La Luna

L’unico satellite naturale della Terra orbita ad una distanza media di 384.400 km con un diametro di 3480 km una densita di 3,34 g/cm3 e un periodo di rivoluzione attorno alla Terra pari 27,32 giorni detto mese siderale o sidereo. La sua rotazione è sincrona(la durata è quindi uguale a quella del moto di rivoluzione) di conseguenza rivolge sempre lo stesso emisfero verso la Terra. Dal nostro pianeta si può comunque osservare una frazione maggiore della metà della superficie lunare a causa del moto di librazione.
Si tratta di un fenomeno legato ai moti di rivoluzione e rotazione della Terra e della Luna per i quali si riesce a vedere il 59% della superficie lunare quindi solo il 41% rimane “nascosta”.
Possiamo distinguere 3 tipi di librazione:

• Librazione in latitudine: Dovuta al fatto che l’ asse di rotazione della Luna è inclinato di 7° sul piano orbitale, quindi in intervalli di mezzo mese siderale si rendono alternativamente visibili il polo nord e il polo sud con le regioni immediatamente circostanti.
• Librazione di longitudine: Essendo il moto di rotazione uniforme mentre quello di rivoluzione variabile ( vedi III legge di Keplero) ne deriva che la rotazione avvolte anticipa ed altre ritarda rispetto al moto di rivoluzione cosicchè la luna appare talvolta ruotata un po’ verso ovest ed talvolta verso est. .
• Librazione parallattica: Per effetto della parallasse si ha che da uno stesso punto di osservazione la Luna viene vista con angolazione diversa dal momento che sorge a quello che tramonta. Al sorgere se ne vede un po’ di più sul bordo ovest ed al tramonto sul bordo est.

Un altro moto secolare della Luna è quello di traslazione che consiste nello spostamento del "centro di massa" Terra-Luna lungo l’orbita terrestre. Ciò complica il profilo dell’orbita lunare, che non può essere descritta propriamente come un’ellisse ma piuttosto come un epicicloide.

A seconda della posizione lungo la propria orbita la Luna è vista da ogni località della Terra con angolazioni diverse, e così la sua superficie appare completamente, parzialmente o per niente illuminata dalla luce solare diretta.

