Nana Nera Blog

La Luna, l'unico satellite terrestre

2009-07-28T13:54:00.000-07:00

La Luna è l'unico satellite naturale della Terra. Il suo nome proprio viene talvolta utilizzato, per estensione e con l'iniziale minuscola (una luna), come sinonimo di "satellite naturale".

Il suo simbolo astronomico è una rappresentazione stilizzata della sua fase crescente.

La faccia della Luna rivolta in direzione opposta alla Terra si chiama propriamente faccia lontana. A volte viene chiamata faccia oscura, il cui significato è qui inteso come sconosciuto e nascosto; si riferisce anche al black out delle comunicazioni radio, che avviene quando una sonda spaziale si muove dietro la faccia lontana. Questa interruzione delle comunicazioni è causata dalla massa della Luna che blocca i segnali radio. Il termine "faccia oscura" è spesso erroneamente interpretato come una mancanza di radiazioni solari, ma il Sole illumina la faccia lontana esattamente come quella rivolta verso di noi.

La maggior parte della faccia lontana non può essere vista dalla Terra, perché la rivoluzione della luna attorno alla terra e la rotazione attorno al suo asse hanno lo stesso periodo. Una piccola porzione può essere vista grazie alla librazione, che rende irregolare il moto di rotazione della Luna. Nel complesso dalla terra è visibile circa il 59% della superficie lunare.

La faccia vicina della Luna è coperta da circa 30 000 crateri (contando quelli con un diametro di almeno 1 chilometro). Il cratere lunare più grande è il bacino Polo Sud-Aitken, ha un diametro di circa 2500 chilometri ed è profondo 13 chilometri, occupa la parte meridionale della faccia lontana.

LA LUNA E LA SFERA CELESTE

La Luna compie un'orbita completa della sfera celeste circa ogni 27 giorni, 7 ore, 43 minuti e 11 secondi ma l'osservatore sulla Terra conta circa 29,5 giorni tra una nuova luna e la successiva, per via del contemporaneo movimento di rivoluzione terrestre. Nel corso di un'ora si muove nel cielo di una distanza vicina alla sua dimensione apparente, circa mezzo grado. La Luna rimane sempre in una regione del cielo chiamata lo Zodiaco, che si estende circa 8 gradi sopra e sotto l'eclittica. Questa viene attraversata dalla Luna ogni 2 settimane.

ROTAZIONE

angolare di 13° al giorno. La durata è quindi uguale a quella del moto di rivoluzione pari a 27g 7h 43m 12s. Questo è il motivo per cui la Luna rivolge alla Terra sempre la stessa faccia. L'attrazione che la Terra esercita sul rigonfiamento equatoriale più che sulle zone polari sulla Luna provoca in essa delle oscillazioni di lieve entità, le librazioni, che insieme alle librazioni apparenti, connesse alle posizioni che la Luna assume rispetto alla Terra, ci consentono di vedere un po' più della metà della superficie lunare (circa il 59%)

CARATTERISTICHE FISICHE

Le origini della Luna sono al centro di un dibattito scientifico molto acceso. La teoria più accreditata è quella secondo cui essa si sia formata a seguito della collisione di un asteroide delle dimensioni simili a quelle di Marte con la Terra quando quest'ultima era ancora calda, nella prima fase della sua formazione (tale asteroide è chiamato a volte Theia). Il materiale scaturito dall'impatto rimase in orbita intorno alla Terra e per effetto della forza gravitazionale si riunì formando la Luna. Detta comunemente la Teoria dell'Impatto Gigante, conta su simulazioni pubblicate nell'agosto 2001 che la supportano. Una conferma di questa tesi deriva dal fatto che la composizione della Luna è pressoché identica a quella del mantello terrestre privato degli elementi più leggeri, evaporati per la mancanza di un'atmosfera e della forza gravitazionale necessarie per trattenerli. Inoltre, l'inclinazione dell'orbita della Luna rende piuttosto improbabili le teorie secondo cui la Luna si formò insieme alla Terra o fu catturata in seguito.

La Terra e la Luna orbitano attorno ad un centro di massa comune, che si trova ad una distanza di circa 4700 chilometri dal centro della Terra. Poiché questo centro si trova dentro alla massa terrestre, il moto della Terra è meglio descritto come un'oscillazione. Viste dal Polo Nord della Terra, le rotazioni dei due corpi celesti, l'orbita della Luna attorno alla Terra e l'orbita di questa attorno al Sole sono tutte in senso antiorario.

Rispetto agli altri satelliti del sistema solare, la Luna è eccezionalmente grande rispetto al pianeta attorno a cui orbita, tanto che il sistema Terra-Luna può essere quasi considerato un pianeta doppio ("quasi" perché il centro di gravità del sistema Terra-Luna è comunque di poco all'interno della Terra). In genere, satelliti di dimensioni a lei comparabili orbitano attorno ai giganti gassosi (Giove, Saturno), mentre i pianeti più affini alla Terra o non hanno satelliti (Venere) o ne hanno di minuscoli (Marte).

Il piano dell'orbita della Luna è inclinato di 5°19' rispetto a quello dell'orbita della Terra intorno al Sole (il piano dell'eclittica). Il piano orbitale della Luna, assieme al suo asse di rotazione, ruota in senso orario con un periodo di 18,6 anni, sempre mantenendo un'inclinazione di 5 gradi; questo movimento è correlato alle nutazioni terrestri, che possiedono infatti lo stesso periodo. I punti dove l'orbita lunare interseca l'eclittica sono chiamati i nodi lunari. Le eclissi solari accadono quando un nodo coincide con una luna nuova; le eclissi lunari quando un nodo coincide con una luna piena.

Le ere geologiche della Luna vengono definite in base alla datazione di alcuni crateri che hanno avuto un effetto significativo sulla sua storia.

Le forze di marea che oggi causano le maree terrestri erano attive anche quando la Luna era in via di formazione, ed ancora fusa. Poi si raffreddò e si solidificò, ma mantenne la forma di un ellissoide con l'asse maggiore puntato verso la Terra.

PRESENZA DI ACQUA

La Luna per gran parte della sua storia antica è stata bombardata da comete e asteroidi, molte delle quali ricche d'acqua. L'energia della luce solare divide la maggior parte di quest'acqua nei suoi elementi costituenti, idrogeno ed ossigeno, di cui la maggior parte si disperde immediatamente nello spazio. È stato però ipotizzato che quantità significative di acqua possano rimanere sulla Luna, o sulla superficie, o inglobate nella crosta. I risultati della sonda Clementine suggerirono che nelle zone permanentemente in ombra della crosta si possano trovare piccole zone ghiacciate, che non hanno occasione di sciogliersi. Anche se queste zone sono probabilmente piccole, la quantità d'acqua totale potrebbe essere notevole: un miliardo di metri cubi, all'incirca il volume del lago Erie.

Alcune molecole d'acqua, inoltre, potrebbero essere direttamente approdate alla superficie e rimaste intrappolate dentro i crateri dei poli lunari. A causa della modesta inclinazione dell'asse di rotazione lunare (solo 1,5°), alcuni dei crateri polari più profondi non ricevono mai luce dal Sole, rimanendo sempre in ombra. È in questi crateri che gli scienziati si aspettano di trovare acqua, sempre che ce ne sia. Se fosse trovata, l'acqua (sotto forma di ghiaccio) potrebbe essere estratta e quindi divisa in idrogeno ed ossigeno da generatori ad energia solare. La presenza di quantità utilizzabili di acqua sulla Luna potrebbe essere un fattore importante nel rendere possibile la sua colonizzazione, perché il trasporto dalla Terra sarebbe estremamente costoso.

