Satelliti naturali

Il sistema solare






Satelliti naturali

satellito 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 La Lunamaggiore 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. fasi lunari

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 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. orbite luna 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, 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 ‘’. superficie lunare 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. struttura luna 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.
luna maree 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.
image 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
(km)

Massa
(kg)

Semiasse
maggiore
(km)

Eccentricità

Periodo
orbitale
(ore-Terra)

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.

image 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.
image 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
o Diametro
medio
(km)

Massa
(kg)

Semiasse
maggiore
(km)

Eccentricità

Periodo
orbitale
(giorni-Terra)

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
XII

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.. image 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
Tipo

Dimensioni
o Diametro
medio
(km)

Massa
(kg)

Semiasse
maggiore
(km)

Eccentricità

Periodo
orbitale
(giorni-Terra)

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-
140.600

<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
1062

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
1122

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
1526

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-
0.77

-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.
image 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
o Diametro
medio
(km)

Massa
(kg)

Semiasse
maggiore
(km)

Eccentricità

Periodo
orbitale
(giorni-Terra)

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.
image 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
o Diametro
medio
(km)

Massa
(kg)

Semiasse
maggiore
(km)

Eccentricità

Periodo
orbitale
(giorni-Terra)

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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