Partendo dalla fase di Luna Nuova essa inizia a mostrare la classica falce che cresce ogni giorno sino a diventare un disco nella fase di Luna Piena, per cominciare quindi a decrescere successivamente sino ad annullarsi nuovamente in una Luna Nuova. L'intero ciclo delle fasi lunari, praticamente l'intervallo di tempo compreso fra due fasi uguali, dura circa 29g, 12 h e 44' è viene chiamato anche mese sinodico o lunazione.
Abbiamo visto che nella prima fase del ciclo, quando la luna “cresce” fino a diventare “piena”, la parte illuminata del disco è quella a ponente cioè verso ovest; viceversa quando la luna “cala” verso in novilunio la parte illuminata è quella a rivolta a levante cioè verso est.
Per l’ inclinazione di circa 5° del piano dell’ orbita lunare rispetto a quello dell’ orbita terrestre, la Luna appare alternativamente a nord e a sud dell’ eclittica. L’ intersezione tra i due piani orbitali non rimane fissa rispetto alle stelle, ma ruota con un periodo di 18,6 anni. Sulla sfera celeste i punti d’ intersezione fra l’ eclittica e ed il cerchio che la Luna descrive con la sua orbita attorno alla Terra, sono detti nodi; essi si spostano in moto retrogrado in senso opposto al moto della Luna. Quindi essa per torna allo stesso nodo un po’ prima di una rivoluzione completa. L’ intervallo di tempo tra due passaggi consecutivi della Luna allo stesso nodo viene definito come mese draconico e dura 27g, 5 h, 5’ e 36’’ (circa 2,5 ore prima del mese siderale).
L’ orbita della luna è sensibilmente eccentrica (e=0,055) per cui la distanza dalla Terra varia da 356.400 Km al perigeo a 406.700 Km all’ apogeo (media=384.400 Km). I termini perigeo ed apogeo indicano rispettivamente i punti di minima e massima distanza dalla Terra.
Quando la luna si trova al perigeo avviene il fenomeno detto comunemente superluna (o super-luna), dovuto all’ effetto dell’ aumento delle dimensioni apparenti della Luna vista dalla Terra. Tuttavia , questo aumento delle dimensioni é davvero minimo e quindi è poco probabile che la differenza appaia evidente a occhio nudo (vedi foto a lato).
Anche l’ asse maggiore dell’ orbita lunare cioè la linea che congiunge apogeo e perigeo detta degli apsiti, si sposta progressivamente come la linea dei nodi, però più rapidamente ed in verso opposto compiendo un giro completo, rispetto alle stelle, in 8,8 anni. Mentre la Luna compie una rivoluzione siderale il perigeo avanza di ben 3°, quindi per tornare due volte consecutive al perigeo la Luna impiega 5h e 30 ‘ più di un mese siderale. Questo periodo viene detto mese anomalistico e dura 27 g, 13 h, 18 ‘ e 33 ‘’. Le strutture superficiali più cospicue della Luna sono i cosiddetti "mari" costituiti da ampie regioni basaltiche più scure di origine vulcanica; le terre più chiare sono costituite da numerosi crateri da impatto meteorico e ricoprono la maggior parte della superficie lunare.
Queste strutture sono state fotografate da vicino nel corso di missioni di sonde automatiche e pilotate (ricordiamo che il primo atterraggio di un uomo sul suolo lunare fu quello di N. Armstrong il 20 luglio 1969); numerosi campioni di roccia sono stati riportati a Terra ed accuratamente analizzati in laboratorio hanno rivelato presenza di uranio, torio, potassio, ossigeno, silicio, magnesio, ferro, titanio, calcio, alluminio e idrogeno.
Nella immagine a lato e riportata la cortografia dell' emisfero visibile della Luna
Sulla struttura interna della Luna non si sa molto. La densità è di 3,34 g/cm3. Si pensa che possieda una struttura a strati concentrici, che presenta analogie con quella della Terra, e in cui si distinguono la crosta, il mantello e il nucleo. La crosta è più sottile nella parte rivolta alla Terra, dove in media è spessa circa 60 km, rispetto al lato opposto, dove è spessa circa 100 km. La crosta insieme alla parte superiore del mantello forma la litosfera lunare rigida (circa 1000 km di spessore): il mantello è costituito da materiali (peridotiti) di maggiore densità rispetto alla crosta. Al di sotto del mantello, in uno spessore di circa 300Km, si trova la astenosfera che probabilmente ha una composizione chimica simile a quella del mantello, ma dove le rocce si trovano in uno stato parzialmente fuso (le sonde “S” non si fermano ma rallentano). Il nucleo, del diametro stimato di circa 600 km si presume sia costituito almeno in parte da ferro e nichel.
La Luna possiede una tenuissima atmosfera (praticamente assimilabile al vuoto) in cui sono state trovate traccia di gas nobili come elio e neon.
La Luna non possiede invece un campo magnetico, benché dovesse esserne dotata anticamente, visto che le rocce ne conservano i residui.
Come già detto le forze di marea, nel tempo, hanno determinato una rotazione sincrona della Luna attorno alla terra. Un ulteriore effetto di queste forse è quello di allontanare progressivamente la Luna dal nostro pianeta essendo il suo moto diretto (antiorario). Il fenomeno è illustrato nella figura a lato. Poiché la Terra ruota su se stessa con una velocità angolare maggiore di quella con cui la Luna descrive la sua orbita, i rigonfiamento di marea “A” tende a precedere la Luna, sicché, con la sua attrazione gravitazionale, ne accelera il moto; il rigonfiamento”B” produce un effetto opposto, ma di entità minore perché, essendo più lontano, esercita sulla Luna una forza più debole. Il risultato è che la Luna aumenta la sua velocità orbitale e di conseguenza si porta su un'orbita più lontana dalla Terra. Per ragioni analoghe, un satelliti in moto nel senso retrogrado tende, invece, ad avvicinarsi al pianeta.
Per quel che concerne l’origine della Luna, va detto che essa costituisce un caso anomalo nel sistema solare essendo l'unico grande satelliti appartenente a un pianeta interno.
Nel passato, sono state proposte tre diverse teorie per spiegare l'origine del nostro satelliti:
1) l'ipotesi della fissione, secondo la quale inizialmente si sarebbe formato un unico pianeta, la Terra: la Luna si sarebbe poi distaccata dalla Terra, quando questa ruotava più velocemente di oggi ed era ancora in uno stato semifluido;
2) l'ipotesi del pianeta doppio, secondo cui la Terra e la Luna si sarebbero formate in modo autonomo e simultaneamente, nel luogo dove oggi si trovano, tramite il processo di accrescimento collisionale;
3) l'ipotesi della cattura, secondo cui la Luna si sarebbe formata in qualche altra regione del sistema solare e sarebbe poi passata nelle vicinanze della Terra, facendosi catturare dal campo gravitazionale di questa.
Ogniuna di queste teorie non ha però trovato conferme scientifiche ma al contrario si sono imbattute in difficoltà insormontabili.
Le ipotesi sull'origine della Luna, formulate negli ultimi anni, utilizzano elementi delle teorie tradizionali, cercando di sintetizzarli in scenari più complessi che siano in accordo con i dati sperimentali. I maggiori consensi vanno attualmente all'ipotesi dell'impatto, secondo la quale la Terra, ai primordi della sua storia, sarebbe stata investita da un gigantesco planetesimo. Parte dei materiali espulsi nell'urto sarebbero andati dispersi nello spazio; altri, invece, rimasti in orbita intorno alla Terra, si sarebbero successivamente aggregati, formando la Luna. Questa, in origine, si sarebbe trovata assai vicina alla Terra, ma le forze di marea l'avrebbero progressivamente allontanata fino a portarla sulla sua orbita attuale.
Rimangono, però, da spiegare alcune differenze di composizione che sono state riscontrate fra le rocce terrestri e quelle lunari.