CAMPO MAGNETICO
Il campo magnetico della Luna è molto debole a paragone di quello terrestre. Si pensa che una parte di esso sia intrinseco (come in una parte della crosta lunare chiamata Rima Sirsalis), mentre le collisioni con altri corpi celesti possono averne formata un'altra parte. In effetti, una delle questioni ancora aperte nella scienza planetaria è se un corpo senz'aria, come la Luna, possa ottenere un campo magnetico da impatti con comete ed asteroidi. Le misurazioni del campo magnetico possono dare inoltre informazioni sulla dimensione e la conduttività elettrica del nucleo lunare, fornendo quindi dati per una migliore teoria dell'origine della Luna. Per esempio, se il nucleo contenesse una proporzione maggiore di elementi magnetici (come il ferro) rispetto a quella terrestre, la teoria della nascita per impatto perderebbe credito (anche se potrebbero esistere spiegazioni alternative per questo fatto).

Sopra tutta la crosta lunare si stende uno strato esterno di roccia polverosa, chiamata regolite. Sia la crosta che la regolite sono distribuite in modo irregolare, l'una con uno spessore da 60 a 100 chilometri, l'altra passando da 3-5 metri nei mari fino a 10-20 metri sulle alture. Gli scienziati pensano che queste asimmetrie siano sufficienti per spiegare lo spostamento del centro di massa della Luna. L'asimmetria della crosta potrebbe anche spiegare la differenza nei terreni lunari, che sono formati principalmente da mari sulla faccia vicina, e rocce sulla parte lontana.

ATMOSFERA

La Luna non ha un'atmosfera propriamente detta. I pochi atomi che derivano dal degassamento (il rilascio di gas, come il radon, da parte delle rocce che compongono la Luna), e dal vento solare, che viene brevemente catturato dalla gravità lunare, non vengono trattenuti dalla gravità del satellite, quindi non si può parlare di una vera atmosfera.

OSSERVAZIONI DA TERRA

Grazie a quella che sembra essere una straordinaria coincidenza, le grandezze apparenti della Luna e del Sole, visti dalla Terra, sono comparabili. Per effetto della variazione delle distanze Luna-Terra e Terra-Sole, dovute all'eccentricità delle rispettive orbite, la dimensione apparente della Luna vista dalla superficie terrestre varia da un valore leggermente inferiore a un valore leggermente superiore a quello del diametro apparente del Sole: questo fatto rende possibili, oltre che le eclissi solari parziali, anche eclissi solari totali, anulari e miste. La Luna (e anche il Sole) sembra più grande quando è vicina all'orizzonte. Questa è un'illusione ottica provocata dall'effetto psicologico della diversa percezione delle distanze verso l'alto e in orizzontale. In realtà, la rifrazione atmosferica e la distanza leggermente maggiore rendono l'immagine della Luna un poco più piccola all'orizzonte rispetto al resto del cielo.

Varie aree chiare e scure creano immagini che sono interpretate nelle varie culture come l'Uomo della Luna, oppure il coniglio e il bufalo, e altre; il fenomeno è indicato col nome di pareidolia Al telescopio si possono riconoscere catene di montagne e crateri. Le pianure, scure e relativamente spoglie di dettagli, sono chiamate mari lunari, oppure maria in Latino, perché erano credute corpi d'acqua dagli astronomi antichi. Le parti più chiare ed elevate sono chiamate terre, o terrae.

Durante le lune piene più brillanti, la Luna raggiunge una magnitudine apparente di circa -12,6. Per confronto, il Sole ha una magnitudine apparente di -26,8 mentre Sirio, la stella più brillante, di solo -1,4.

LUNA ROSSA

A volte capita di vedere la Luna che, nel momento in cui sorge, possiede un colore rossastro. Tutto ciò avviene poiché la sua luce (che proviene dal Sole e che è reindirizzata sulla Terra) deve attraversare uno strato atmosferico più ampio rispetto a quello che trova nel momento in cui è più alta nel cielo. Così, le radiazioni emanate con la sua luce, si trovano a dover oltrepassare una serie maggiore di polveri e turbolenze dell'aria, le quali disperdono questi raggi luminosi, attraverso il fenomeno della diffusione. Queste polveri, però, tendono a disperdere più facilmente i raggi con frequenze più elevate (di colore blu), mentre non disperdono, quasi per nulla, i raggi con frequenze più basse (di colore rosso). Perciò noi vediamo la luna rossa, perché la componente rossa della sua luce non viene dispersa e arriva diretta ai nostri occhi.

Le comete.

2009-07-27T01:42:00.000-07:00

Una cometa è un oggetto celeste relativamente piccolo, simile ad un asteroide ma composto prevalentemente di ghiaccio. Nel Sistema solare, le orbite delle comete si estendono oltre quelle di Plutone. Le comete che entrano nel sistema interno, e si rendono quindi visibili ai nostri occhi, hanno spesso orbite ellittiche. Spesso descritte come "palle di neve sporche", le comete sono composte per la maggior parte di sostanze volatili come biossido di carbonio, metano e acqua ghiacciati, con mescolati aggregati di polvere e vari minerali. La sublimazione delle sostanze volatili quando la cometa è in prossimità del Sole causa la formazione della chioma e della coda.

Si pensa che le comete siano dei residui rimasti dalla condensazione della nebulosa da cui si formò il Sistema solare: le zone periferiche di tale nebulosa sarebbero state abbastanza fredde da permettere all'acqua di trovarsi in forma solida (invece che come gas). È sbagliato descrivere le comete come asteroidi circondati da ghiaccio: i bordi esterni del disco di accrescimento della nebulosa erano così freddi che i corpi in via di formazione non subirono la differenziazione sperimentata da corpi in orbite più vicine al Sole.

CARATTERISTICHE FISICHE

NUCLEO

I nuclei cometari possono variare in dimensione dalle centinaia di metri fino a quaranta e più chilometri e sono composti da roccia, polvere e ghiacci d'acqua e di altre sostanze, comunemente presenti sulla Terra allo stato gassoso, quali monossido di carbonio, anidride carbonica, metano ed ammoniaca.[1] Sono popolarmente descritti come "palle di neve sporca", sebbene osservazioni recenti hanno rivelato forme irregolari[2] e superfici secche di polveri o rocce, suggerendo che i ghiacci siano nascosti sotto la crosta. Le comete sono composte inoltre da una varietà di composti organici: oltre ai gas già menzionati, sono presenti metanolo, acido cianidrico, formaldeide, etanolo ed etano ed anche, forse, molecole più complesse come lunghe catene di idrocarburi e amminoacidi.[3][4][5]

Ironicamente, i nuclei cometari sono tra gli oggetti del Sistema solare più scuri conosciuti: alcuni sono più neri del carbone.[2] La sonda Giotto scoprì che il nucleo della Cometa di Halley riflette circa il 4% della luce con cui viene illuminato,[6] e la sonda Deep Space 1 scoprì che la superficie della cometa Borrelly riflette una percentuale tra il 2,4% e il 3%. Per confronto,[6] il normale asfalto stradale riflette il 7% della luce incidente. Si pensa che il colore scuro derivi dai composti organici che dovrebbero abbondare in superficie: il riscaldamento solare porta via ghiacci ed elementi volatili, lasciando solo molecole pesanti organiche, che tendono ad essere molto scure, come sulla Terra il bitume o il petrolio grezzo. Paradossalmente, il colore scuro del nucleo è il motore della formazione della coda, perché solo così il nucleo riesce ad assorbire il calore necessario ad alimentare il processo.

Nel Sistema solare esterno le comete rimangono in uno stato congelato ed è estremamente difficile o impossibile rilevarle da Terra a cause delle loro ridotte dimensioni. Sono state riportate rilevazioni statistiche da parte del Telescopio spaziale Hubble di nuclei cometari non attivi nella fascia di Kuiper,[7][8] sebbene le identificazioni siano state messe in discussione,[9][10] e non abbiano ancora ricevuto delle conferme indipedenti.

