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Satelliti naturali
Il sistema solare
Satelliti naturali
Ad esclusione di Mercurio e Venere, tutti gli altri pianeti del Sistema Solare hanno un numero variabile di corpi celesti solidi, chiamati satelliti naturali , che vi girano attorno.
Il temine "naturali" è stato aggiunto per distinguerli dai satelliti artificiiali lanciati dall' uomo a partire dagli anni 60. I satelliti naturali hanno una massa molto inferiore a quella del pianeta al quale sono legati gravitazionalmente inoltre i pianeti con massa maggiore possiedono un maggiore numero di satelliti. Il nostro pianeta, la Terra, ha un solo sateliite naturale chiamato "Luna" ed è l' unico pianeta ad avere un solo satellite naturale.
Anche al moto dei satelliti si possono applicare le leggi di Keplero viste nella sezione "Moti dei pianeti".
Negli ultimi decenni, grazie soprattutto alle sonde Voyager, sono stati scoperti numerosi nuovi satelliti del sistema solare. Oggi se ne conoscono complessivamente 185 di cui: 2 di Marte e uno della Terra; 79 di Giove, 82 di Saturno, 27 di Urano e 14 di Nettuno.
Nel moto dei satelliti si riscontrano alcune significative caratteristiche comuni:
- Le orbite sono, in generale, quasi circolari e giacciono press'a poco nel piano equatoriale del pianeta di appartenenza. Soltanto 13 satelliti hanno orbite inclinate di oltre 5° rispetto a tale piano: gli 8 satelliti più esterni di Giove (Leda, Himalia, Lisitea, Elara, Ananke, Carme, Pasifae e Sinope), i 2 più esterni di Saturno (Giapeto e Phoebe), i 2 più esterni di Nettuno (Tritone e Nereide).
- In grande maggioranza, i satelliti percorrono le loro orbite in senso diretto (cioè antiorario); fanno eccezione 7 dei satelliti già menzionati (Ananke, Carme, Pasifae, Sinope, Phoebe, Tritone e Caronte), che si muovono nel senso retrogrado (orario).
- Tutti i satelliti, dei quali sia stato possibile misurare la velocità di rotazione, hanno rotazione sincrona, cioè il loro periodo di rotazione è uguale al periodo di rivoluzione intorno al pianeta: essi pertanto ruotano, come la Luna intorno alla Terra, rivolgendo al pianeta sempre lo stesso emisfero. Ciò è prodotto dalle forze di marea esercitate dal pianeta, le quali rallentano la rotazione di un satellite, fino a portarlo nello stato di rotazione sincrona.
Agli effetti delle forze di marea si attribuiscono anche altre caratteristiche dinamiche dei satelliti. Le orbite di tre dei maggiori satelliti di Giove (Io, Europa e Ganimede) sono spaziate in modo che il periodo di rivoluzione di Europa è doppio di quello di Io, mentre il periodo di Ganimede è, a sua volta, doppio di quello di Europa.
Non si tratta di una coincidenza casuale, ma di un fenomeno di accoppiamento (o risonanza) gravitazionale prodotto dalle forze di marea che agiscono fra questi corpi: se il periodo di rivoluzione di uno dei tre satelliti dovesse cambiare, gli altri due modificherebbero i loro periodi ripristinando la situazione di equilibrio iniziale.
Si è anche trovato che i tre satelliti si muovono sulle rispettive orbite in modo che non possano mai trovarsi tutti e tre allineati dalla stessa parte di Giove.
Alcuni satelliti, detti coorbitali, condividono una medesima orbita. Il caso più notevole è quello di Teti, Calipso e Telesto, che descrivono intorno a Saturno la stessa orbita, quasi perfettamente circolare, dando vita a una singolare situazione dinamica: infatti, i due satelliti più piccoli, Calipso e Telesto, occupano sull'orbita i punti di Lagrange, cioè le posizioni di equilibrio stabile per un corpo soggetto all'attrazione gravitazionale di Teti e del vicino Dione.
Per quando concerne le dimensioni, la maggior parte dei satelliti naturali sono molto più piccoli della nostra Luna, alcuni addirittura hanno dimensioni paragonabili a quelle degli asteroidi. Fanno eccezione alcuni satelliti di Giove (Ganimede, Callisto,Io, Europa) e uno di Saturno. (Titano). In particolare Ganimede, con un diametro di circa 5300 Km (diametro della Luna 3480 Km), è in assoluto il più grande del sistema solare, seguito da Titano (diametro= 5150 Km) e Callisto (diametro = 4820 km). Tutti gli altri sono più piccoli della luna di cui una decina con diametro maggiore di 1000 Km e gli altri con diametri minori di 500 km fino a 10 Km.
Per quanto riguarda le origini dei satelliti vi sono numerose ipotesi. Le proprietà viste in precedenza inducono a pensare che i sistemi di satelliti abbiano avuto un'origine simile a quella del sistema planetario. Intorno ai nuclei di condensazione dei pianeti esterni dovettero formarsi delle piccole nebulose dalle quali, per accrescimento e collisioni, derivarono i vari satelliti.
Questa teoria però, lascia aperti numerosi problemi. Essa non è in grado di spiegare l'origine dei satelliti che hanno moto retrogrado e, più in generale, di quelli le cui orbite sono fortemente inclinate rispetto al piano equatoriale di un pianeta. Si pensa che questi satelliti siano planetesimi che, avvicinatisi al pianeta di massa maggiore, rimasero catturati dal suo campo gravitazionale.
Per superare le difficoltà dinamiche di tale processo, s'ipotizzano, poi, altri fenomeni: per satelliti, le perturbazioni prodotte sull'orbita del planetesimo dal campo gravitazionale di altri satelliti o l'attrito con un'atmosfera planetaria assai più estesa e densa di quella attuale.
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.
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
Caratteristiche della LUNA |
||
Distanza dalla Terra al perigeo (km) |
356400 |
|
Distanza dalla Terra all'apogeo (km) |
406700 |
|
Distanza media dalla Terra (km) |
384401 |
|
Mese draconitico (giorni |
27.2122 |
|
Mese siderale (giorni) |
27.3216 |
|
Mese sinodico (giorni) |
29.5305 |
|
Eccentricità dell'orbita |
0.0549 |
|
Inclinazione rispetto all' eclittica |
5° 14' |
|
Inclinazione sul piano dell' orbita |
6.7° |
|
Velocità orbitale media (km/sec) |
1.02 |
|
Massa (g) |
7.35×1025 |
|
Raggio equatoriale (km) |
1738 |
|
Densità media (g/cm3) |
3.3 |
|
Accelerazione di gravità (m/sec2) |
1.63 |
|
Velocità di fuga |
2,38 km/s |
|
Temperatura superficiale (massima |
123°C | |
Temperatura superficiale (minima) |
-233°C |
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
Nome |
Dimensioni |
Massa |
Semiasse |
Eccentricità |
Periodo |
Scoperta |
|
Marte I |
Fobos |
27x21.6x18.8 |
1.72x1016 |
9.377.2 |
0.0151 |
7.66 |
1877 |
Marte II |
Deimos |
10.4x12x15 |
2.244x1015 |
23.460 |
0.0002 |
30.35 |
1877 |
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.
Nome |
Gruppo |
Dimensioni |
Massa |
Semiasse |
Eccentricità |
Periodo |
Scoperta |
|
Giove XVI |
Metide |
Amaltea |
43 |
120x1015 |
127.691 |
0.0012 |
0.294780 |
1979 |
Giove XV |
Adrastea |
Amaltea |
26x20x16 |
7.5x1015 |
128.694 |
0.0018 |
0.299826 |
1979 |
Giove V |
Amaltea |
Amaltea |
262x146x134 |
2.1x1018 |
181.995 |
0.0046637841 |
0.498179 |
1892 |
Giove XIV |
Tebe |
Amaltea |
110x90 |
1.5x1018 |
221.900 |
0.0177 |
0.6745 |
1979 |
Giove I |
Io |
Mediceo |
3643 |
89x1021 |
421.700 |
0.0041 |
1.769138 |
1610 |