TABELLA : Il satellite della Terra

Satelliti di Marte

Marte ha due piccoli satelliti naturali chiamati Deimos e Phobos. I loro periodi di rotazione di sono rispettivamente di 7h 39m e 30h 18m; la rivoluzione di Phobos avviene quindi in un tempo più breve della la rotazione di Marte, per cui quel satellite, per un osser¬vatore su Marte, apparirebbe muoversi in direzione contraria a tutte le altre stelle, cioè da Ovest verso Est.
La distanza dal centro di Marte è di 9300 e 23200 km rispettiva¬mente e, dalla superficie del pianeta, di 5900 e 19800 km.
Sulle fotografìe del Marriner 9, Phobos appare, similmente a molti pianetini, con una forma allungata; la dimen¬sione maggiore è di 22 km e quella mino¬re di 18 km. Deimos ha una forma più arrotondata, con dimensioni di 13,5 e di 12 km. Su Phobos è stato osservato un cratere di 6 km.
Nel febbraio 1977 il Viking Orbiter 1 ha ripreso numerose immagini di Phobos nel visibile e nel’m infrarosso, arrivando fino a 80 km dal satellite. È stato così possibile calcolare la massa di Phobos in seguito alle perturbazioni indotte sull’orbita del Viking Orbiter: ne risulta una densità me¬dia di 1,9 ±-0,6 g cm-3. Da questo dato e dal valore basso dell’albedo sembra possibile dedurre che la composizione di Phobos è simile a quella di un meteorite carbonioso (condrite).
Il primo satellite scoperto fu Deimos, per opera di Asaph Hall a Washington il 10 agosto 1877. Lo stesso Hall scoprì Phobos il 16 agosto dello stesso anno. I nomi di Phobos e Deimos fu¬rono suggeriti a Hall dal signor Madan di Eton.
l cratere più grande su Phobos è Stickney, con un diametro di 5 km. (Stickney era il cognome della moglie di Asaph Hall da nu¬bile).
I crateri principali su Deimos sono stati chiamati Swift e Voltaire.
I due satelliti marziani sono molto scuri (albedo 5 per cento circa) e coperti di regolite per uno spes-sore di alcuni mm; il rivestimento di regolite di Deimos è più spesso di quello di Phobos, cosic¬ché la sua superficie è più uniforme. Phobos presenta anche strani solchi paralleli, di 100-200 m di larghezza e di 10-20 m di profon¬dità, inclinati di 30° rispetto all’equatore. Può anche darsi che si tratti di asteroidi catturati piuttosto che di satelliti veri e propri, anche se a quest’ipotesi si frappongono senza dubbio delle difficoltà.
Phobos sarebbe invisibile a un osservatore marziano posto ad una latitudine superiore a 69 gradi; la latitudine limite per l’osservazione di Deimos sarebbe di 82 gradi. Per un osservatore marzia¬no Phobos avrebbe un diametro apparente infe¬riore a metà di quello della Luna vista dalla Ter¬ra, e fornirebbe solo tanta luce quanta ne forni¬sce a noi Venere; Il diametro apparente di Deimos visto da Marte sarebbe solo il doppio del diametro apparente massimo di Venere vista dalla Terra, e a occhio nudo le fasi sarebbero quasi impercettibili. Deimos rimarrebbe al di so¬pra dell’orizzonte marziano per 2,5 giorni mar¬ziani consecutivamente; Phobos attraversereb¬be il cielo in sole 4,5 ore, muovendo da ovest a est, e l’intervallo fra due levate consecutive sa¬rebbe di solo poco più di 11 ore. Questo curioso comportamento è dovuto al fatto che Phobos ha un periodo di rivoluzione inferiore al periodo di rotazione del pianeta.