CHIOMA E CODA

Quando una cometa si avvicina al Sistema solare interno, il calore del Sole fa sublimare i suoi strati di ghiaccio più esterni. Le correnti di polvere e gas prodotte formano una grande, ma rarefatta atmosfera attorno al nucleo, chiamata chioma, mentre la forza esercitata sulla chioma dalla pressione di radiazione del Sole, e soprattutto dal vento solare, conducono alla formazione di un enorme coda che punta in direzione opposta al Sole.

Chioma e coda risplendono sia per riflessione diretta della luce incidente, sia in conseguenza della ionizzazione dei gas per effetto del vento solare. Sebbene la maggior parte delle comete sia troppo debole per essere osservata senza l'ausilio di un binocolo o di un telescopio, una manciata ogni decade diventa ben visibile ad occhio nudo. Occasionalmente una cometa può sperimentare una enorme ed improvvisa esplosione di gas e polveri, indicata comunemente con il termine inglese outburst. Nella fase espansiva seguente la chioma può raggiungere dimensioni ragguardevoli. Nel novembre del 2007 per la chioma della Cometa Holmes è stato stimato un diametro di 1,4 milioni di chilometri, pari a quello del Sole [11]. Per un brevissimo periodo, la cometa ha posseduto l'atmosfera più estesa del Sistema solare.

Spesso polveri e gas formano due code distinte, che puntano in direzioni leggermente differenti: la polvere, più pesante, rimane indietro rispetto al nucleo e forma spesso una coda incurvata, che si mantiene sull'orbita della cometa; il gas, più sensibile al vento solare, forma una coda diritta, in direzione opposta al Sole, seguendo le linee del campo magnetico locale piuttosto che traiettorie orbitali. Viste prospettiche da Terra possono determinare configurazioni in cui le due code si sviluppano in direzioni opposte rispetto al nucleo;[12] oppure in cui la coda di polveri, più estesa, appare ad entrambi i lati di esso. In questo casi si dice che la cometa possiede una coda ed un'anti-coda. Un esempio recente ne è stata la Cometa Lulin.

Mentre il nucleo è generalmente inferiori ai 50 km di diametro, la chioma può superare le dimensioni del Sole e sono state osservate code ioniche di estensione superiore ad 1 UA (150 milioni di km).[13] È stato proprio grazie all'osservazione della coda di una cometa, disposta in direzione opposta al Sole, che Ludwig Biermann ha contribuito significativamente alla scoperta del vento solare.[14] Sono comunque estremamente tenui, tanto che è possibile vedere le stelle attraverso di esse.

La coda ionica si forma per effetto fotoelettrico, come risultato dell'azione della radiazione solare ultravioletta incidente sulla chioma. La radiazione incidente è sufficientemente energetica da superare l'energia di ionizzazione richiesta dalle particelle degli strati superiori della chioma, che vengono trasformate così in ioni. Il processo conduce alla formazione di un nuvola di particelle cariche positivamente intorno alla cometa che determina la formazione di una "magnetosfera indotta", che costituisce un ostacolo per il moto del vento solare. Poiché inoltre la velocità relativa tra il vento solare e la cometa è supersonica, a monte della cometa e nella direzione di flusso del vento solare si forma un bow shock, nel quale si raggruppa un'elevata concentrazione degli ioni cometari (chiamati "pick up ions"[15]). Il vento solare ne risulta arricchito di plasma in modo che le linee di campo "drappeggiano" attorno alla cometa formando la coda ionica.[16]
Se l'intensità del vento solare aumenta ad un livello sufficiente, le linee del campo magnetico ad esso associato si stringono attorno alla cometa e ad una certa distanza lungo la coda, oltrepassata la chioma, si verifica la riconnessione magnetica. Ciò conduce an "evento di disconnessione della coda":[16] la coda perde la propria continuità (si "spezza") e la porzione oltre la disconnessione si disperde nello spazio. Sono state osservate diverse occorrenze di tali eventi. Degna di nota è la disconnessione della coda della Cometa Encke avvenuta il 20 aprile del 2007, quando la cometa è stata investita da un'espulsione di massa coronale. L'osservatorio orbitante solare STEREO-A registrò alcune immagini dell'evento, che, montate a costituire una sequenza, sono visibili qui a lato.[17]

L'osservazione della Cometa Hyakutake nel 1996 ha condotto alla scoperta che le comete emettono raggi X.[18] La scoperta destò sorpresa tra gli astronomi, che non avevano previsto che le comete potessero emetterne. Si ritiene che i raggi X siano prodotti dall'interazione tra le comete ed il vento solare: quando ioni con carica elevata attraversano un'atmosfera cometaria, collidono con gli atomi e le molecole che la compongono. Nella collisione, gli ioni catturano uno o più elettroni emettendo nello stesso tempo raggi X e fotoni nel lontano ultravioletto.[19]

ORBITE

La maggior parte delle comete seguono orbite ellittiche molto allungate che le portano ad avvicinarsi al Sole per brevi periodi ed a permanere nelle zone più lontane del Sistema solare per la restante parte. Le comete sono usualmente classificate in base alla lunghezza del loro periodo orbitale.

Sono definite comete di corto periodo quelle che hanno un periodo orbitale inferiore a 200 anni. La maggior parte di esse percorre orbite che giaciono in prossimità del piano dell'eclittica, con lo stesso verso di percorrenza dei pianeti. Tali orbite sono generalmente caratterizzate da un afelio posto nella regione dei pianeti esterni (dall'orbita di Giove in poi). Per esempio, l'afelio dell'orbita della Cometa di Halley si trova poco oltre l'orbita di Nettuno. All'estremo opposto, la Cometa Encke percorre un'orbita che non la porta mai ad oltrepassare quella di Giove. Le comete periodiche sono a loro volta suddivise nella famiglia cometaria di Giove (comete con periodo inferiore ai 20 anni) e nella famiglia cometaria di Halley (comete con periodo compreso tra i 20 ed i 200 anni).
Le comete di lungo periodo percorrono orbite con elevate eccentricità e con periodi compresi tra 200 e migliaia o anche milioni di anni. (Comunque, per definizione, rimangono gravitazionalmente legate al Sole; non è possibile parlare propriamente di periodo, infatti, in riferimento a quelle comete che sono espulse dal Sistema solare in seguito all'incontro ravvicinato con un pianeta). Le loro orbite sono caratterizzate da afelii posti molto oltre la regione dei pianeti esterni ed i piani orbitali presentano una grande varietà di inclinazioni rispetto al piano dell'eclittica.
Le comete extrasolari (in inglese, Single-apparition comets - comete da una singola apparizione) percorrono orbite paraboliche o iperboliche che le portano ad uscire permanentemente dal Sistema solare dopo esser passate una volta in prossimità del Sole.[20]
Alcune fonti utilizzano la locuzione cometa periodica per riferirsi ad ogni cometa che percorra un'orbita chiusa (cioè, tutte le comete di corto periodo e quelle di lungo periodo),[21] mentre altre la utilizzano esclusivamente per le comete di corto periodo.[20] Similmente, sebbene il significato letterale di cometa non periodica sia lo stesso di cometa da una singola apparizione, alcuni lo utilizzano per riferirsi a tutte le comete che non sono "periodiche" nella seconda accezione del termine (cioè, includendo tutte le comete con un periodo superiore a 200 anni).
Comete recentemente scoperte nella fascia principale degli asteroidi (cioè corpi appartenenti alla fascia principale che manifestano attività cometaria durante una parte della loro orbita), percorrono orbite semi-circolari e sono state classificate in una classe a sé.[22][23]
Esistono infine le comete radenti (in inglese sono chiamate sun-grazing - che sfiorano il Sole), dal perielio così vicino al Sole che sfiorano letteralmente la superficie solare. Queste comete hanno breve vita, perché l'intensa radiazione solare le fa evaporare in pochissimo tempo. Sono, inoltre, difficili da osservare, a causa dell'intensa luce solare molto vicina: per osservarle occorre usare strumenti speciali come un coronografo, usare un filtro a banda molto stretta, osservarle durante un eclissi totale di Sole, o osservarle con un satellite.
Da considerazioni sulle caratteristiche orbitali, si ritiene che le comete di corto periodo (decine o centinaia di anni) provengano dalla fascia di Kuiper o dal disco diffuso - un disco di oggetti nella regione transnettuniana - mentre si ritiene che il serbatoio delle comete a lungo periodo sia la ben più distante nube di Oort (una distribuzione sferica di oggetti che costituisce il confine del Sistema solare, la cui esistenza è stata ipotizzata dall’astronomo danese Jan Oort).[24] È stato ipotizzato che in tali regioni distanti, un gran numero di comete orbiti intorno al Sole su orbite quasi circolari. Occasionalmente l'influenza gravitazionale dei pianeti esterni (nel caso degli oggetti presenti nella fascia di Kuiper) o delle stelle vicine[25] (nel caso di quelli presenti nella nube di Oort) sposta uno di questi oggetti su un'orbita altamente ellittica che lo porta a tuffarsi verso le regioni interne del Sistema solare, dove appare come una vistosa cometa. Altre teorie ipotizzate nel passato prevedevano l'esistenza di una compagna sconosciuta del Sole chiamata Nemesi, o un ipotetico Pianeta X. A differenza del ritorno delle comete periodiche le cui orbite sono state determinate durante i transiti precedenti, non è predicibile la comparsa di una nuova cometa tramite questo meccanismo.