Giove II |
Europa |
Mediceo |
3122 |
48x1021 |
671.034 |
0.0094 |
3.551181 |
1610 |
Giove III |
Ganimede |
Mediceo |
5262 |
150x1021 |
1.070.412 |
0.0011 |
7.154553 |
1610 |
Giove IV |
Callisto |
Mediceo |
4821 |
110x1021 |
1.882.709 |
0.0074 |
16.689018 |
1610 |
Giove XVIII |
Temisto |
8 |
0.69x1015 |
7.393.216 |
0.2006 |
129.8276 |
1975 |
|
Giove XIII |
Leda |
Imalia |
20 |
11x1015 |
11.187.781 |
0.15 |
238.8242 |
1974 |
Giove VI |
Imalia |
Imalia |
170 |
6.7x1018 |
11.451.971 |
0.1623 |
249.7263 |
1904 |
Giove X |
Lisitea |
Imalia |
36 |
63x1015 |
11.740.560 |
0.081-0.155 |
256.9954 |
1938 |
Giove VII |
Elara |
Imalia |
86 |
870x1015 |
11.778.034 |
0.2174 |
257.9849 |
1905 |
S/2000 J 11 |
Imalia |
4 |
90x1012 |
12.570.424 |
0.2484 |
287.9310 |
2000 |
|
Giove XLVI |
Carpo |
3 |
45x1012 |
17.144.873 |
0.2736-0.4297 |
456.10 |
2003 |
|
S/2003 J 12 |
1 |
1.5x1012 |
17.739.540 |
0.4449 |
-482.685 |
2003 |
||
Giove XXXIV |
Euporia |
Ananke |
2 |
15x1012 |
19.088.434 |
0.0960-0.1432 |
-550.74 |
2001 |
S/2003 J 3 |
Ananke |
2 |
15x1012 |
19.621.780 |
0.1970 |
-583.88 |
2003 |
|
S/2003 J 18 |
Ananke |
2 |
15x1012 |
19.812.577 |
0.0221-0.1570 |
-596.59 |
2003 |
|
Giove XLII |
Telsinoe |
Ananke |
2 |
15x1012 |
20.453.753 |
0.2206-0.2685 |
-628.09 |
2003 |
Giove XXXIII |
Euante |
Ananke |
3 |
45x1012 |
20.464.854 |
0.2001-0.2321 |
-598.093 |
2001 |
Giove XLV |
Elice |
Ananke |
4 |
90x1012 |
20.540.266 |
0.1375-0.1558 |
-601.402 |
2003 |
Giove XXXV |
Ortosia |
Ananke |
2 |
15x1012 |
20.567.971 |
0.2433-0.2808 |
-601.619 |
2001 |
Giove XXIV |
Giocasta |
Ananke |
5 |
190x1012 |
20.722.566 |
0.2160-0.2874 |
-609.427 |
2000 |
S/2003 J 16 |
Ananke |
2 |
15x1012 |
20.743.779 |
0.2246 |
-616.36 |
2003 |
|
Giove XXVII |
Prassidice |
Ananke |
7 |
430x1012 |
20.823.948 |
0.2308 |
-625.38 |
2000 |
Giove XXII |
Arpalice |
Ananke |
4 |
120x1012 |
21.063.814 |
0.2268 |
-623.31 |
2000 |
Giove XL |
Mneme |
Ananke |
2 |
15x1012 |
21.129.786 |
0.2273 |
-620.04 |
2003 |
Giove XXX |
Ermippe |
Ananke |
4 |
90x1012 |
21.182.086 |
0.2290 |
-633.9 |
2001 |
Giove XXIX |
Tione |
Ananke |
4 |
90x1012 |
21.405.570 |
0.2286 |
-627.21 |
2001 |
Giove |
Ananke |
Ananke |
28 |
30x1015 |
21.454.952 |
0.2435 |
-629.77 |
1951 |
S/2003 J 17 |
Carme |
2 |
15x1012 |
22.134.306 |
0.2378 |
-714.47 |
2003 |
|
Giove XXXI |
Aitne |
Carme |
3 |
45x1012 |
22.285.161 |
0.2643 |
-679.641 |
2001 |
Giove XXXVII |
Cale |
Carme |
2 |
15x1012 |
22.409.207 |
0.2599 |
-729.47 |
2001 |
Giove XX |
Taigete |
Carme |
5 |
160x1012 |
22.438.648 |
0.3678 |
-686.675 |
2000 |
S/2003 J 19 |
Carme |
2 |
15x1012 |
22.709.061 |
0.2556 |
-740.42 |
2003 |
|
Giove XXI |
Caldene |
Carme |
4 |
75x1012 |
22.713.444 |
0.2519 |
-723.70 |
2000 |
S/2003 J 15 |
Ananke |
2 |
15x1012 |
22.720.999 |
0.1910 |
-689.77 |
2003 |
|
S/2003 J 10 |
Carme |
2 |
15x1012 |
22.730.813 |
0.4295 |
-716.25 |
2003 |
|
S/2003 J 23 |
Pasifea |
2 |
15x1012 |
22.739.654 |
0.2714 |
-732.44 |
2003 |
|
Giove XXV |
Erinome |
Carme |
3 |
45x1012 |
22.986.266 |
0.2552 |
-711.965 |
2000 |
Giove XLI |
Aede |
Pasifae |
4 |
90x1012 |
23.044.175 |
0.4322 |
-761.50 |
2003 |
Giove LIV |
Callicore |
Carme |
2 |
15x1012 |
23.111.823 |
0.2640 |
-764.73 |
2003 |
Giove XXIII |
Calice |
Carme |
5 |
190x1012 |
23.180.773 |
0.2465 |
-742.03 |
2000 |
Giove XI |
Carme |
Carme |
46 |
0.13x1018 |
23.197.992 |
0.3122 |
-747.008062 |
1938 |
Giove XVII |
Calliroe |
Pasifae |
9 |
870x1012 |
23.214.986 |
0.264 |
-776.543 |
1999 |
Giove XXXII |
Euridome |
Pasifae |
3 |
45x1012 |
23.230.858 |
0.2759 |
-717.33 |
2001 |
Giove XXXVIII |
Pasitea |
Carme |
2 |
15x1012 |
23.307.318 |
0.2675 |
-719.44 |
2001 |
Core |
Pasifae |
5262 |
15x1012 |
23.345.093 |
0.3351 |
-779.18 |
2003 |
|
Giove XLVIII |
Cillene |
Pasifae |
2 |
15x1012 |
23.396.269 |
0.4116 |
-751.94 |
2003 |
Giove XLVII |
Eucelade |
Carme |
4 |
90x1012 |
23.483.694 |
0.2721 |
-746.39 |
2003 |
S/2003 J 4 |
Pasifae |
2 |
15x1012 |
23.570.790 |
0.3003 |
-739.294 |
2003 |
|
Giove VIII |
Pasifae |
Pasifae |
60 |
300x1015 |
23.609.042 |
0.4090 |
-743.63 |
1908 |
Giove XXXIX |
Egemone |
Pasifae |
3 |
45x1012 |
23.702.511 |
0.3276 |
-739.60 |
2003 |
Giove XLIII |
Arche |
Carme |
3 |
45x1012 |
23.717.051 |
0.2588 |
-723.90 |
2002 |
Giove XXVI |
Isonoe |
Carme |
4 |
75x1012 |
23.800.647 |
0.2471 |
-726.25 |
2000 |
S/2003 J 9 |
Carme |
1 |
1.5x1012 |
23.857.808 |
0.2632 |
-733.29 |
2003 |
|
S/2003 J 5 |
Carme |
4 |
90x1012 |
23.973.926 |
0.2478 |
-738.73 |
2003 |
|
Giove IX |
Sinope |
Pasifae |
38 |
38x1015 |
24.057.865 |
0.275 |
-758 |
1908 |
Giove XXXVI |
Sponde |
Pasifae |
2 |
15x1012 |
24.252.627 |
0.3121 |
-748.34 |
2001 |
Giove XXVIII |
Autonoe |
Pasifae |
4 |
90x1012 |
24.264.445 |
0.369 |
-760.95 |
2001 |
Giove XIX |
Megaclite |
Pasifae |
5 |
210x1012 |
24.687.239 |
0.308 |
-792.437 |
2000 |
S/2003 J 2 |
2 |
15x1012 |
30.290.846 |
0.2255 |
-979.99 |
2003 |
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.
Nome |
Gruppo o |
Dimensioni |
Massa |
Semiasse |
Eccentricità |
Periodo |
Scoperta |
|
Saturno XVIII |
Pan |
Pastore |
35x35x23 |
2.7x1015 |
133.584 |
0.00021 |
0.57505 |
1990 |
Saturno XXXV |
Dafni |
Pastore |
7 |
5.0/50x1013 |
136.505 |
0.00 |
0.59408 |
2005 |
Saturno XV |
Atlante |
Pastore |
46x38x19 |
6x1015 |
137.670 |
0.0012 |
0.60169 |
19802 |
Saturno XVI |
Prometeo |
Pastore |
119x87x61 |
15.66x1016 |
139.380 |
0.0022 |
0.61299 |
1980 |
S/2004 S 4 |
Incerto |
3-5 |
? |
140.100 |
0.002 |
0.618 |
2004 |
|
S/2004 S 6 |
Incerto |
<5 |
? |
141.134 |
0.0020 |
0.61801 |
2004 |
|
S/2004 S 3 |
Incerto |
3x5 |
? |
140.100- |
<0.0020 |
0.62 |
2004 |
|
Saturno XVII |
Pandora |
Pastore |
103x80x64 |
22x1016 |
141.720 |
0.0042 |
0.6285 |
1980 |
Saturno XI |
Epimeteo |
Coorbita |
135x108x105 |
53x1016 |
151.422 |
0.0098 |
0.69433 |
1980 |
Saturno X |
Giano |
Coorbita |
193x173x137 |
1.92x1018 |
151.472 |
0.0068 |
0.69466 |
1966 |
Saturno I |
Mimas |
418x392x382 |
37.52x1018 |
185.600 |
0.0206 |
0.942422 |
1789 |
|
Saturno XXXII |
Metone |
Alcionide |
3 |
0.7/3x1013 |
194.440 |
0.0001 |
1.00957 |
2004 |
Saturno XLIX |
Antea |
Alcionide |
2 |
? |
197.700 |
0.001 |
1.03650 |
2007 |
Saturno XXXIII |
Pallene |
Alcionide |
4 |
1.7/7.0x1013 |
212.280 |
0.0040 |
1.15375 |
2004 |
Saturno II |
Encelado |
513x503x497 |
1.08x1020 |
238.020 |
0.0047 |
1.370218 |
1789 |
|
Saturno XIII |
Telesto |
Troiano |
29x22x20 |
? |
294.619 |
0.000 |
1.887802 |
1980 |
Saturno III |
Teti |
1081x1055x |
6.174x1020 |
294.619 |
0.0001 |
1.887802 |
1684 |
|
Saturno XIV |
Calipso |
Troiano |
30x23x14 |
? |
294.619 |
0.000 |
1.887802 |
1980 |
Saturno XII |
Elena |
Troiano |
36x32x30 |
2.5x1016 |
377.396 |
0.0022 |
2.736915 |
1980 |
Saturno II |
Dione |
1128x1121x |
1.096x1021 |
377.396 |
0.0022 |
2.736915 |
1684 |
|
Saturno XXXIV |
Polluce |
Troiano |
3.5 |
4x1013 |
377.396 |
0.0192 |
2.736915 |
2004 |
Saturno V |
Rea |
1535x1525x |
2.317x1021 |
527.108 |
0.001258 |
4.518212 |
1672 |
|
Saturno VI |
Titano |
5150 |
1.345x1023 |
1.221.870 |
0.02888 |
15.94542 |
1655 |
|
Saturno VII |
Iperione |
360x280x225 |
5.584x1018 |
1.481.009 |
0.1230061 |
21.27661 |