TABELLA : satelliti di Marte

Satelliti di Giove

L'esplorazione dei satelliti di Giove, iniziata nel 1973-74 con le sonde Pioneer, è proseguita con Voyager 1, Voyager 2 e Ulisse, che hanno visitato il sistema gioviano rispettivamente nel marzo 1979, luglio 1979 e febbraio 1992. Nel ottobre del 1989 fu lanciata la sonda Galileo che effettuo una serie di sorvoli ravvicinati dei satelliti Europa e di Io, il più vicino dei quali portò la sonda a soli 180 km da Io il 15 dicembre 2001. Successivamente la sonda Cassini, lanciata nell’ ottobre del 1997, raggiunse l’ orbita di giove nel 2000. Altre programmi spaziali sono allo studio; in particolare per il 2020 la NASA, in collaborazione con l’ europea ESA, prevedono l’ avvio di una ambiziosa missione chiamata “Europa Jupiter System Mission” che prevede di studiare a fondo il sistema Gioviano in quanto esso riveste particolare interesse nel mondo scientifico.

Dei 79 satelliti di Giove, sicuramente i più interessanti sono i quattro maggiori, detti galileiani o medicei: Io, Europa, Ganimede e Callisto. Per quanto riguarda la composizione chimica, Io ed Europa (le cui densità sono rispettivamente 3,5 g/cm3 e 3,0 g/cm3) devono consistere quasi interamente di materiale roccioso, mentre Ganimede e Callisto (le cui densità sono rispettivamente 1,9 g/cm3 e 1,8 g/cm3) devono contenere ∼50% di ghiaccio. Ciascun satelliti, d'altra parte, presenta caratteristiche peculiari.