Poiché le orbite percorse portano le comete in prossimità dei giganti gassosi, esse sono soggette ad ulteriori perturbazioni gravitazionali. Le comete di corto periodo mostrano la tendenza di regolarizzare il proprio afelio e portarlo a coincidere con il raggio orbitale di uno dei pianeti giganti; un chiaro esempio di questo fenomeno è l'esistenza della famiglia cometaria di Giove. È chiaro inoltre che anche le orbite delle comete provenienti dalla nube di Oort possono essere fortemente alterate dall'incontro con un gigante gassoso. Giove è la principale fonte di perturbazioni, possedendo una massa quasi doppia rispetto a tutti gli altri pianeti messi assieme, oltre al fatto che è anche il pianeta gigante che completa la propria orbita più rapidamente. Queste perturbazioni possono trasferire a volte comete di lungo periodo su orbite con periodi orbitali più brevi (la Cometa di Halley ne è un esempio).

È interessante osservare che l'orbita che viene determinata per una cometa è un'orbita osculatrice, che non tiene conto delle perturbazioni gravitazionali e non a cui può essere soggetta la cometa. Un esempio ne è il fatto che le orbite delle comete di corto periodo rivelano piccole variazioni dei parametri orbitali ad ogni transito. Ancora più significativo è quanto accade per le comete di lungo periodo. Per molte di esse viene calcolata un'orbita parabolica o iperbolica considerando la massa del Sole concentrata nel suo centro; se però l'orbita viene calcolata quando la cometa è oltre l'orbita di Nettuno ed assegnando all'attrattore principale la massa presente nelle regioni più interne del Sistema solare concentrata nel centro di massa del Sistema solare (prevalentemente del sistema composto dal Sole e da Giove), allora la stessa orbita risulta ellittica.[21] La maggior parte della comete paraboliche ed iperboliche appartengono quindi al Sistema solare. Una cometa proveniente dallo spazio interstellare dovrebbe invece essere identificabile da un valore dell'energia orbitale specifica nettamente positivo, corrispondente ad una velocità di attraversamento del Sistema solare interno di poche decine di km/s. Una stima approssimativa del numero di tali comete potrebbe essere di quattro per secolo.

Alcune comete periodiche scoperte nel secolo scorso sono "perdute". Per alcune di esse, le osservazioni non permisero di determinare un'orbita con la precisione necessaria a predirne il ritorno. Di altre, invece, è stata osservata la frantumazione del nucleo. Quello che può essere stato il loro destino sarà descritto in una sezione successiva. Tuttavia, occasionalmente una "nuova" cometa scoperta presenta parametri orbitali compatibili con una cometa perduta. Esempi ne sono le comete 11P/Tempel-Swift-LINEAR, scoperta nel 1869, perduta dopo il 1908 in seguito ad un incontro ravvicinato con Giove e riscoperta nel 2001 nell'ambito del programma automatizzato per la ricerca di asteroidi LINEAR del Lincoln Laboratory,[26] e la 206P/Barnard-Boattini, scoperta nel 1892 grazie all'utilizzo della fotografia, perduta per più di un secolo e riscoperta nel 2008 dall'astronomo italiano Andrea Boattini.

LA MORTE DELLE COMETE

Le comete hanno vita relativamente breve. I ripetuti passaggi vicino al Sole le spogliano progressivamente degli elementi volatili, fino a che la coda non si può più formare, e rimane solo il materiale roccioso. Se questo non è abbastanza legato, la cometa può semplicemente svanire in una nuvola di polveri. Se invece il nucleo roccioso è consistente, la cometa è adesso diventata un asteroide inerte, che non subirà più cambiamenti.

La frammentazione delle comete può essere attribuita essenzialmente a tre effetti: all'urto con un meteorite, ad effetti mareali di un corpo maggiore, quale conseguenza dello shock termico derivante da un repentino riscaldamento del nucleo cometario. Spesso episodi di frantumazione seguono fasi di intensa attività della cometa, indicate col termine inglese outburst. La frammentazione può comportare un aumento della superficie esposta al Sole e può risolversi in un rapido processo di disgregazione della cometa. L'osservazione della frammentazione del nucleo della cometa periodica Schwassmann-Wachmann 3 ha permesso di raccogliere nuovi dati su questo fenomeno [27].

Alcune comete possono subire una fine più violenta: cadere nel Sole oppure entrare in collisione con un pianeta, durante le loro innumerevoli orbite che percorrono il Sistema solare in lungo e in largo. Le collisioni tra pianeti e comete sono piuttosto frequenti su scala astronomica: la Terra incontrò una piccola cometa nel 1908, che esplose nella taiga siberiana causando l'evento di Tunguska, che rase al suolo migliaia di chilometri quadrati di foresta. Nel 1910 la Terra passò attraverso la coda della Cometa di Halley, ma le code sono talmente immateriali che il nostro pianeta non subì il minimo effetto.

Nel 1994, la cometa Shoemaker-Levy 9 passò troppo vicino a Giove e rimase catturata dalla gravità del pianeta. Le forze di marea causate dalla gravità spezzarono il nucleo in una decina di pezzi, i quali poi bombardarono il pianeta nelle settimane seguenti offrendo viste spettacolari ai telescopi di mezzo mondo, da tempo in all'erta per seguire l'evento. Divenne immediatamente chiaro il significato di strane formazioni che si trovano sulla Luna e su altri corpi rocciosi del Sistema solare: catene di piccoli crateri, posti in linea retta uno dopo l'altro. È evidente che una cometa passò troppo vicino al nostro pianeta, ne rimase spezzata, ed andò a finire contro la Luna causando la catena di crateri.

La collisione di una grossa cometa con la Terra sarebbe un disastro immane se avvenisse vicino ad una grande città, perché causerebbe sicuramente migliaia, se non milioni di morti. Fortunatamente, seppur frequenti su scala astronomica, tali eventi sono molto rari su scala umana, e i luoghi densamente abitati della Terra sono ancora molto pochi rispetto alle vaste aree disabitate o coperte dai mari.

PORTATRICI DI VITA?