1848 |
|
Saturno VIII |
Giapeto |
1495×1425 |
1.806x1021 |
3.560.820 |
0.0286125 |
79.3215 |
1671 |
|
Saturno XXIV |
Kiviuq |
Inuit |
16 |
3.3x1015 |
11.365.000 |
0.3288 |
449.22 |
2000 |
Saturno XXII |
Ijiraq |
Inuit |
12 |
1.2x1015 |
11.372.000 |
0.3163 |
451.77 |
2000 |
Saturno IX |
Febe |
Nordico |
230x220x210 |
8.289x1018 |
12.955.759 |
0.1562415 |
-505.5646 |
1899 |
Saturno XX |
Paaliaq |
Inuit |
19 |
8.2x1015 |
15.198.000 |
0.3631 |
686.9 |
2000 |
Saturno XXVII |
Skathi |
Nordico |
6.4 |
312x1014 |
15.576.500 |
0.246 |
725.784 |
2000 |
Saturno XXVI |
Albiorix |
Gallico |
32 |
? |
16.394.000 |
0.4770 |
-783 |
2000 |
S/2007 S 2 |
Nordico |
6 |
? |
16.560.000 |
0.218 |
-792.96 |
2007 |
|
Saturno XXXVII |
Bebhionn |
Gallico |
6 |
? |
16.898.000 |
0.333 |
-820.13 |
2004 |
Saturno XXVIII |
Eriappo |
Gallico |
10 |
? |
17.343.0006 |
0.4724 |
871.2 |
2000 |
Saturno XLVII |
Skoll |
Nordico |
6 |
? |
17.610.000 |
0.418 |
869 |
2006 |
Saturno XXIX |
Siarnaq |
Inuit |
32 |
? |
17.906.000 |
0.2961 |
895.542 |
2000 |
Saturno LII |
Tarqeq |
Inuit |
7 |
? |
17.910.600 |
0.1081 |
894.86 |
2007 |
S/2004 S 13 |
Nordico |
6 |
? |
18.056.300 |
0.261 |
-905.848 |
2004 |
|
Saturno LI |
Greip |
Nordico |
6 |
? |
18.065.700 |
0.3735 |
-906.556 |
2006 |
Saturno XXIX |
Hyrrokkin |
Nordico; |
8 |
? |
18.168.300 |
0.3604 |
-914.292 |
2006 |
Saturno XXI |
Tarvos |
Gallico |
15 |
? |
18.160.000 |
0.5305 |
925.6 |
2000 |
Saturno L |
Jarnsaxa |
Nordico |
6 |
? |
18.556.900 |
0.1918 |
-943.784 |
2006 |
Saturno XXV |
Mundilfari |
Nordico |
5.6 |
2.1x1014 |
18.709.000 |
0.198 |
-928.806 |
2000 |
S/2006 S 1 |
Nordico |
6 |
? |
18.930.200 |
0.1303 |
-972.407 |
2006 |
|
S/2004 S 17 |
Nordico |
4 |
7x1013 |
19.099.175 |
0.226 |
-985.453 |
2004 |
|
Saturno XXXVIII |
Bergelmir |
Nordico |
6 |
2x1014 |
19.372.191 |
0.152 |
-1006.66 |
2004 |
Saturno XXXI |
Narvi |
Nordico |
6.6 |
4.9x1015 |
19.395.200 |
0.320 |
-1006.541 |
2003 |
Saturno XXXVI |
Aegir |
Nordico |
6 |
? |
19.618.000 |
0.237 |
-1025.908 |
2004 |
Saturno XXIII |
Suttungr |
Nordico |
5.6 |
? |
19.666.700 |
0.131 |
-1029.703 |
2000 |
S/2004 S 12 |
Nordico |
5 |
? |
19.905.900 |
0.396 |
-1048.541 |
2004 |
|
Saturno XXXIX |
Bestla |
Nordico |
7 |
4.1x1014 |
20.192.000 |
0.52- |
-1052.722 |
2004 |
Saturno XL |
Farbauti |
Nordico |
5 |
? |
20.291.000 |
0.209 |
-1079.099 |
2004 |
Saturno XLIII |
Hati |
Nordico |
6 |
2.6x1014 |
20.303.000 |
0.291 |
-1080.099 |
2004 |
S/2007 S 3 |
Nordico |
5 |
? |
20.518.500 |
0.130 |
1100 |
2007 |
|
S/2004 S 7 |
Nordico |
6 |
2.6x1014 |
20.576.700 |
0.554 |
-1104.24 |
2004 |
|
Saturno XXX |
Thrymr |
Nordico |
5.6 |
2.1x1014 |
20.810.300 |
0.453 |
-1120.809 |
2000 |
S/2006 S 3 |
Nordico |
6 |
? |
21.076.300 |
0.4710 |
-1142.366 |
2006 |
|
Saturno XLVIII |
Surtur |
Nordico |
6 |
? |
22.243.600 |
0.3680 |
-1238.575 |
2006 |
Saturno XLV |
Kari |
Nordico |
7 |
? |
22.305.100 |
0.3405 |
-1243.71 |
2006 |
Saturno XLI |
Fenrir |
Nordico |
4 |
? |
22.610.716 |
0.131 |
-1269.362 |
2004 |
Saturno XLVI |
Loge |
Nordico |
6 |
? |
23.142.000 |
0.1390 |
-1314.364 |
2006 |
Saturno XIX |
Ymir |
Nordico |
16 |
5x1015 |
23.175.000 |
0.358 |
-1317.137 |
2000 |
Saturno XLII |
Fornjot |
Nordico |
6 |
? |
23.609.000 |
0.186 |
-1354.34 |
2005 |
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.
Nome |
Gruppo |
Dimensioni |
Massa |
Semiasse |
Eccentricità |
Periodo |
Scoperta |
|
Urano VI |
Cordelia |
50x36 |
5.0x1016 |
49.752 |
0.00047 |
0.3350338 |
1986 |
|
Urano VII |
Ofelia |
15 |
8.0x1017 |
53.764 |
0.0099 |
0.3764 |
1986 |
|
Urano VIII |
Bianca |
64x46 |
8.0x1017 |
59.166 |
0.00092 |
0.43457899 |
1986 |
|
Urano IX |
Cressida |
92x74 |
3.43x1017 |
61.767 |
0.00036 |
0.46357 |
1986 |
|
Urano X |
Desdemona |
90x54 |
1.78x1017 |
62.658 |
0.0002 |
0.47365 |
1986 |
|
Urano XI |
Giulietta |
150x74 |
8.2x1017 |
64.358 |
0.0006 |
0.493065 |
1986 |
|
Urano XII |
Porzia |
140 |
1.68x1018 |
66.097 |
0.00005 |
0.5131963 |
1986 |
|
Urano XIII |
Rosalind |
72 |
2.54x1017 |
69.940 |
0.0002 |
0.558460 |
1986 |
|
Urano XXVII |
Cupido |
18 |
3.8x1015 |
74.392 |
0.0013 |
0.618 |
2003 |
|
Urano XIV |
Belinda |
128x64 |
4.9x1017 |
75.255 |
0.00007 |
0.623527 |
1986 |
|
Urano XXV |
Perdita |
30 |
1.3x1016 |
76.416 |
0.003 |
0.638 |
1986 |
|
Urano XV |
Puck |
162 |
2.89x1018 |
86.004 |
0.00005 |
0.761833 |
1986 |
|
Urano XXVI |
Mab |
24 |
1.0x1016 |
97.736 |
0.0025 |
0.923 |
2003 |
|
Urano V |
Miranda |
471.6 |
6.59x1019 |
129.390 |
0.0013 |
1.413479 |
1948 |
|
Urano I |
Ariel |
1157.8 |
1.35x1021 |
190.020 |
0.0012 |
2.520379 |
1851 |
|
Urano II |
Umbriel |
1169.4 |
1.2x1021 |
266.300 |
0.0.0039 |
4.144177 |
1851 |
|
Urano III |
Titania |
1577.8 |
3.526x1021 |
435.910 |
0.0011 |
8.705872 |
1787 |
|
Urano IV |
Oberon |
1522.8 |
3.014x1021 |
583.520 |
0.0016 |
13.463239 |
1787 |
|
Urano XXII |
Francisco |
Sicorace |
12 |
1.3x1015 |
4.276.000 |
0.1459 |
-266.56 |
2001 |
Urano XVI |
Calibano |
Sicorace |
72x98 |
7.3x1017 |
7.231.000 |
0.1588 |
-579.73 |
1997 |
Urano XX |
Stefano |
Sicorace |
20 |
6x1015 |
8.004.000 |
0.2295 |
-677.37 |
1999 |
Urano XXI |
Trinculo |
Sicorace |
10 |
7.5x1014 |
8.578.000 |
0.2079 |
-759.03 |
2001 |
Urano XVII |
Sicorace |
Sicorace |
190 |
5.4x1018 |
12.179.000 |
0.5224 |
-1288.28 |
1997 |
Urano XXIII |
Margherita |
11 |
1.3x1015 |
14.345.000 |
0.6608 |
1697.01 |
2003 |
|
Urano XVIII |
Prospero |
Sicorace |
30 |
2.1x1016 |
16.256.000 |
0.4431 |
-1977.29 |
1999 |
Urano XIX |
Setebos |
Sicorace |
30 |
2.1x1016 |
17.418.000 |
0.5843 |
-2234.77 |
1999 |
Urano XXIV |
Ferdinando |
Sicorace |
12 |
1.3x1015 |
20.901.000 |
0.3682 |
-2887.21 |
2001 |
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.
Nome |
Dimensioni |
Massa |
Semiasse |
Eccentricità |
Periodo |
Scoperta |
|
Nettuno III |
Naiade |
96x60x52 |
1.9x1017 |
48.227 |
0.0004 |
0.294 |
1989 |
Nettuno IV |
Talassa |
108x100x52 |
3.7x1017 |
50.075 |
0.0002 |
0.311 |
1989 |
Nettuno V |
Despina |
180x148x128 |
2.1x1018 |
52.526 |
0.0002 |
0.335 |
1989 |
Nettuno VI |
Galatea |
204x184x144 |
3.7x1018 |
61.593 |
0.0000 |
0.429 |
1989 |
Nettuno VII |
Larissa |
216x204x164 |
4.9x1018 |
73.548 |
0.0014 |
0.555 |
1981 |
Nettuno VIII |
Proteo |
436x416x402 |
5x1019 |
117.647 |
0.0005 |
1.122315 |
1989 |
Nettuno I |
Tritone |
2700 |
2.147x1022 |
354.800 |
0.0000 |
-5.877 |
1846 |
Nettuno II |
Nereide |
340 |
3.1x1019 |
5.513.400 |
0.7512 |
360.14 |
1949 |
Nettuno IX |
Alimede |
60 |
9x1016 |
15.728.00 |
0.5711 |
-1879.71 |
2002 |
Nettuno XI |
Sao |
44 |
9x1016 |
22.422.000 |
0.2931 |
2914.07 |
2002 |
Nettuno XII |
Laomedea |
42 |
9x1016 |
23.571.000 |
0.381 |
3167.85 |
2002 |
Nettuno X |
Pasmate |
28 |
1.5x1016 |
46.695.000 |
0.4499 |
-9115.91 |
2003 |
Nettuno XIII |
Neso |
60 |
9x1016 |
48.837.000 |
0.4945 |
-9373.99 |
2002 |
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Moti del Sole
Il sistema solare
Moti del Sole
Il Sole ruota su se stesso ad una velocità di 1993 m/s (calcolata all' equatore) compiendo una rotazione completa in 27 g. 6 h. 36 min. attorno al suo asse che risulta inclinato di 7,25° rispetto al piano dell' eclittica.