Io Ha dimensioni paragonabili a quelle della Luna ed una crosta di vari colori, che vanno dal bianco al giallo, al rosso, al bruno e al nero. Le aree bianche non sono coperte di ghiaccio, come su altri satelliti gioviani, bensì di anidride solforosa allo stato solido (su Io non è stata trovata traccia di acqua in nessuno dei suoi stati). I colori delle altre zone vengono attribuiti allo zolfo, che a seconda delle condizioni in cui solidifica, può assumere colorazioni molto diverse.
Sulla superficie di Io (caso unico fra tutti i corpi del sistema solare dotati di una crosta solida) mancano completamente crateri da impatto il che fa pensare ad un'a intensa attività geologica: si calcola, infatti, che per cancellare tutti i crateri scavati dalle meteoriti, occorre che ogni milione di anni si formi un nuovo strato di crosta spesso almeno un centinaio di metri.
Io è l'unico satellite che certamente possiede vulcani attivi. Voyager 1, nel marzo 1979, fotografò per primo 8 eruzioni vulcaniche, 6 delle quali erano ancora in corso quattro mesi dopo, quando il satelliti fu visitato da Voyager 2. In seguito, nuove eruzioni sono state rivelate con osservazioni da Terra, mentre un'attività vulcanica insolitamente scarsa è stata segnalata dalla sonda Ulisse nel febbraio 1992. Le eruzioni dei vulcani di Io sono simili a enormi geyser, con getti che raggiungono altezze di centinaia di chilometri. Il materiale espulso è anidride solforosa: questa in gran parte condensa in piccoli cristalli, che precipitano al suolo, e in parte minore va a costituire una tenue atmosfera intorno al satellite. Oltre che con i geyser, l'attività vulcanica si manifesta con colate di lava, consistenti di zolfo liquido e, probabilmente, di rocce. I rivelatori a raggi infrarossi a bordo dei Voyager hanno anche individuato delle ''macchie calde'', dove la temperatura era, in media, intorno ai 20°C (in contrasto con i −150°C delle aree circostanti): al centro di una di queste zone è stato identificato un lago di zolfo fuso (il punto di fusione dello zolfo è 112°C). La sonda Galileo ha confermato l’ intensa attività vulcanica su Io, stimata un centinaio di volte più intensa di quella presente sulla Terra.
Si pensa che il materiale vulcanico si trovi in gran parte allo stato liquido: probabilmente, al di sotto della crosta solida (spessa al più qualche decina di chilometri) c'è un ''oceano'', formato soprattutto da zolfo e da composti di questo elemento. D'altra parte, il fatto che un corpo, relativamente piccolo come Io, sia tuttora sede di vulcanismo attivo, implica che esso possegga una sorgente interna di energia, diversa da quelle presenti negli altri satelliti e pianeti. Si pensa che Io sia riscaldato dagli effetti combinati dei campi gravitazionali di Giove e dei satelliti vicini (Europa e Ganimede). Questi ultimi tendono ad impedire che la rotazione di Io sia sincrona. Tuttavia, le maree, indotte da Giove, forzano il satelliti in questo stato: il risultato è la dissipazione di energia meccanica in calore, che va a riscaldare l'interno del satellite. La potenza (∼100 milioni di MW) che alimenta il vulcanismo di Io è dunque, in definitiva, fornita dall'energia del moto di rotazione di Giove, che viene lentamente frenato dall'interazione col suo satellite.
Europa, come Io, ha dimensioni paragonabili a quelle dalla Luna. La sua composizione è simele a quella di Io, cioè prevalentemente rocciosa, ma contiene una frazione significativa (forse il 10%) di acqua. La sua crosta deve essere relativamente giovane: la sua riflettività molto elevata (quasi 70%) implica, infatti, che essa sia formata da ghiaccio quasi puro, pressoché privo di detriti meteoritici.
La scarsa craterizzazione del suolo (confrontabile con quella dei continenti terrestri) suggerisce che l'attività geologica sia tuttora in atto. Si pensa che, al di sotto della crosta ghiacciata, si estenda un oceano, costituito prevalentemente di acqua: di tanto in tanto, nella crosta si aprirebbero fessure attraverso le quali l'acqua si riverserebbe in superficie.
Nel 2018 grazie al lavoro svolto dalla sonda Galileo si sono avute le prove sull'esistenza di enormi getti d’acqua e vapore che si producono sulla superficie di Europa. La stessa missione ha rilevato la presenza di campi magnetici indotti su Europa, Ganimede e Callisto, che suggeriscono l'esistenza di uno strato liquido d'acqua salata al di sotto della superficie; contemporaneamente ha scoperto sottili atmosfere attorno agli stessi.
Le lunghe catene collinose, visibili come linee scure, si sarebbero formate in seguito alla solidificazione del materiale eruttato. Anche Ganimede e Callisto posseggono croste ghiacciate: tuttavia, la loro più bassa riflettività (rispettivamente ∼40% e ∼20%) implica che il ghiaccio vi si trovi mescolato a detriti meteoritici. Dei due satelliti, Ganimede ha avuto un'attività geologica più intensa: infatti la sua superficie, a differenza di quella di Callisto che è interamente ''saturata'' di crateri, presenta zone diversamente craterizzate. Su di esso si distinguono regioni oscure, più craterizzate, e regioni chiare, meno craterizzate. Le differenze di colore rispecchierebbero differenze di età: le aree più chiare sarebbero ricoperte da ghiaccio meno contaminato dai detriti meteoritici perché eruttato più recentemente. L'attività vulcanica di Ganimede avrebbe avuto caratteristiche simili a quella di Europa: essa, tuttavia, sarebbe cessata da almeno tre miliardi di anni.
Ganimede è il più grande satellite naturale dell’ intero sistema solare ed è l’ unico ad aver un campo magnetico. Callisto ha dimensioni leggermente inferiori e comunque paragonabili a quelle di Mercurio.

TABELLA : satelliti di Giove

NOTA: quando nel Periodo orbitale c'è il segno "-" vuol dire che il moto è retrogrado, cioè orario.