Sette articoli pubblicati sulla rivista Science (Volume 314, Issue 5806, 2006) da un team di scienziati internazionali, tra i quali sette italiani, annunciano la scoperta nei grani di polvere della cometa Wild 2 di lunghe molecole organiche, di ammine precursori di quelle organiche, come il Dna. La sonda Stardust, dopo aver percorso 4,6 miliardi di km in circa sette anni ha catturato un centinaio di grani ognuno piccolo meno di un millimetro.

I grani sono stati catturati il 2 gennaio 2004 dalla coda della cometa Wild 2 con una speciale filtro in aerogel, una sostanza porosa dall'aspetto lattiginoso. Gli scienziati autori della scoperta, tra cui Alessandra Rotundi dell'Università Parthenope di Napoli, ritengono che questa scoperta sia la conferma della panspermia, la teoria secondo la quale molecole portate dalle comete siano alla base dell'origine della vita sulla Terra. È una teoria che nacque nei primi anni del novecento e confermata dalle osservazioni fatte dalla sonda europea Giotto nel 1986 quando si avvicinò alla cometa Halley.

Ad avvalorare questa ipotesi, vi sono anche i tempi rapidi con la quale è comparsa la vita sulla Terra. In poche decine di milioni di anni la situazione sulla Terra è mutata radicalmente e tempi così rapidi si possono spiegare solo con l'ipotesi che a portare gli ingredienti fondamentali alla vita siano state le comete.

Il nostro mezzo interplanetario: Lo SPACE SHUTTLE

2009-07-26T05:36:00.000-07:00

Lo Space Transportation System (termine inglese che tradotto letteralmente significa "sistema di trasporto spaziale"), in sigla STS, comunemente chiamato Space Shuttle, spesso abbreviato in Shuttle, è un modello di navicella spaziale della NASA, l'ente governativo degli Stati Uniti responsabile dei programmi spaziali.
Lo Space Shuttle è l'unico modello di navicella spaziale degli Stati Uniti attualmente in attività e la sua particolarità è la parziale riutilizzabilità, è stato infatti progettato per effettuare in sicurezza circa un centinaio di voli spaziali sostituendo solo alcune parti ausiliarie.
Lo sviluppo e le missioni spaziali dello Space Shuttle sono gestite dal Programma Space Shuttle.

Storia

Lo Shuttle viene varato il 5 gennaio 1972 quando il Presidente Richard Nixon annuncia lo sviluppo di una navetta spaziale riutilizzabile e a basso costo.

Il progetto è ridimensionato per problemi di budget e ciò nonostante viene sviluppato rapidamente e nel corso di alcuni anni sono pronti i prototipi.

Tra questi il primo orbiter completo, inizialmente chiamato Constitution, poi diventato Enterprise in seguito a pressanti richieste dei fan del telefilm Star Trek, che scrissero in massa alla Casa Bianca. L'Enterprise è pronto il 17 settembre 1976 e viene usato per una serie di test di atterraggio che hanno successo e dimostrano la bontà del progetto.

La prima navetta Shuttle messa in opera e costruita a Palmdale, California, è il Columbia, consegnato al Kennedy Space Center il 25 marzo 1979 e lanciato per la prima volta il 12 aprile 1981 con un equipaggio di due uomini. Il Challenger viene consegnato nel luglio del 1982, il Discovery nel novembre del 1983, e l'Atlantis nell'aprile del 1985. Il Challenger viene distrutto in fase di lancio nel gennaio del 1986 provocando la morte dei sette astronauti a bordo. È sostituito dall'Endeavour costruito con parti delle altre navette e consegnato nel maggio del 1991. Il Columbia si disintegra durante il rientro nell'atmosfera il 1 febbraio 2003. Nell'incidente muoiono tutti i sette membri dell'equipaggio.

DESCRIZIONE

Lo Space Shuttle è composto da quattro parti principali:

l'Orbiter Vehicle (in sigla OV): un orbiter con spazio per l'equipaggio, vano di trasporto per il carico, tre motori principali che utilizzano il combustibile presente nei serbatoi esterni, e un sistema di manovra orbitale con due motori più piccoli (OMS);
due Solid Rocket Booster (in sigla SRB): razzi riutilizzabili a propellente solido, il perclorato d'ammonio (NH4ClO4) e l'alluminio, che si staccano due minuti dopo il lancio ad una altezza di 66 km e vengono recuperati nell'oceano grazie al fatto che la velocità di caduta viene notevolmente ridotta da alcuni paracadute;
il Serbatoio Esterno (in sigla ET): un grande serbatoio esterno di combustibile contenente ossigeno liquido (in cima) e idrogeno anch'esso liquido (nella parte bassa) che servono ad alimentare i tre motori principali dell'OV. Si stacca dopo circa 8 minuti e mezzo ad una altitudine di 109 km, esplode in atmosfera e ricade in mare senza che venga poi recuperato.

I progetti iniziali prevedevano serbatoi supplementari sull'orbiter e altre attrezzature che però non furono mai costruite.

Lo Shuttle ha una grande stiva per il carico utile che si estende per buona parte della sua lunghezza. I portelloni della stiva sono provvisti di radiatori montati sulla superficie interna, e vengono tenuti aperti mentre lo Shuttle è in orbita per favorire il controllo termico, che viene mantenuto anche regolando l'orientamento dell'intero Shuttle rispetto alla Terra e al Sole. All'interno della stiva per il carico utile si trova il Sistema di Manipolazione Remota, detto anche Canadarm, un braccio robotizzato impiegato per recuperare e mettere in orbita il carico utile. Sino all'incidente del Columbia, il Canadarm veniva incluso soltanto nelle missioni in cui il suo impiego era richiesto dalla natura della missione stessa. Poiché il braccio è una parte cruciale della procedura di Ispezione della Protezione Termica che è attualmente richiesta per i voli dello Shuttle, in futuro probabilmente verrà incluso in tutti i voli.

Lo Space Shuttle ha subito numerosi miglioramenti nel corso degli anni. L'orbiter ha cambiato il suo sistema di protezione termico diverse volte per ridurre il peso e il carico di lavoro. Le piastrelle di ceramica devono essere controllate dopo ogni volo per trovare eventuali piastrelle rotte; inoltre assorbono umidità e quindi devono essere protette dalla pioggia. Questo inconveniente è stato dapprima risolto spruzzando sulle tegole il prodotto Scotchgard; in seguito è stata sviluppata una soluzione ad hoc. In un secondo tempo molte tegole della sezione dello Shuttle che diventa meno calda sono state sostituite da grandi pannelli di un materiale isolante avente la consistenza del feltro; ciò ha comportato il vantaggio di non dover ispezionare in modo particolarmente accurato zone molto grandi del rivestimento (in particolare la zona del carico).

Internamente lo Shuttle è rimasto in gran parte simile al progetto originale, con l'eccezione dei sistemi di avionica che vengono migliorati continuamente. I sistemi originali erano dei computer IBM modello 360 basati su processori Intel 8086, con sottosistemi di controllo video basati su microcontrollori RCA 1802, collegati a monitor analogici posti nella cabina di pilotaggio, similmente agli attuali aerei di linea modello DC-10. Oggi la cabina di pilotaggio è basata su 5 computer APA-101S ridondanti basati su processori 80386, ed è dotata di sistemi a tutto display. I cinque calcolatori di bordo usano complessivamente circa 2 Mb di memoria RAM a nuclei magnetici, che diversamente dalla normale RAM integrata a transistor è completamente immune alle radiazioni. I computer impiegano il linguaggio di programmazione HAL/S. Come nella tradizione del Progetto Apollo-Sojuz, anche delle calcolatrici programmabili vengono portate a bordo (originariamente si usava il modello Hewlett-Packard 41C). Oltre alla cabina di pilotaggio a tutto display, svariati miglioramenti sono stati adottati per ragioni di sicurezza a seguito della esplosione del Challenger, fra cui una via di fuga per l'equipaggio da utilizzare in situazioni che richiedano un "ammaraggio". Con il sorgere della stazione spaziale, i sistemi a tenuta stagna interni sono stati sostituiti da sistemi di collegamento e attracco esterni, in modo da ottenere una maggiore capacità di carico nel ponte intermedio dello Shuttle da impiegarsi nelle missioni di rifornimento alla Stazione.