Come tutti gli altri corpi celesti, anche il Sole percorre un' orbita ellittica attorno al centro della nostra galassia (La Via Lattea) alla velocità media di 251 km/s compiendo un giro completo, stimato in 225-250 milioni di anni .
Alla sua velocità orbitale il Sole impiega circa 1.400 anni per percorrere la distanza di un anno-luce, ossia 8 giorni per percorrere una unità astronomica (UA). La direzione apparente verso cui si muove la nostra stella durante la propria rivoluzione attorno al centro di massa della Galassia prende il nome di apice solare e punta verso la stella Vega e la costellazione di Ercole, con un'inclinazione di circa 67° in direzione del centro galattico.
Si ritiene che il Sole percorra un’ orbita ellittica quasi circolare e che inoltre oscilli al di sopra e al di sotto del piano galattico mediamente 2,7 volte ad ogni completamento dell’ orbita, secondo un andamento assimilabile ad un moto armonico.
Questi moti reali del Sole non sono percepibili da Terra o per lo più non lo sono in tempi relativamente brevi. Ciò che invece percepiamo sicuramente sono i moti apparenti del Sole che però sono determinati dai moti reali del nostro pianeta Terra.
Infatti quest’ ultima ruotando su se stessa in circa 24 ore (moto di rotazione) determina l’ apparente movimento del sole che, ad esempio alle medie e basse latitudini (quelle comprese tra +66°34’ e -66°34’), appare sorgere dall’ orizzonte Est e tramontare in quello Ovest determinando così il giorno e la natte. Inoltre la terra percorre una rotazione completa attorno al Sole (moto di rivoluzione), percorrendo un’ orbita ellittica, in 365 g. 5h. 55’ e 12’’ ad una distanza media dal Sole di circa 149,6 milioni di Km.
Essendo l’ equatore terrestre inclinato di 23°27’ rispetto al piano dell’ orbita di rotazione della Terra attorno al Sole definito come “ piano dell’ eclittica”, ne consegue che i raggi solari colpiscono la Terra in diversi punti dell’ orbita e quindi in diversi momenti dell’ anno, con diversa inclinazione, determinando così il ritmo delle stagioni e la conseguente durata del giorno e della notte. L’ orbita apparentemente percorsa dal Sole in un anno viene definita “eclittica”.
TABELLA : Caratteristiche fisiche del Sole
Diametro medio (km) |
Superficie (m2) |
Volume (m3) |
Massa (kg) |
Densità (kg/m3) |
1.392.000 |
6.09x1018 |
1.41x1027 |
1.9891x1030 |
1.411x103 |
Acc. di gravità (m/s2) |
Vel. di fuga (m/s) |
Incl. asse sull' eclittica (o) |
Polo Nord |
Velocità rotazione (m/s) |
274 |
61.900 |
7.25 |
Asc. retta=19h04'30" decl.=63o52'00" |
1993 |
Periodo rotazione (gg.hh.mm) |
Temperatura (oK) |
Luminosità (J/s) |
Radianza W/[(srxm2)] |
Magnitudine |
equatore=27.06.36 latit.30o=28.04.48 latit.60o=30.19.12 latit.75o=31.19.12 |
superficiale=5780 corona=5x106 nucleo=13.6x106 |
3.827x1026 |
2.009x107 |
apparente=-26.8 assoluta=+4.8 |
TABELLA : Parametri orbitali galattici del Sole (al 2000)
Semiasse maggiore (anni luce) |
Periodo orbitale (anni terrestri) |
Vel. orbitale media (km/s) |
Inclinaz. asse su piano galattico (o) |
26.000-28.000 |
2.25-2.50x106 |
251 |
67.23 |
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Moti dei pianeti
Il Sistema Solare
I principali moti dei pianeti sono "rotazione" e "rivoluzione". Vi sono poi altri moti percepibili in tempi astronomici lunghi che per questo vengono definiti millenari come "precessione" e "nutazione" di cui parleremo in un altra sezione.
E' noto che tutti i pianeti ruotano attorno al sole seguendo delle orbite ellittiche (quasi circolari) e più o meno angolate rispetto al piano equatoriale del Sole.
Oltre a questo moto detto di “rivoluzione”, tutti i pianeti ruotano anche su se stessi o meglio attorno al proprio asse polare. Questo moto viene definito “rotazione”.
All’inizio della storia del Sistema Solare ogni pianeta probabilmente avrà avuto il proprio periodo di rotazione determinato da condizioni iniziali che purtroppo non sono note. Secondo le teorie più accreditate i pianeti si sarebbero formati per aggregazione gravitazionale di diversi materiali (polveri e gas) presenti, in grandi quantità, nello spazio cosmico. In questo contesto un fattore rilevante, che ha influenzato inizialmente la rotazione dei pianeti, è stato il fenomeno di "conservazione del momento angolare" che ha inciso nella fase in cui si sono aggregati i singoli corpi (planetesimi) che hanno composto il pianeta finale (per esempio: si pensi ad una ballerina che ruota lentamente con corpo e braccia distesi e che accelera la rotazione comprimendo corpo e braccia).
Con il passare del tempo però i periodi di rotazione possono cambiare e ciò a causa di collisioni o/e interazioni gravitazionali tra corpi celesti come stelle, satelliti naturali, pianeti ed altri ancora.
Le leggi fisiche che regolano il moto di rivoluzione dei pianeti sono note con il nome di “Leggi di Keplero” dal famoso astronomo tedesco Johannes von Kepler (in italiano: Giovanni Keplero) che le scrisse agli inizi del 1600.
Esse sono valide solo se sono soddisfatte le seguenti condizioni:
- la massa del pianeta deve essere trascurabile rispetto a quella della stella di riferimento;
- Le interazioni gravitazionali tra diversi pianeti devono essere trascurabili. Esse infatti portano a leggere perturbazioni sulla forma delle orbite).
Nel nostro Sistema Solare tali condizioni sono approssimativamente soddisfatte e probabilmente questo vale anche per molti altri sistemi stellari. Le cose si complicano per i sistemi stellari multipli ( es. sistemi binari, ternari ecc.) dove bisogna ricorrere ad altri tipi di calcolo.
Prima legge di Keplero |
---|
“L’orbita di un pianeta è un’ellisse, di cui il sole occupa uno dei due fuochi”. |
Questa importante scoperta diede una nuova spinta verso l' astronomia moderna perfezionando la "rivoluzionaria" teoria eliocentrica di Copernico(inizio XVI secolo) ed affossando definitivamente il modello geocentrico di Aristotele e Tolomeo.
Le orbite dei pianeti che ruotano attorno al sole non sono dunque dei "perfetti" cerchi, bensì delle ellissi.
conoscendo quindi le proprietà delle ellissi è stato possibile calcolare, con estrema precisione, i parametri orbitali di tutti i corpi celesti che ruotano attorno al Sole
L’ellisse è una figura piana definita dalla seguente proprietà: la somma delle distanze, da qualsiasi punto perimetrale dell’ellisse, da due punti fissi (detti fuochi dell’ellisse) è sempre costante.
Nella figura a fianco è rappresentata un'orbita ellittica, con indicati i suoi parametri caratteristici: semiasse maggiore (a), semiasse minore (b), semi-distanza focale (c), eccentricità (e).
Tra questi parametri esistono le relazioni seguenti:
c = √ (a-b)
e = eccentricità = c/a
Con il valore di "e" che va da ≤ 0 a < 1
Con e = 1 si ha una parabola mentre con e > 1 si ha una iperbole.
Come si vede dalla figura a lato, l' ellisse risultà essere sempre più allungata al crescere dell' eccentricita mentre con eccentricità=0 si ha un cerchio.
La prima e più importante conseguenza della prima legge di Keplero riguarda il fatto che ognuno dei pianeti del Sistema solare,
nel corso del proprio moto di rivoluzione, si troverà più vicino al Sole in alcuni punti mentre in altri sarà più lontano.
Più precisamente le distanze dei pianeti dal Sole variano continuamente nel corso dei rispettivi moti di rivoluzione,
e per ciascuna orbita ci sono due particolari punti che realizzano la massima e la minima distanza dal Sole,
detti rispettivamente Afelio e Perielio.
Per esempio, la Terra raggiunge il punto più vicino al Sole (perielio) attorno al 2 Gennaio (quando nell'emisfero nord è inverno!)
a una distanza di 147 000 000 di Km e il punto più lontano (afelio) attorno al 5 di Giugno, a una distanza di 152 000 000 di chilometri.
Seconda legge di Keplero |
---|
“Il raggio vettore del pianeta descrive aree uguali in tempi uguali”. |
![clicca per ingrandire seconda legge di Keplero](/images/astronomia/keplero2.jpg)
Quindi la velocità orbitale dei pianeti non è costante, ma varia lungo i vari punti dell'orbita.
Le due aree, evidenziate nella figura a lato, sono infatti uguali e quindi vengono percorse nello stesso tempo. Ne deriva che in prossimità del perielio, dove il raggio vettore è più corto e l'arco di ellisse corrispondente (C-D) più lungo, la velocità orbitale è maggiore mentre all'afelio dove il raggio vettore è più lungo e l'arco di ellisse corrispondente (A-B) più corto, la velocità orbitale è minore.
In sostansa il pianeta ha una velocità orbitale maggiore quanto più si avvicina al Sole e minure quanto più se ne allontana. Al perielio la velocità sarà massima mentre all' afelio sarà minima.
La velocità angoare della Terra, ad esempio, varia da un massimo di 30,2865 Km/s (al perielio) ad un minimo di 29,2911 Km/s (all’ afelio). La sua velocità media risulta di 29,78 km/s e compie, in un anno, circa 940 milioni di Km.
Tersa legge di Keplero |
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“I quadrati dei periodi di rivoluzione sono direttamente proporzionali ai cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite”. |
La terza legge di Kepleromette in relazione le distanze dei pianeti dal Solecon le rispettive durate di un’orbita completa.