Satelliti di Saturno

Il sistema di satelliti di Saturno è stato finora visitato da varie sonde spaziali: Pioneer 11, Voyager 1 e Voyager 2 (incontri avvenuti rispettivamente nel settembre 1979, novembre 1980 e agosto 1981. Con lo scopo di studiare il sistema Saturno, il 15 ottobre 1997 fu messa in orbita la sonda Cassini–Huygens realizzata da NASA ed ESA con la collaborazione dell'Agenzia spaziale italiana (ASI) che ha concluso proficuamente la sua missione il 15 settembre 2017; dopo aver effettuato 74 orbite attorno a Saturno, come programmato, è stata fatta disintegrare nell'atmosfera saturniana.. Attorno a saturno orbitano 82 satelliti noti, la maggior parte moto piccoli alla stregua di asteroidi. Titano è il maggior satelliti di Saturno (e il secondo in ordine di grandezza, dopo Ganimede, dell'intero sistema solare). È l'unico satellite a possedere un'atmosfera densa (Io, come si è detto, ne ha una, ma molto rarefatta): la pressione al suolo, secondo le osservazioni di Voyager 1, è di circa 1,6 atmosfere. L’ atmosfera è composta principalmente, al 90%, da azoto e al , 1÷2%, da metano.. È stata poi rivelata la presenza di tracce di parecchi altri gas (argo, etano, propano, acetilene, etilene, acido cianidrico, anidride carbonica, ecc.). Nell’ atmosfera si distinguono due strati nebbiosi di composizione chimica incerta: uno, sottile, a un'altezza di ∼300 km, e l'altro, più spesso e denso, fra i 150 e i 200 km. Questi banchi di nebbia, di colore arancio e blu, impediscono l'osservazione della bassa atmosfera, dove si sospettano formazioni di nubi di metano. Date le temperature esistenti nell'atmosfera e sulla superficie del satelliti, il metano dovrebbe esistere in tutti e tre gli stati (solido, liquido e gassoso), dando luogo a un ''ciclo'', analogo al ciclo dell'acqua terrestre. La meteorologia di Titano potrebbe, pertanto, presentare fenomeni, come piogge e nevicate, simili a quelli che si verificano sulla Terra. Vi sono laghi, fiumi, nubi, pioggia (tutto di metano liquido), e una superficie fatta di montagne, dune sabbiose e probabilmente criovulcani, in grado di eruttare acqua, ammoniaca e altre sostanze, che gelerebbero al contatto con la superficie fredda del satellite. Le condizioni ambientali esistenti su Titano rendono ivi probabile la formazione di molecole organiche complesse: l'esplorazione di questo satelliti, pertanto, è di estremo interesse anche per comprendere meglio l'evoluzione chimica pre-biologica, sviluppatasi sul nostro pianeta. Altri quattro satelliti di Saturno, oltre Titano, hanno diametri maggiori di 1000 km: in ordine di grandezza, Rea, Giapeto, Dione e Teti. Rea e Dione presentano un aspetto simile: entrambi hanno una crosta ghiacciata densamente craterizzata, attraversata da caratteristiche strisce chiare. La natura di queste bande è controversa: poiché esse si estendono lungo profonde vallate, è possibile che abbiano tratto origine dalla condensazione di vapore acqueo e altri gas, fuorusciti da fessure apertesi nella crosta. Anche Teti ha una crosta ghiacciata. In essa, a parte i numerosi crateri da impatto, si riconosce un'unica struttura, che rivela un'attività geologica endogena: un canyon, lungo circa 2000 km, largo circa 100 km e profondo 4 o 5 km. Si pensa che questa immensa vallata si sia formata quando Teti, raffreddandosi, solidificò internamente: l'acqua, che costituisce gran parte del satelliti, ghiacciando, dovette aumentare di volume e spaccare la crosta, che era già solida. Non è chiaro, però, perché in questa si sia prodotta un'unica grande frattura, invece che tante più piccole. Giapeto presenta una singolare asimmetria fra i due emisferi: uno è brillante, mentre l'altro è molto oscuro e di colore rossiccio. L'emisfero chiaro ha una crosta ghiacciata, densamente craterizzata, come quella di altri satelliti di Saturno. L'emisfero oscuro, di cui non si riesce a osservare la craterizzazione, sembra essere ricoperto di sostanze carbonacee, forse simili a quelle che costituiscono molti pianetini. Sull'origine di questi materiali si formulano due ipotesi: una endogena, secondo cui essi sarebbero stati eruttati dal sottosuolo, e una esogena, secondo cui si tratterebbe di detriti meteoritici.
La missione Cassini–Huygens ha fatto diverse scoperte, quella più rilevante riguarda soprattutto Encelado, a cui la sonda ha dedicato particolare attenzione ; un flyby ravvicinatissimo, ad appena 25 chilometri di quota dalla superficie del satellite, ha evidenziando che dalla sua superficie si sollevano violenti getti di materia che arrivano ad altezze tre volte superiori all’intero diametro del satellite.