I motori principali dello Shuttle sono stati oggetto di parecchi perfezionamenti per migliorare la affidabilità e aumentare la potenza. Ciò spiega come mai durante la procedura di lancio si possono sentire comandi curiosi, come Porta la potenza al 106%; questo non significa che i motori vengano portati oltre il limite: il valore del 100% è il livello di potenza dei motori principali originali. Attualmente, il contratto per la fornitura dei motori prevede un valore del 109%. I motori originali potevano arrivare al 102%; il 109% fu ottenuto nel 2001 con la fornitura Block II.

Nei primissimi lanciatori il serbatoio esterno era verniciato di bianco per proteggere l'isolamento che riveste la maggior parte del serbatoio stesso. Miglioramenti di progetto e misure successive permisero di provare che la verniciatura non era necessaria, permettendo di risparmiare una frazione di peso apprezzabile, aumentando quindi il carico utile che è possibile portare in orbita.

Altre riduzioni di peso sono state ottenute eliminando alcune parti interne nel serbatoio dell'idrogeno che si sono mostrate non necessarie. Ne è risultato un modello di serbatoio esterno leggero che è stato poi adottato nella gran parte delle missioni dello Shuttle. Con il volo STS-91 si è visto l'impiego per la prima volta di un serbatoio esterno superleggero, realizzato con la lega alluminio-litio 2195, più leggero di 3,4 tonnellate rispetto all'ultima generazione di serbatoi leggeri. Poiché lo Shuttle non può volare senza equipaggio, tutti questi miglioramenti sono stati provati durante voli operativi.

Naturalmente, anche i razzi SRB sono stati migliorati. Va notata l'adozione di una terza tenuta ad o-ring nei giunti fra i segmenti in seguito all'incidente del Challenger.

Molti altri miglioramenti agli SRB erano stati pianificati per migliorare le prestazioni e la sicurezza, ma non sono mai stati messi in pratica; erano culminati nel progetto Advanced SRB, che avrebbe dovuto essere prodotto nella metà degli anni novanta, e che sarebbe stato notevolmente più semplice, economico e probabilmente più sicuro a fronte di prestazioni superiori, ma che è stato in seguito cancellato per tagliare i costi dopo che erano già stati investiti 2,2 miliardi di dollari. La cancellazione del progetto Advanced SRB ha portato allo sviluppo del serbatoio esterno superleggero, che dà una parte dell'aumento di carico utile senza miglioramenti dal punto di vista della sicurezza. Inoltre l'aeronautica ha sviluppato un proprio progetto di booster molto più leggero e in un singolo pezzo, ma anche questo è stato cancellato.

LANCIO

Tutte le missioni Shuttle sono lanciate dal Kennedy Space Center (KSC). Lo Shuttle Launch Weather Officer, il responsabile al monitoraggio delle condizioni meteorologiche, controlla la situazione per determinare se il lancio è possibile. In particolare, le condizioni devono essere accettabili anche in almeno un sito per l'atterraggio di emergenza, che viene chiamato Transatlantic Abort Landing site[1]. Sono disponibili diversi siti per l'atterraggio dello Shuttle. Le condizioni meteorologiche accettabili escludono: la presenza di fulmini poiché, nonostante lo Shuttle sia schermato elettricamente attraverso la sua superficie conduttrice (come avviene negli aerei di linea), durante il lancio la scia dei propulsori potrebbe fornire un percorso conduttivo del fulmine verso terra [2]. Inoltre non può essere effettuato il lancio se sono presenti dei Cumulonembi ad incudine (cumulonimbus incus) entro 10 miglia nautiche (18,52 km)[3].

Il giorno del lancio, dopo l'ultima pausa nel conteggio alla rovescia a T - 9 minuti, lo Shuttle inizia i preparativi finali. In questo periodo il conteggio viene controllato automaticamente tramite computer del centro di controllo lancio, da un software chiamato Ground Launch Sequencer. Esso arresta automaticamente il lancio se rileva un problema critico ad un qualunque sistema di bordo del velivolo.

A 16 secondi dal lancio, si attiva il sistema di soppressione del suono chiamato Sound Suppression System. Esso consiste nel riempimento della Mobile Launcher Platform con 1 100 m3 di acqua in modo da proteggere l'orbiter dall'energia acustica e dal riflesso dello scarico dei propulsori[4].

A 10 secondi dal lancio vengono attivati i sistemi di accensione dell'idrogeno sotto ognuno dei tre ugelli dei propulsori dello Shuttle, in modo da sopprimere eventuali gas stagnanti all'interno degli ugelli prima della partenza vera e propria. L'accumulo di questi gas potrebbe infatti provocare un'esplosione al momento dell'accensione. Viene iniziato, tramite le turbopompe dei propulsori principali, il caricamento della camera di combustione con idrogeno ed ossigeno liquidi.

A 6,6 secondi dal lancio vengono accesi i tre propulsori sull'orbiter, in modo sequenziale ad un intervallo di 120 ms. I computer dello Shuttle (GPC) controllano che i propulsori raggiungano il 90% della spinta nominale prima di iniziare l'orientamento finale degli ugelli nella configurazione di lancio[5]. Quando i tre propulsori si accendono, l'enorme calore dello scarico trasforma una grande quantità d'acqua del sistema di soppressione in vapore che si sprigiona dalla piattaforma di lancio. I tre propulsori devono raggiungere il 100% della spinta entro 3 secondi dall'accensione; se tutto procede come previsto, al momento del lancio vengono attivati i razzi a combustibile solido. Una volta accesi, essi non possono essere spenti. Quando anche gli SRB raggiungono una spinta stabile, delle cariche pirotecniche sono detonate attraverso un segnale radio controllato dai computer di bordo per liberare il velivolo dalla piattaforma di lancio[6]. All'accensione, i computer controllano l'accensione attraverso il software chiamato Master Events Controller.
Dopo l'avvio dei propulsori dell'Orbiter, ma mentre i booster sono ancora connessi alla piattaforma di lancio, la differenza di spinta dei tre propulsori provocano lo spostamento dell'intero gruppo di componenti (booster, sebatoio e orbiter) di 2 metri. Poco dopo aver superato la torre della piattaforma di lancio, lo Shuttle inizia una manovra di rotazione per impostare l'inclinazione orbitale. Il veicolo sale nell'atmosfera compiendo un arco, accelerando man mano che il peso dei booster e del serbatoio diminuiscono. Quando si trova in orbita ad una altezza di circa 380 km è di 7,68 km/s (27 650 km/h, circa Mach 23 a livello del mare).

Il punto, chiamato Max Q, è quello in cui lo Shuttle subisce la massima pressione aerodinamica, e per questo motivo la spinta dei tre propulsori è temporaneamente diminuita per evitare stress alla struttura, particolarmente vulnerabile in alcune zone come le ali. In questo punto avviene un fenomeno noto come singolarità di Prandtl-Glauert: il velivolo effettua la transizione a velocità supersonica e si formano delle nubi di condensazione attorno ad esso.