In particolare afferma che rapporto tra il quadrato del periodo di rivoluzione (P) e il cubo del semiasse maggiore dell'orbita (R) è lo stesso per tutti i pianeti. Abbiamo quindi :
![tersa legge Keplero tersa legge Keplero](/images/astronomia/keplero2b.png)
In sostanza il periodo di rivoluzione di un pianeta cresce esponenzialmente con l’ aumentare della sua distanza dal Sole.
Infatti ad esempio Mercurio (il pianeta più vicino al Sole) ha un periodo di rivoluzione di 87,969 giorni mentre Nettuno (il pianeta più lontano al Sole) ha un periodo di rivoluzione di 60.189 giorni.
Conoscendo il tempo di rivoluzione di un pianeta, la terza legge di Keplero consente di ricavarne immediatamente la distanza media dal Sole prendendo come unità la distanza Terra-Sole = 149.600.000 Km detta anche Unità Astronomica (UA). Ad esempio, Saturno compie una rivoluzione attorno al Sole in29,46 anni: la sua distanza media vale ³√29,46 ² = 9,54. Quindi Saturno mediamente dista dal sole 9,54 volte più della distanza Terra-Sole ovvero 9,54 UA.
Orbite e velocità di fuga
La forza di gravità con cui due corpi celesti si attraggono fu formulata da Isaac Newton nel 1687. Essa è direttamente proporzionale al prodotto delle due masse e inversamente proporzionale al quadrato delle loro distanze
Nel Sistema Solare il Sole possiede il 99% della massa totale e ciò rende approssimativamente trascurabile le masse dei corpi celesti che vi orbitano attorno.
Ne deriva che Il tipo di orbita che un corpo celeste (pianeta, asteroide, cometa ecc.) compie attorno al Sole, dipende essenzialmente dalla velocità orbitale del corpo celeste e dalla distanza che lo separa dal Sole.
Alla distanza della Terra , un corpo di massa trascurabile segue una orbita ellittica se ha una velocità inferiore a 42 Km/s (infatti la velocità orbitale della terra e di circa 30 Km/s); se la velocità raggiunge 42 Km/s allora l’ orbita diventa parabolica e il corpo si allontana all’ infinito; se supera questo valore il corpo va verso l’ infinito su una orbita iperbolica.
Il valore di 42 Km/s è quindi la velocità minima che deve possedere un corpo, che si trova alla stessa distanza della Terra dal Sole, per “fuggire” dal sistema solare. Questa velocità viene definita come velocità di fuga e diminuisce al crescere della distanza. Alla distanza di 1 milione di Km dal centro del Sole la velocità di fuga è di 500 km/s mentre alla distanza di Giove, che è di 780 milioni di Km , la velocità di fuga è di 18,4 Km/s.
Il concetto di velocità di fuga ovviamente non riguarda solo il Sole ma si può estendere a tutti i corpi celesti legati tra di loro da interazioni gravitazionali. Ad esempio per sfuggire al campo gravitazionale terrestre un corpo deve avere una velocità di fuga di 11,2 Km/s.
Un corpo al quale viene impressa questa velocità può “fuggire” dal campo gravitazionale terrestre ma se non supera i 42 Km/s resta sempre vincolato all’ interno del sistema solare. Analogamente a quanto già detto, al crescere della distanza dal suolo terrestre cioè a 3600 km di quota (10.000 Km dal centro) la velocità di fuga si riduce a 8,9 Km/s.
Per calcolare la velocità di fuga, di un corpo di massa trascurabile, da un corpo celeste di massa M ci si avvale della:
dove:
- M : è la massa del pianeta
- G : è la costante gravitazionale;
- r : è il raggio del pianeta;
- μ = GM : è nota, in campo aerospaziale, come costante gravitazionale planetaria.
La velocità di fuga assume particolare importanza in campo aereo-spaziale dove occorre calcolare, di volta in volta e con estrema precisione, le spinte necessarie per portare un “vettore” a percorrere determinate orbite attorno alla Terra o al di fuori del campo gravitazionale terreste.
Configurazioni planetarie
La distanza e la visibilità dei pianeti dalla Terra variano continuamente a causa del loro moto di rivoluzione e a quello della Terra.
Quando un pianeta appare in direzione opposta a quella del Sole si dice in opposizione ed allora si trova alla minima distanza da noi.
Quando invece si trova nella medesima direzione del Sole si dice in congiunzione ed è inosservabile perché la luce solare ne impedisce la visione.
I pianeti che gravitano su orbite interne a quella della Terra ( i cosiddetti pianeti interni: Venere e Mercurio ) non possono evidentemente trovarsi mai in opposizione.
Si possono invece trovare in congiunzione sia essendo al di là che al di qua del Sole: nel primo caso la congiunzione si dice superiore, nel secondo inferiore.
Venere e Mercurio non possono apparire mai più lontani di un dato angolo dal Sole (28° per Mercurio e 48° per Venere) e quando raggiungono questa massima distanza angolare si dice che si trovano alla massima elongazione.
Un pianeta si dice in quadratura quando si vede in una direzione che fa un angolo retto con la direzione in cui si vede il Sole. È evidente che i pianeti interni non possono mai trovarsi in quadratura.
Le opposizioni, le congiunzioni, le quadrature e le massime elongazioni sono posizioni caratteristiche delle cosiddette configurazioni planetarie.
Al verificarsi delle opposizioni si hanno le migliori condizioni per l'osservazione dei pianeti esterni; e ciò sia per la minima distanza sia, per la favorevole posizione in cielo.
Data l'eccentricità delle orbite la distanza non è però la medesima per tutte le opposizioni: la differenza da un'opposizione all'altra è particolarmente sensibile per Marte la cui orbita è fra le più eccentriche fra quelle planetarie.
Nelle opposizioni che si verificano quando Marte è all'afelio, la distanza del pianeta dalla Terra è di 99 milioni di chilometri, in quelle che si verificano quando invece è al perielio, la distanza è di soli 56 milioni di chilometri. Le opposizioni che avvengono quando Marte è in prossimità del perielio, e che vengono dette grandi opposizioni, sono le occasioni più favorevoli per l'osservazione di Marte. Fu nella grande opposizione del 1877 che l’ astronomo italiano Schiaparelli vide per la prima volta i famosi canali.
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Pianeti del Sistema Solare
Il sistema solare
Pianeti del Sistema Solare
Riportiamo, di seguito, una breve descrizione dei pianeti che compongono il Sistema Solare. Data la loro relativa vicinanza al nostro pianeta, abbiamo potuto carpire molti dei loro segreti , potendo disporre al meglio di tutti i sistemi d' indagine come telescopi, radiotelescopi, spettrometri e soprattutto sonde satellitari.
Quest' ultime, negli ultimi decenni, ci hanno trasmesso una quantità enorma d' informazioni che hanno arricchito notevolmente le nostre conoscenze di questi corpi celesti legati tra loro da un unico destino: quello del Sole.
Mercurio - È il primo pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza dal Sole. L’orbita è piuttosto eccentrica, cosicché il pianeta viene a trovarsi a 46 milioni di km dal Sole al perielio e a circa 70 milioni di km all’afelio.
Il piano orbitale è inclinato di circa 7° sull’eclittica e viene percorso in 88 giorni.
La massa di Mercurio è stata valutata in passato con il metodo delle perturbazioni (il pianeta non ha satelliti) ed inseguito fu corretta grazie alle misure della sonda Mariner che lo avvicinò nel 1974. Essa misura circa 3,4 x 1023 kg. il raggio del pianeta è di 2439 km (Mercurio è il più piccolo pianeta del Sistema Solare); la sua densità è di 5,44 g/cm3. Questo valore, relativamente alto, indica che il nucleo è di ferro-nichel come per la Terra; conclusione che è testimoniata anche dalla presenza di un campo magnetico planetario di lieve entità, il periodo di rotazione di Mercurio è stato misurato con osservazioni radar nei primi anni ‘60 e vale 58,7 giorni circa, cioè esattamente i 2/3 del periodo di rivoluzione intorno al Sole.
L’atmosfera è molto tenue ed è costituita da elio, da gas nobili, da tracce di sodio e di altri elementi.
La temperatura massima dell’emisfero diurno è intorno ai 430 °C, mentre cala a circa -170 °C nell’emisfero non illuminato.
Il pianeta ha una superficie fortemente craterizzata: se ne deduce che nelle primissime fasi della sua storia fu sottoposto ad un bombardamento meteorico molto intenso, molto più di quello che subì la Luna. Successivamente a questo periodo un impatto con un grosso asteroide produsse la più evidente struttura superficiale, un bacino di 1300 km di diametro che è detto Planitia Caloris.
Venere - II secondo pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza dal Sole. Percorre la sua orbita quasi circolare in 224,7 giorni, ad una distanza media dal Sole di 108 milioni di chilometri e con una inclinazione sull’eclittica di circa 3°,4.
Venere non ha satelliti: la determinazione della sua massa (4,9 x 1024 kg), è stata ottenuta da calcoli sulle perturbazioni orbitali e poi dalle deviazioni subite dalle sonde che l’hanno esplorata da vicino. Con un diametro di 12.100 km, la sua densità media è praticamente identica a quella della Terra, 5,24 g/cm3.
Il periodo di rotazione è 243 giorni, dunque è più lungo del periodo di rivoluzione; inoltre la rotazione, a differenza degli altri pianeti, è retrograda, cioè non avviene nello stesso senso della rivoluzione.
L’atmosfera venusiana è cosi densa e spessa che preclude l’osservazione ottica della superficie. Ciò che sappiamo delle strutture superficiali è stato ottenuto da misure con radar basati a terra oppure a bordo di navicelle immesse in orbita intorno al pianeta. L’atmosfera è composta principalmente da anidride carbonica; inoltre è presente il vapor d’acqua, l’ossido di carbonio, l’azoto, composti dello zolfo, i gas nobili. Si estende per almeno 500 km di altezza ed è sempre interessata da vaste formazioni nuvolose che ricoprono totalmente il pianeta.
La temperatura al suolo raggiunge i 460 °C con una pressione di 95 atmosfere. L’alta temperatura si spiega con l’effetto serra. Diverse missioni automatiche hanno avuto come obiettivo -, Navicelle sovietiche e americane in orbita intorno a Venere hanno cartografato la superficie con radar-altimetri scoprendo imponenti sistemi montuosi e ripide vallate, così come ampi crateri d’impatto accanto ad altri di probabile origine vulcanica.