TABELLA : satelliti di Saturno

NOTA: quando nel Periodo orbitale c'è il segno "-" vuol dire che il moto è retrogrado, cioè orario.

Satelliti di Urano

L’ esplorazione di Urano è resa difficoltosa dalle grandi distanze che separano il pianeta dalla Terra. L'unica sonda spaziale, che abbia fino a oggi esplorato il sistema di Urano, è Voyager 2, che lo ha attraversato nel gennaio 1986. Quattro dei 27 satelliti di Urano hanno diametri maggiori di 1000 km: in ordine di grandezza, Titania, Oberon, Umbriel e Ariele.
Dai valori delle loro densità simile a molti satelliti di Saturno, si deduce che siano costituiti per circa la metà di rocce (silicati) e per l'altra metà di ''ghiacci'' (non soltanto di acqua, ma probabilmente anche di altre sostanze, come metano e ammoniaca). Ariele ha avuto, a quanto sembra, la vita geologica più intensa: essa è documentata sia dalla presenza di grandi canyon sia dal fatto che in certe aree i crateri da impatto più antichi sono stati cancellati. Sugli altri tre grandi satelliti di Urano vi sono scarsi segni di attività endogena:. Interesse maggiore desta, un satelliti più piccolo, Miranda. Esso è il satelliti di Urano meglio studiato perché la sonda Voyager è passata ad appena 36.000 km di distanza dalla sua superficie, fotografandola con una risoluzione di ∼500 metri. Le immagini ottenute hanno mostrato strutture assai eterogenee: valli, fratture, canyon, montagne, crateri. Vi sono due regioni adiacenti, che hanno caratteristiche e, probabilmente, età molto diverse: unao è densamente craterizzata; l'altra è meno craterizzata e solcata da profonde striature. L'intensa attività geologica di Miranda costituisce un enigma, date le dimensioni relativamente piccole di questo corpo. È stato suggerito che esso discenda da un satelliti primitivo, che sarebbe andato distrutto in un catastrofico impatto meteoritico: i frammenti, rimasti in orbita intorno a Urano, si sarebbero poi riaggregati, formando Miranda. Ciò spiegherebbe perché oggi, sulla superficie del satelliti, si trovino a contatto strutture fra loro diversissime: se le cose sono andate davvero così, ci troveremmo, insomma, davanti a un gigantesco puzzle i cui pezzi sono stati mescolati e poi messi nuovamente insieme in modo casuale.

TABELLA : satelliti di Urano

NOTA: quando nel Periodo orbitale c'è il segno "-" vuol dire che il moto è retrogrado, cioè orario.

Satelliti di Nettuno

Come il sistema di Urano, anche quello di Nettuno è stato finora esplorato soltanto dalla sonda Voyager 2, che lo ha attraversato nell'agosto 1989. Il maggior satelliti di Nettuno è Tritone, uno dei pochissimi a possedere un'atmosfera. Benché assai rarefatta (la pressione al suolo è di appena 2 × 10−5 atmosfere), quest'atmosfera, formata soprattutto di azoto, è in grado di sostenere una tenuissima nebbia, a quote di 5-10 km.
La superficie del satelliti presenta una notevole varietà di strutture, di cui alcune attendono ancora un'interpretazione soddisfacente. Sulle regioni polari si estendono vaste calotte, costituite da ghiaccio di metano e di azoto. A causa dell'inclinazione del suo asse di rotazione, su Tritone, nel corso dell'anno nettuniano (che dura ∼165 anni terrestri), si verifica un marcato ciclo stagionale, che conduce alla sublimazione periodica di parte dei ghiacci polari. Nel passato, Tritone è stato certamente sede di un'intensa attività geologica, documentata da estesi terreni terrazzati di chiara origine vulcanica. Questa attività, forse, non è estinta: nelle immagini riprese dalla sonda Voyager sembrerebbe, infatti, di distinguere due ''pennacchi'' di fumo, prodotti da eruzioni vulcaniche.

TABELLA : satelliti di Nettuno

NOTA: quando nel Periodo orbitale c'è il segno "-" vuol dire che il moto è retrogrado, cioè orario.