Dopo 126 secondi dal lancio i booster sono esauriti e vengono distaccati dal velivolo attraverso l'attivazione di cariche esplosive e dei piccoli razzi di separazione, che spingono i booster lontani dal resto del velivolo. Essi rientrano nell'atmosfera e sono rallentati da un sistema di paracadute fino all'ammaraggio nell'oceano. Lo Shuttle inizia ad accelerare verso l'orbita con i tre propulsori. A questo punto il velivolo ha un rapporto spinta-peso inferiore a 1 — ovvero i propulsori hanno spinta insufficiente per contrastare la forza di gravità e la velocità verticale diminuisce temporaneamente. Tuttavia, il peso del propellente diminuisce man mano che viene bruciato dai propulsori, quindi il rapporto spinta-peso torna ad essere maggiore di 1 e aumenta l'accelerazione dello Shuttle (sempre più leggero) verso l'orbita.

La traiettoria a questo punto è molto piatta e quasi orizzontale, utilizzando la spinta per accelerare orizzontalmente. A circa 5 minuti e 45 secondi dopo la partenza, l'orbiter ruota per orientare le antenne di comunicazione verso i satelliti.

Nelle ultime decine di secondi di spinta dei propulsori, la massa del velivolo è sufficientemente bassa da richiede la diminuzione della potenza di questi ultimi per limitare l'accelerazione a 3 g, per evitare un eccessivo stress fisico all'equipaggio.

I tre propulsori vengono spenti prima dell'esaurimento completo del carburante, poiché se fossero attivi in assenza di carburante si danneggerebbero gravemente. La quantità di ossigeno si esaurisce prima dell'idrogeno, poiché l'ossigeno liquido tende a reagire violentemente. Il serbatoio esterno viene rilasciato attraverso cariche esplosive. Esso precipita nell'atmosfera disintegrandosi nell'atmosfera, generalmente sopra l'Oceano Indiano. La distruzione è agevolata dalla presenza di idrogeno al suo interno, che lo fa letteralmente esplodere, in modo da limitare la grandezza dei frammenti in caduta.

L'orbiter attiva i propulsori Orbital maneuvering system (OMS) per sollevarsi maggiormente e distaccarsi dal serbatoio. Nelle missioni verso la stazione spaziale i propulsori di manovra vengono attivati quando i propulsori principali sono ancora in funzione. In questo modo l'orbiter è in un percorso che, nel caso di malfunzionamento dei propulsori, lo riporterebbe in un sentiero di ritorno verso la terra.

RIENTRO E ATTERRAGGIO

Quasi tutte le procedure di rientro atmosferico dello Shuttle sono controllate dai computer, anche se è sempre possibile accedere ai controlli manuali in caso di emergenza. L'avvicinamento e l'atterraggio possono essere controllate dal pilota automatico, ma normalmente sono effettuate dai piloti.

Il veicolo inizia il rientro attivando i propulsori OMS di manovra, mentre vola "sottosopra" e con la coda dell'orbiter in direzione del movimento. L'attivazione dura 3 minuti, e riduce la velocità dello Shuttle di circa 90 m/s. In questo modo lo Shuttle abbassa il suo perigeo verso l'atmosfera superiore. Successivamente ruota su se stesso, ponendo la prua verso l'alto.

La densità dell'aria inizia a manifestare i suoi effetti quando il velivolo si trova a 400.000 piedi (121.920 m) di altezza, e ha una velocità di 8,2 km/s (Mach 25). Il veicolo in quel momento è controllato dai propulsori del Reaction Control System e dalle superfici di volo, in modo da mantenere un assetto di 40°. Questa posizione produce un notevole attrito, che non solo rallenta l'orbiter fino a raggiungere una velocità di atterraggio e per diminuire il riscaldamento esterno. Inoltre, il veicolo effettua un percorso con curve a "S" con angolo di virata di 70°.

Il rapporto massimo di planata (rapporto resistenza-portanza) muta considerevolmente con la velocità, passando da 1:1 a velocità ipersoniche, 2:1 a velocità supersoniche fino a raggiungere 4.5:1 in volo subsonico durante l'avvicinamento e l'atterraggio[7].

Nell'atmosfera inferiore l'orbiter si sposta come un "aliante", tranne per la velocità di discesa considerevolmente più elevata (50 m/s).

Quando ha rallentato a circa Mach 3, vengono attivate due sonde sulla parte destra e sinistra della fusoliera inferiore dell'orbiter, per misurare la pressione atmosferica in relazione al movimento del veicolo.

Quando inizia la fase di avvicinamento e atterraggio, l'orbiter si trova a 3 000 m di altezza e ad una distanza di 12 km dalla pista. I piloti applicano i freni aerodinamici per rallentare il velivolo da 682 km/h a circa 346 km/h (velocità finale di atterraggio). Il carrello di atterraggio viene fatto scendere quando l'orbiter si muove a 430 km/h. Quando le ruote toccano la pista, per aiutare i freni, viene dispiegato un paracadute che si distacca quando ha rallentato l'orbiter a circa 110 km/h.

Dopo l'atterraggio, il veicolo si arresta sulla pista per diversi minuti in modo da disperdere i velenosi vapori di idrazina, utilizzata come carburante sia nel reaction control system che nelle tre auxiliary power unit. Inoltre è necessario attendere un certo periodo di tempo per far raffreddare la fusoliera esterna prima di poter far scendere gli astronauti.

LO SHUTTLE IN RETROSPETTIVA

Al successo dello shuttle come veicolo di lancio non è corrisposto un ugual successo nel ridurre i costi di lancio, che ammontano a circa 500 milioni di dollari per lancio invece dei previsti 10-20 milioni.

La missione originale dello Shuttle è di operare ad alta quota al minor costo e maggior livello di sicurezza possibile, consentendo un notevole miglioramento rispetto alla precedente generazione di capsule spaziali non riutilizzabili con e senza equipaggio. Ma pur essendo il primo sistema di lancio riutilizzabile operativo al mondo, il progetto può essere considerato piuttosto fallimentare, per non aver apportato i miglioramenti pianificati. Benché il progetto fosse radicalmente diverso da quello iniziale, si pensò che potesse soddisfare le richieste dell'Aeronautica americana riducendo al contempo i costi, ma si verificarono dei problemi. Uno di questi è stata l'inflazione, molto elevata durante gli anni settanta, che ha comportato un aumento dei costi del 200% nel decennio, rispetto ad un aumento del 34% tra il 1990 e il 2000. L'effetto sulla crescita dei costi di sviluppo dello Shuttle è evidente. Però l'inflazione non spiega per intero il livello effettivo dei costi di gestione. Anche tenuto conto dell'inflazione, infatti, ogni lancio dello Shuttle dovrebbe costare oggi 100 milioni di dollari. La spiegazione sta nei dettagli operativi collegati alla manutenzione e all'assistenza della flotta di Shuttle, che si sono rivelati enormemente più costosi del previsto.

Lo Shuttle viene concepito per operare come un aereo di linea, nella fase finale di rientro. Dopo l'atterraggio l'Orbiter deve essere controllato e poi riunito al resto del sistema (ET e SRB) e dovrebbe essere pronto a un nuovo lancio nel giro di due settimane. Invece questo processo dura mesi a causa di più severi standard di manutenzione, richiesti dopo la perdita del Challenger, che impongono continui aggiornamenti nel processo di controllo.

Ora anche i compiti più semplici richiedono quantità incredibili di documentazione. Questa documentazione si rende necessaria per il fatto che lo Space Shuttle è dotato di equipaggio e non ha sistemi di fuga, perciò ogni incidente che causasse una perdita di uno dei booster causerebbe anche la morte dell'equipaggio, il che è ovviamente inaccettabile. Di conseguenza l'obiettivo principale del programma Shuttle è riportare l'equipaggio sulla Terra in condizioni di sicurezza, cosa che contrasta con gli altri obiettivi, e in particolare quello di mantenere bassi i costi. Inoltre, poiché ci sono casi in cui non si può terminare prematuramente la missione in modo controllato, esistono tipologie di guasti che non ci si può permettere diventino critici; quindi molti componenti devono semplicemente funzionare alla perfezione, e quindi devono essere ispezionati accuratamente prima di ciascun volo. Il risultato è che le ore di lavoro necessarie per un volo sono aumentate in modo massiccio; 25.000 persone lavorano alle operazioni dello shuttle (e questo dato potrebbe non essere del tutto aggiornato). I progettisti per il futuro sono orientati verso sistemi a un solo stadio, verifiche di idoneità al volo automatiche, e, in alcuni casi, sistemi a bassa tecnologia sovradimensionati per aumentarne la durata.