Sopra il livello medio si alzano quattro regioni, che ricordano i continenti terrestri, e che sono state denominate: Isthar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Regio e Beta Regio.
Terra - II nostro pianeta è il terzo in ordine di distanza dal Sole. Percorre la sua orbita ellittica in 365,26 giorni ad una distanza media dal Sole di 149,6 milioni di chilometri.
Con un raggio equatoriale di 6378 kme una massa di 5,98 x 1024 kg presenta una densità media di 5,52 g/cm3. È circondata da una atmosfera, trattenuta dalla forza di gravità terrestre, composta principalmente da azoto (78%) e di ossigeno (21%) inoltre piccole quantità di vapore acqueo, argon, anidride carbonica, neon, elio. L’ atmosfera terrestre costituzionalmente viene divisa in più strati ognuno dei quali presenta caratteristiche fisiche, chimiche e termiche diverse.
Dal basso verso l’ alto abbiamo: Troposfera (0-20 km dal suolo), Stratosfera (20-50 km dal suolo), Mesosfera (50-85 km dal suolo), Termosfera (85-500 km dal suolo), Esosfera (>500 km dal suolo). Altre zone identificabili sono la ionosfera, in cui parte dei gas estremamente rarefatti vengono ionizzati perché esposti a radiazione solare diretta, e la magnetosfera, che intrappola particelle elettriche cariche, causando il fenomeno dell’ aurora boreale.
L’ interno della Terra si può suddividere in quattro parti principali: Nucleo-interno, nucleo esterno, mantello e crosta.
Il nucleo interno é costituito da una sfera semi-solida con raggio di circa 1.220 km. Si ritiene che sia composto di una lega di ferro-nichel, e che abbia una temperatura di circa 5.700 K (prossima a quella del Sole) .ma, la forte pressione, impedisce al metallo di fondere completamente.
Il nucleo esterno della Terra posto a circa 2.900 Km fino a circa 5200 km di profondità è uno strato fluido di circa 2.300 km di spessore composto prevalentemente di ferro e solfuro di ferro. Si ritiene che da questa zona, soggetta a forti correnti convettive, abbia origine il campo magnetico terrestre.
Il mantello, composto da materiale roccioso, giunge fin quasi in superficie.
Infine la crosta è lo strato superficiale spesso meno di una quarantina di km. La crosta e la parte rocciosa più esterna del mantello formano insieme la litosfera, suddi-visa in placche che “galleggiano” sul sottostante strato fluido del mantello e che danno origine a vulcani e terremoti.
Nel nucleo, specie nei moti della materia fluida del nucleo esterno, si pensa risieda la causa del campo magnetico che si misura in superficie e della magnetosfera che avvolge il pianeta.
Ciò che rende la Terra peculiare, oltre la presenza dell’ atmosfera, è certamente la presenza della idrosfera e cioè l' involucro acqueo formato da oceani, mari, fiumi, laghi ed acque sotterranee, che avvolge la superficie terrestre in modo incompleto e discontinuo. L’ acqua ricopre 2/3 della superficie terrestre ma la maggior parte risulta essere salata e quindi non potabile. Solo il 4% dell’ idrosfera risulta costituita da acqua dolce localizzata nei fiumi, nei laghi, nella litosfera (cioè all' interno di strati rocciosi più o meno superficiali) e parte nell’ atmosfera sottoforma di vapore acqueo.
I moti principali della Terra sono :
Rotazione - Avviene da ovest verso est, in senso antiorario (osservato dal polo nord celeste), intorno all’asse terrestre. La velocità angolare di rotazione è costante ed è 15°/ora pari a 1°/4 min. La velocità di rotazione è lineare in qualsiasi punto della superficie terrestre e varia con la latitudine e la quota (è massima all’equatore e nulla ai poli e alla stessa latitudine aumenta con la quota). All’ equatore, al livello del mare, la velocità angolare risulta di 1670 km/h mentre alla nostra latitudine è di 1180 km/h. Le conseguenze più importanti del moto di rotazione sono: l’alternarsi del giorno (periodo di luce) e della notte (periodo di buio) ; il moto diurno apparente dei corpi celesti (stelle, Sole, Luna, pianeti) intorno alla Terra ; l’esistenza della forza centrifuga e della forza di Coriolis.
Rivoluzione – E’ il moto che la Terra compie intorno al Sole, percorrendo un’orbita ellittica dove il Sole occupa uno dei due fuochi.
Il punto dove la distanza, tra i due corpi celesti, è minima viene definito “perielio” mentre quello dove la distanza è massima si definisce “afelio” . Quindi la distanza Terra-Sole non è costante e varia da un minimo do 147 milioni di Km (al perielio) a un massimo di 152 milioni di Km (all’ afelio) . Anche la sua velocità angolare varia da un massimo di 30,2865 Km/h (al perielio) ad un minimo di 29,2911 Km/h (all’ afelio) . Il tempo che impiega la Terra per compiere un giro completo attorno al sole viene definito “anno sidereo o siderale” ed dura 365 g 6 h 9 min 9,5 s. 7.
Essendo l’ equatore terrestre inclinato di 23°27’ rispetto al piano dell’ orbita di rotazione della Terra attorno al Sole (piano dell’ eclittica), ne consegue che il moto di rivoluzione causa : la minore durata del giorno sidereo rispetto al giorno solare; il percorso annuo apparente del Sole sullo sfondo dello zodiaco in verso contrario rispetto alla sfera celeste; l’ alternarsi delle stagioni astronomiche; la diversa durata del giorno e della notte nel corso dell’ anno (tranne all’equatore).
Moto conico dell’asse - La Terra è soggetta a movimenti minori e lentissimi, detti moti millenari, tra i quali il più importante è il moto conico dell’asse (effetto trottola), provocato dall’attrazione combinata del Sole e della Luna sul rigonfiamento equatoriale.
Ne consegue che l’asse terrestre modifica la sua direzione, pur mantenendo costante l’inclinazione rispetto al piano dell’eclittica, e descrive nello spazio un doppio cono, ritornando nella posizione originaria dopo circa 26 000 anni. La conseguenza più importante del moto conico dell’asse è il fenomeno della precessione degli equinozi, a causa del quale l’anno solare, misurato come intervallo tra due equinozi di primavera, è più breve rispetto all’anno sidereo. Il Polo Nord, in conseguenza alla precessione descrive infatti una circonferenza sulla volta celeste, venendosi a trovare, col passare dei millenni, in diverse costellazioni. Inoltre, poiché l’asse di rotazione è perpendicolare all’equatore celeste, lo spostamento di tale asse provocherà di conseguenza uno spostamento nello spazio del piano dell’equatore, che però manterrà sempre lo stesso angolo di inclinazione rispetto al piano dell’eclittica. Una conseguenza di questo moto è lo spostamento di posizione di tutte le stelle rispetto al sistema di coordinate ascenzione retta e declinazione che è riferito all' equatore e ai poli celesti
Poiché il momento angolare della precessione si somma a quello della rotazione ne deriva che il momento angolare risultante non è esattamente diretto lungo l'asse di simmetria dell'oggetto rotante. Questo provoca un'oscillazione di tale asse nella direzione trasversale al moto di precessione e, in conseguenza di questo, anche una lieve variazione periodica della velocità angolare di precessione. Questo moto è conosciuto come nutazione ed è proporzionale al rapporto tra la velocità angolare di precessione e quella di rotazione.
Marte - È il quarto pianeta del nostro sistema planetario in ordine di distanza dal Sole. La sua orbita è inclinata di poco meno di 2° sull’eclittica ed è abbastanza eccentrica, cosi che la sua distanza dal Sole varia da 206 a 250 milioni di km; - la percorre in 687 giorni.
Il pianeta ruota su se stesso intorno ad un asse inclinato di circa 24° rispetto alla perpendicolare all’eclittica in 24 ore e 37 minuti.
Il raggio equatoriale, di 3400 km, è poco più della metà di quello terrestre. La massa è di 6,4 x 1023 kg, cosicché la densità media è di 3,95 g/cm3.
L’atmosfera marziana è molto tenue e si estende per 200-250 km sopra la superficie: è costituita prevalentemente di anidride carbonica (circa il 95%); inoltre, azoto, argo, ossigeno, vapor d’acqua. Alla superficie la pressione è di 6-8 millibar.
La temperatura diurna è di una decina di gradi centigradi sopra lo zero; nell’emisfero non illuminato scende fin verso i -70 °C. Fin dagli anni Settanta il pianeta è stato esplorato da molte sonde automatiche sia americane che sovietiche, che hanno registrato la presenza di fenomeni atmosferici stagionali come venti e tempeste di sabbia.
Le strutture più imponenti della superficie, osservabili anche da Terra, sono le calotte polari, la cui estensione cambia con il ciclo stagionale, il Monte Olympus, un vulcano alto una trentina di km con il cratere di 25 km e un diametro di oltre 500 km alla base, le aree scure della Syrtis Major, del Mare Erytraeum, del Mare Cimmerium, ecc.
All’osservazione telescopica il pianeta parve ad alcuni astronomi dell’Ottocento solcato da canali che furono ritenuti d’origine artificiale, cioè costruiti da esseri intelligenti. Si tratta però solo di illusioni ottiche; le analisi chi-miche compiute dalle sonde non hanno rivelato la presenza di alcuna forma di vita animale o vegetale. Gli unici “canali” scoperti sono sistemi di vallate naturali che sembrerebbero essere state tracciate dall’erosione di corsi d’acqua. Poiché oggi di acqua su Marte non si è rivelata traccia, pur non potendosi escludere che si trovi nel sottosuolo o in forma ghiacciata nelle calotte polari, ci si chiede se nel lontano passato possa essere stata presente allo stato liquido e dove sia finita.
L’assenza di un sensibile campo magnetico (se c’è ha un’intensità minore di 1000 volte di quello terrestre) fa pensare che manchi su Marte un nucleo metallico fluido come sul nostro pianeta.
Marte ha due piccoli satelliti, Phobos e Deimos. Si ritiene siano corpo asteroidali catturati gravitazionalmente dal pianeta.
Giove - E il pianeta gigante del nostro Sistema Solare e il quinto in ordine di distanza dal Sole. Percorre la sua orbita in 11,9 anni ad una distanza media di 778 milioni di km.
Ruota su se stesso in meno di 10 ore: da qui lo spiccato schiacciamento polare che fa sì che il diametro equatoriale sia di 142.800 km e quello polare di 135.500 km.
