blog