La massa di Giove, ricavata dal moto orbitale dei suoi satelliti, è di 1,9 x 1027 kg, 318 volte maggiore di quella della Terra, ma ancora 1000 volte minore di quella del Sole.
L’elevato valore della massa giustifica il fatto che il pianeta emetta, soprattutto nell’infrarosso, una quantità d’energia ben maggiore di quella che riceve dal Sole. L’emissione sarebbe dovuta al rilascio dell’enorme energia gravitazionale liberata nel lontano passato dal pianeta, all’epoca della sua formazione.
La densità media di Giove è di 1,3 g/cm3 ; questo solo dato basta ad indicare che la composizione è diversa da quella dei pianeti terrestri.
Su Giove prevalgono gli elementi volatili leggeri, e le abbondanze sono simili a quelle che si misurano sul Sole. Domina nettamente l’idrogeno, seguito dall’elio; inoltre vi si trovano: ammoniaca, metano, vapor d’acqua, nonché altri composti del carbonio, dello zolfo e del fosforo.
All’osservazione telescopica l’atmosfera gioviana si mostra solcata da fasce scure e da zone chiare che si alternano sviluppandosi parallelamente all’equatore. Nell’emisfero meridionale questa struttura fortemente simmetrica è interrotta da una macchia ovale di colore scuro, conosciuta come Grande Macchia Rossa: è una sorta di ciclone che interessa un’area ellittica con asse maggiore di 40 mila km e che si osserva da più di tre secoli.
L’interno di Giove è costituito probabilmente da un nucleo solido di rocce e metalli circondato da idrogeno liquido fino alla base dell’atmosfera.
È nel nucleo, o forse nell’idrogeno liquido, l’origine del forte campo magnetico che all’altezza delle nubi è più intenso di quello terrestre di un ordine di grandezza.
È circondato da un esile anello che presenta un massimo della densità delle particelle che lo costituiscono a circa 57 mila km sopra le nubi e sfuma sia verso l’interno che verso l’esterno divenendo sempre più tenue.
Giove è accompagnato da 79 satelliti di dimensioni e caratteristiche assai diverse. I quattro maggiori furono scoperti da Galileo nel 1610 e sono detti satelliti Galileiani o Medicei. Sono Io, Europa, Ganimede e Callisto (v. le rispettive voci).
Saturno - II sesto pianeta in ordine di distanza dal Sole è un gigante con un raggio equatoriale di 60 mila chilometri. La sua rotazione è molto veloce (il periodo è di circa 10,5 ore e varia con la latitudine), cosicché il pianeta è fortemente schiacciato sull’equatore: il raggio polare è più piccolo di 550 km di quello equatoriale.
Osservato al telescopio mostra la sua caratteristica più cospicua: un anello che si estende fino a circa 150 mila km dal centro del pianeta. Questa struttura fu scoperta inizialmente da Galileo nel 1610 ma fu riconosciuta come tale solo nel 1655 da C. Huygens. Successive osservazioni telescopiche hanno consentito di rivelare delle strutture interne, cosicché l’anello saturniano fu suddiviso in tre grandi regioni concentriche, denominate, andando dall’esterno all’interno, anello A, B e C. In seguito furono individuati altri due anelli più esterni (F e G), uno più interno (D) e tutta una serie di “divisioni” e “lacune” che fan da confine tra un anello e l’altro: la più famosa e facilmente riconoscibile è la Divisione di Cassini che separa l’anello A dal B. Tutte queste suddivisioni non hanno più molto senso dopo i risultati ricavati dall’esplorazione del piante; le missioni spaziali hanno infatti messo in luce che il disco è suddiviso in migliaia di sottili anellini che ricordano le tracce di un microsolco.
Saturno orbita ad una distanza media dal Sole di 1,427 miliardi di chilometri. Il periodo di rivoluzione è di 29,46 anni e l’orbita è inclinata di 2,49 gradi sul piano dell’eclittica.
La sua massa è di 5,69 x 1026 kg, 95 volte maggiore di quella della Terra; la densità è la più bassa dell’intero Sistema Solare ed è pari a 0,7 g/cm3.
L’atmosfera saturniana si presenta segnata da bande chiare e scure che si sviluppano parallelamente all’equatore; tuttavia queste strutture appaiono meno marcate che su Giove sia perché le nubi si producono più in profondità nell’atmosfera, sia perché il pianeta è velato da un tenue strato di nebbie.
Analogamente a Giove, Saturno dispone di una fonte interna di calore che gli fa dissipare una volta e mezza l’energia che riceve dal Sole.
L’atmosfera è costituita prevalentemente da idrogeno molecolare e da metano, con deboli tracce di ammoniaca. Nell’interno i costituenti più abbondanti sono l’idrogeno e l’elio.
Saturno possiede 62 satelliti , il maggiore dei quali, Titano, riveste particolare interesse perché possiede una densa atmosfera.
Urano - È il settimo pianeta in ordine di distanza dal Sole ed il primo ad essere stato scoperto in tempi storici (W. Herschel 1781). La grande distanza dalla Terra ha fatto si che il suo disco non rivelasse alcun particolare nelle osservazioni telescopiche, fino all’esplorazione ravvicinata della sonda Voyager 2 avvenuta il 24 gennaio 1986.
La caratteristica più spiccata del pianeta è quella di avere l’asse di rotazione quasi adagiato sul piano dell’eclittica, cosicché Urano rivolge alternativamente i poli nord e sud al Sole nel corso di un periodo di rivoluzione che dura 84 anni.
La distanza media dal Sole è di 2,87 miliardi di km; la massa è di 8,7 x 1025 kg, pari a 14,5 volte la massa terrestre; la densità media è di 1,21 g/cm3.
Il pianeta è infatti avvolto da un denso strato di nebbie di metano che impediscono la visione delle strutture più profonde. Solo quattro nubi biancastre sono state scorte ruotare nel corso delle missioni Voyager e dal loro moto si è ricavato il periodo di rotazione del pianeta su se stesso, pari a 17 ore e 6 minuti. Per il resto sembra di scorgere una serie di tenui bande equatoriali come quelle di Giove e Saturno.
Sempre il Voyager 2 ha scoperto l’esistenza di uno strano campo magnetico, il cui asse è fortemente inclinato (55 gradi) rispetto all’asse di rotazione. L’anomala inclinazione degli assi magnetico e di rotazione viene interpretata da alcuni come l’effetto di un urto con un corpo massiccio avvenuto poco dopo la formazione del pianeta.
Pianeta gigante, con un raggio equatoriale di circa 26 mila km, contrariamente agli altri non dispone di un’apprezzabile fonte interna di calore.
I costituenti fondamentali della sua atmosfera sono l’idrogeno, l’elio (la cui abbondanza è paragonabile a quella solare), il metano.
Nel 1977, nel corso di un’occultazione stellare, si scoprì un sistema di nove anelli molto sottili e ben distanziati l’uno dall’altro. Accanto ai cinque satelliti già osservati telescopicamente ne sono stati scoperti, nel corso delle missioni spaziali, numerosi altri di piccole dimensioni. L’HST ha fornito, con le sue immagini, ulteriori dettagli sulla superficie del pianeta.
Nettuno - Ottavo pianeta in ordine di distanza dal Sole, percorre la sua orbita in 164,8 anni. La distanza media dal Sole è di circa 4,5 miliardi di km. Nettuno fu scoperto nel 1846 da J. Galle sulla base delle previsioni di U. Leverrier ottenute analizzando le perturbazioni orbitali subite da Urano.
Dalle osservazioni telescopiche pare che - sia molto simile ad Urano; l’atmosfera risulta composta da idrogeno, elio e metano. Anche le dimensioni e la massa sono simili.
Il raggio equatoriale è di 27.750 km e la massa è di 1,0 x 1026 kg pari a 17 volte quella terrestre. La densità è di 1,7 g/cm3, ciò che fa pensare ad un nucleo roccioso di circa 8000 km di raggio, di poco maggiore di quello del pianeta-gemello Urano.
Il periodo di rotazione viene stimato intorno alle 16 ore, ma recenti misure indicano che potrebbe essere maggiore.
Nettuno irraggia nello spazio più energia di quanta ne riceva dal Sole; ciò significa che è all’opera una fonte interna di calore che potrebbe essere d’origine gravitazionale, ma anche il risultato delle interazioni marcali con il satellite Tritone.
Nel 1985, nel corso di un’occultazione stellare, si è scoperto intorno a Nettuno un anello incompleto, caso unico in tutto il Sistema Solare. Invece sembra di poter escludere dai dati raccolti finora che -possieda un sistema di anelli del tipo di quelli di Saturno o di Urano. Accanto ai satelliti scoperti telescopicamente in passato (Tritone e Nereide) nel sono stati scoperti molti altri con le missioni spaziali.
Nel 1989 la sonda la Voyager 2 si avvicinò al pianeta permettendo così di individuarne le principali formazioni atmosferiche, alcuni anelli e numerosi satelliti. Successivamente, la sonda, sorvolò il polo nord di Nettuno ad una quota di 4.950 km per dirigersi poi verso Tritone (il satellite maggiore) che sorvolò ad una distanza di circa 40.000 chilometri.
TABELLA : Distanza dei pianeti dal Sole
Pianeta | Mercurio | Venere | Terra | Marte | Giove | Saturno | Urano | Nettuno |
Simbolo astronomico | ![]() |
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Distanza in UA | 0,387 | 0,723 | 1 | 1,52 | 5,2 | 9,54 | 19,2 | 30,1 |
NB. Nella tabella è riportato anche il simbolo astonomico dei pianeti usato in ambito scentifico.
Mercurio | Venere | Terra | Marte | Giove | Saturno | Urano | Nettuno | |
Massa (1024 kg) | 0,3302 | 4,8685 | 5,97219 | 0,64185 | 1898,6 | 568,46 | 86,832 | 102,43 |
Volume (1010 km3) | 6,083 | 92,843 | 108,3 | 16,318 | 143128 | 82713 | 6833 | 6254 |
Densità (kg/m3) | 5427 | 5243 | 5514 | 3933 | 1326 | 687 | 1270 | 1638 |
Raggio Equatoriale (km) | 2439,7 | 6051,8 | 6378,1 | 3397 | 71492 | 60268 | 25559 | 24764 |
Raggio Polare (km) | 2439,7 | 6051,8 | 6356,7 | 3375 | 66854 | 54364 | 24973 | 24341 |
Schiacciamento (a-b)/a | 0.0 | 0.0 | 0.00335 | 0.00589 | 0.06487 | 0.09796 | 0.02293 | 0.01708 |
Gravità (m/sec2) | 3,7 | 8,87 | 9,78 | 3,69 | 23,12 | 8,96 | 8,69 | 11 |
Velocità di fuga (km/sec) | 4,3 | 10,36 | 11,18 | 5,03 | 59,5 | 35,5 | 21,3 | 23,5 |
Min Distanza Terra (106 km) | 77,3 | 38,2 | * | 54,5 | 588,5 | 1195,5 | 2581,9 | 4305,9 |
Max Distanza Terra (106 km) | 221,9 | 261 | * | 401,3 | 968,1 | 1658,5 | 3157,3 | 4687,3 |
Semiasse maggiore (106 km) | 57,91 | 108,21 | 149, 59 | 227,92 | 778,57 | 1433,53 | 2872,46 | 4495,06 |
Periodo orbitale (giorni) | 87,969 | 224,701 | 365,256 | 686,98 | 4332,589 | 10759,22 | 30685,4 | 60189 |
Perielio (106 km) | 46 | 107,48 | 147,098 | 206,62 | 740,52 | 1352,55 | 2741,3 | 4444,45 |
Afelio (106 km) | 69,82 | 108,94 | 152,097 | 249,23 | 816,62 | 1514,5 | 3003,62 | 4545,67 |
Vel. orbitale media (km/sec) | 47,87 | 35,02 | 29,783 | 24,13 | 13,07 | 9,69 | 6,81 | 5,43 |
Vel. orbitale max (km/sec) | 58,98 | 35,26 | 30,287 | 26,5 | 13,72 | 10,18 | 7,11 | 5,5 |
Vel. orbitale min (km/sec) | 38,86 | 34,79 | 29,291 | 21,97 | 12,44 | 9,09 | 6,49 | 5,37 |
Inclinazione orbitale eclittica (°) | 7 | 3,39 | 0 | 1,85 | 1,304 | 2,485 | 0,772 | 1,769 |
Inclinazione asse rotazione(°) | 0,01 | 177,36 | 23,439 | 25,19 | 3,13 | 26,73 | 97,77 | 28,32 |
Eccentricità | 0,2056 | 0,0067 | 0,016 7 | 0,0935 | 0,0489 | 0,0565 | 0,0457 | 0,0113 |
Periodo rotazione (ore) | 1407,6 | -5832,5 | 23,9345 | 24,6229 | 9,925 | 10,656 | -17,24 | 16,11 |
Max Diametro apparente (") | 13 | 66 | * | 25,7 | 49 | 20,1 | 4,1 | 2,4 |
Min Diametro apparente (") | 4,5 | 9,7 | * | 3,5 | 29,8 | 14,5 | 3,3 | 2,2 |
Diametro apparente Sole | 1°22' | 44',3'' | 32' | 21' | 6',2'' | 6',2'' | 1',7'' | 1',1'' |
Magnitudine relativa max. | -1,9 | -4,6 | * | -2,9 | -2,94 | 0,43 | 5,32 | 7,78 |
Temperatura (C°) | 400/150 | 480/-30 | −89,2 /57,8 | -23 | -150 | -180 | -210 | -220 |
Albedo | 0,106 | 0,65 | 0,367 | 0,15 | 0,52 | 0,47 | 0,51 | 0,41 |
Numero satelliti | 0 | 0 | 1 | 2 | 79 | 62 | 27 | 13 |
Atmosfera | K(31.7%), Na(24.9%), O(14.8%), Ar(7.0%), He(5.9%), N2(5.2%), CO2(3.6%), 2O(3.4%), H2(3.2%) | CO2(96%), N2(3.5%) | N2(78.08%), O2(20.95%), Ar(0.93%), H2O(0.33%) , CO2(0.038%) | CO2(95%), N2(2.7%) | H2(86.3%), He(13.5%), CH4(0.2%) | H2(96.3%), He(3.2%), CH4(0.45%) | H2(83%), He(15%), CH4 (2%) | H2(80%), He(18%), CH4(2%) |
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Composizione del Sistema Solare
Il sistema solare
Composizione del Sistema Solare
Il Sistema Solare si è costituito attorno alla stella a noi più vicine che abbiamo chiamato "Sole". E una stella medio-piccola, di classe spettrale G2V e costituisce il 99 % della massa dell'intero Sistema Solare. Attorno ad essa ruotano corpi celesti minori quali gli otto pianeti conosciuti assieme ai loro satelliti naturali, gli asteroidi, le comete ed altri ancora.
![sistema solare pianeti sistema solare pianeti](/images/astronomia/pianeti.jpg)
Nella figura sopra, le proporzioni tra le dimensioni del Sole e dei pianeti sono quelle reali. Sullo sfondo c’è il Sole quindi, da sinistra procedendo verso destra, sono disegnati in sequenza i pianeti più vicini al Sole, detti, per questo, pianeti interni che sono nell'ordine: Mercurio, Venere, Terra (con la sua Luna) e Marte. Seguono poi i pianeti più distanti dal Sole detti per questo pianeti esterni che sono: Giove, Saturno (dotato di un sistema di anelli che gli si avvolgono attorno), quindi Urano e Nettuno. Da notare come i pianeti interni siano molto più piccoli rispetto ai pianeti esterni, detti per questo pianeti "giganti". Non solo, mentre i pianeti interni sono in pratica delle sfere solide e rocciose, quelli esterni sono invece delle grandi sfere gassose prive di una vera e propria superficie solida.
Ogni pianeta, ad esclusione di Mercurio e Venere, possiede un numero variabile di satelliti naturali chi vi orbitano attorno. Sono corpi rocciosi che hanno una massa inferiore a quella dei pianeti ai quali sono gravitazionalmente legati. Il nostro pianeta Terra ne ha solo uno; la Luna.
Nello spazio compreso tra Marte e Giove, ad una distanza compresa tra 2 e 4 UA dal Sole, orbitano una moltitudine di corpi celesti minori detti Asteroidi. Sono piccoli corpi rocciosi di dimensioni e forme molto varie il cui diametro va da alcuni chilometri a qualche migliaio di chilometri. Questa zona viene definita come ' Fascia degli Asteroidi'.
Oltre l'orbita di Nettuno, ad una distanza che va tra 30 e 50 UA si estende la cosiddetta fascia di Kuiper ovvero una regione popolata da migliaia di corpi rocciosi ghiacciati dalla quale , si pensa, possano provenire le comete di corto periodo.
In questa fascia è stato inserito anche Plutone declassato nel 2005 da pianeta a pianeta-nano.
Molto al di là della fascia di Kuiper (tra 20.000 e 100.0000 UA), si ipotizza una popolosissima 'nube' (detta “nube di Oort”) costituita di piccoli corpi ghiacciati con dimensioni comprese da qualche centinaio di metri ad alcune decine dii chilometri e forme più disparate.
![sistema solare orbite sistema solare orbite](/images/astronomia/orbite.jpg)
Tutti i pianeti ruotano attorno al proprio asse polare con velocità diverse. Questo moto detto di rotazione determina la durata del giorno e della notte nel pianeta. Oltre che ruotare attorno a se stessi tutti pianeti ruotano anche attorno al Sole con un moto detto di rivoluzione compiendo orbite ellittiche, più o meno eccentriche, con velocità di rivoluzione diverse in funzione della loro distanza dal Sole che occupa uno dei fuochi dell' ellisse. Il piano orbitale di ogni pianeta risulta essere più o meno inclinato rispetto al piano equatoriale del sole.
Il Sole ruota attorno al proprio asse nel verso antiorario cioè ponendosi come punto di osservazione sul polo nord del sole si vedrebbe ruotare quest’ ultimo in senso antiorario. Questo moto, per convenzione, è stato definito “diretto” o “progrado”. Tutti i pianeti che girano attorno al Sole (moto di rivoluzione) hanno un moto diretto quindi concorde a quello di rotazione del Sole.
La maggior parte dei pianeti ruota sul proprio asse (moto di rotazione) in senso “diretto” ad eccezione di Venere e Urano che ruotano in senso opposto detto “retogrado”. Anche la maggior parte dei satelliti naturali ruotano attorno al proprio pianeta in senso diretto ad eccezione di cinque satelliti di Giove, uno di Saturno ed uno di Nettuno.
Distanze dei pianeti dal Sole
Per quanto riguarda le distanze dei pianeti dal Sole, ponendo uguale ad “1” la distanza tra Sole e Terra, che è circa 149.600.000 Km e che viene definita Unità Astronomica (UA), abbiamo, per tutti i pianeti, le seguenti distanze in UA:
Mercurio | Venere | Terra | Marte | Giove | Saturno | Urano | Nettuno | |
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Distanza in UA | 0,387 | 0,723 | 1 | 1,52 | 5,2 | 9,54 | 19,2 | 30,1 |
NB. Nella tabella è riportato anche il simbolo astonomico dei pianeti usato in ambito scentifico.
Origine del Sistema Solare
Gli astronomi ritengono che il Sistema Solare si sia formato quasi 5 miliardi di anni fa dalla condensazione di una immensa nube rotante di gas e polvere che formarono la cosiddetta nebulosa planetaria o nebulosa primordiale che a seguito di collasso gravitazionale ha dato vita al Sole e gli altri pianeti. Si calcola che la nebulosa avesse un diametro di circa 100 UA e una massa circa 2-3 volte quella del Sole.
All'inizio della sua evoluzione il nostro Sistema ha vissuto una fase estremamente violenta, caratterizzata da innumerevoli impatti tra i vari corpi allora in formazione. Possiamo immaginare un sistema solare con una altissima densità di piccoli corpi, come gli asteroidi continuamente in collisione fra loro o con i corpi maggiori come i pianeti o i grandi satelliti. come la Luna.
Proprio la Luna, ad esempio con le centinaia e centinaia di crateri sulla sua superficie, è un testimone di questa epoca. Successivamente, circa 4 miliardi di anni fa, il nostro Sistema ha raggiunto una situazione di relativa tranquillità ed equilibrio, situazione nella quale ci troviamo ancora oggi e che dovrebbe durare altri 5 miliardi di anni circa. Nella figura a lato sono rappresentate le possibili fasi che hanno dato origine al sistema solare.
La teoria descritta, detta "nebulare" mostra, ad onor del vero, alcune criticità è perciò non é stata completamente accettata dalla comunita scientifica.