L'aspetto peggiore della storia del sistema shuttle è il ruolo dell'Aeronautica. Sebbene debba essere considerata responsabile la NASA per aver promosso il coinvolgimento dell'Aeronautica, è stata quest'ultima che ha richiesto le prestazioni che hanno portato il sistema alla complessità e al costo attuale. Ironicamente, né la NASA né l'aeronautica hanno ottenuto il sistema che volevano (o di cui avevano bisogno) e l'Aeronautica a un certo punto ha gettato la spugna ed è ritornata al suo vecchio sistema di lanciatori, abbandonando anche il progetto del lanciatore riutilizzabile Vandenburg.

Le prestazioni che hanno più pesato nel rendere zoppicante il sistema shuttle (carico utile da 29 tonnellate; stiva per il carico utile di grande capacità; estensione operativa di 1600 km) in effetti non sono mai state utilizzate, con l'eccezione della stiva per il carico utile.

IL SOSTITUTO DELLO SHUTTLE

L'uso dei tre Shuttle rimasti in attività dovrebbe terminare nel 2010 quando la Stazione Spaziale Internazionale sarà completata. Pochi anni dopo inizieranno i primi voli della nuova navicella Orion assieme ai nuovi vettori Ares I e Ares V del Programma Constellation. Questa nuova generazione di velivoli permetterà agli astronauti di giungere sulla Stazione Spaziale Internazionale e riprendere l'esplorazione umana della Luna, fino eventualmente a giungere su Marte. Uno Space Shuttle è destinato all'esposizione al National Air and Space Museum di Washington D.C., mentre è stata ipotizzata la vendita degli altri orbiter[9].

Il destino del sole.

2009-07-24T14:17:00.000-07:00

Ci sono stelle che muoiono scuotendo con un'immane esplosione la galassia che le ospita. Ci sono stelle più discrete, che esalano silenziosamente il loro ultimo respiro.
Il Sole è tra queste. Essendo ben lontana dal valore di massa che potrebbe innescare l'esplosione di supernova, la nostra stella, dopo essersi spogliata dell'atmosfera, metterà a nudo il suo nucleo, piccolo come un pianeta, e inizierà la sua lunga agonia di nana bianca. Le nane bianche hanno fatto il loro ingresso in sordina nel mondo dell'astronomia solo nel 1844 quando Friedrich Bessel, studiando in dettaglio il moto proprio della brillante Sino (1a "stella del Cane"), scoprì che in realtà si trattava di un sistema binario la cui seconda componente (chiamata Sino B e da alcuni soprannominata il "cucciolo") non risultava visibile, seppure avesse massa paragonabile. Solo nel 1862 Alvan Clark usando particolari accorgimenti riuscì a vedere la debole compagna, la cui luminosità risultò essere diecimila volte inferiore quella dì Sirio stessa. Fin qui niente di strano, finche nel 1914 Walter Adams, studiando lo spettro di Sino B, scopri che si trattava di una stella "bianca", cioè con una temperatura superficiale piuttosto elevata: ben 8000 Kelvin (contro i circa 6000 K del Sole) rilascia da ogni metro quadrato circa il triplo dell'energia che Sole emette dalla stessa superficie. Eppure la luminosità totale molto bassa. Tutti i fatti potevano essere conciliati tra loro solo supponendo che le dimensione di Sino B fossero molto piccole una vera "nana stellare". Sirio è infatti il prototipo di quegli astri che sono detti nane bianche. Nel 1926 Sir Arthur Eddington scriveva: "Abbiamo una stella ( massa circa uguale a quella del Sole e di raggio molto più piccolo di quello di Urano", per cui la densità di Sino B risultava essre dell'ordine di migliaia di chili per centimetro cubo - si ricorda che la densità media del Sole di circa un grammo per centimetro cubo. I tempi non erano ancora maturi per risolvere il mistero delle nane bianche: fu necessario infatti arrivare prima ad una compressione del comportamento del materia in condizioni di altissima densità e studiare cosa succede nelle ultime fasi di vita una stella, quando il suo combustibile nucleare si esaurisce.
Tra cinque miliardi di anni
Una stella passa la maggior parte della sua vita a soddisfare il delicato equilibrio tra la spinta gravitazionale verso il centro dei suoi stessi strati, che cerca comprimerla, e la pressione del gas nel suo interno, che vi si o pone, proveniente dal tremendo calore generato dalle reazioni nucleari. La principale reazione nucleare è il bruciamento di idrogeno in elio. Per una stella come il nostro Sole, si ritiene che tra cinque miliardi di anni tutto il suo nucleo di idrogeno si sarà trasformato in elio. Allora inizia una vita frenetica. Dapprima il nucleo, non più in grado mantenere il delicato equilibrio si contrarrà; in tal modo la si temperatura aumenta e questo permette l'innesco delle reazioni nucleari dell'idrogeno anche in un piccolo strato attorno al nucleo inerte di elio. Nello stesso tempo gli strati stellari esterni si espandono enormemente e la stella diviene una gigante rossa, con un raggio tale da raggiungere l'orbita terrestre: Mercurio e Venere spariranno in questa fase, vaporizzando nella caduta verso il Sole. In seguito, il nucleo diviene così caldo, circa cento milioni di gradi, da innescare le reazioni nucleari dell'elio, che fonde per dare origine a carbonio e ossigeno. Anche l'elio centrale tuttavia è destinato ad esaurirsi. Per una stella come il Sole, l'evoluzione successiva consiste nell'accensione delle reazioni dell'elio anche in un guscio intorno al nucleo, nella espansione a supergigante rossa, con un diametro pari all'orbita di Marte, e infine nell'espulsione degli strati esterni che danno origine ad una nebulosa planetaria, mentre quelle che resta del nucleo si trasforma in una nana bianca.
Elettroni degeneri
La nana bianca è una gtella che non ha più fonti di energia nucleare. Essa è tuttavia ancora capace di bilanciare la forza gravitazionale che la comprime in quanto gli elettroni, strappati da loro atomi di origine, in queste condizioni estreme di densità, entrano in uno stato noto come "gas degenere" (il termine non ha nulla a che vedere con la morale : gli elettroni non ne hanno !). In parole povere, gli elettroni sono impacchettati l'uno contro l'altro che reagiscono opponendo una pressione "quantistica" alla gravità che li opprime. Questa "pressione di degenerazione" si può dimostrare che non dipende dalla temperatura ma solo dalla densità del gas di elettroni. Grazie ad essa viene impedito l'ulteriore collasso della nana bianca. Questa, essendo un corpo caldo, continuerà ad irraggiare e quindi a raffreddarsi. Il nostro Sole perderà così energia nello spazio per miliardi di anni sparendo lentamente alla vista dei futuri abitatori della Galassia, fino a trasformarsi lentamente in una fredda "nana nera". Dei pianeti del Sistema Solare forse sopravviveranno solo quelli più esterni, trasformati ancor più in mondi inerti dominati dal gelo.

Marte, stiamo arrivando!

2009-07-24T00:31:00.000-07:00

di Gigi Donelli

Mentre si avvicina il primo test di lancio per la nuova generazione di lanciatori Ares-1, previsto entro la fine dell'estate, l'amministrazione spaziale americana torna a parlare di Marte e dell'esplorazione umana. Lo fa attraverso Charles Bolden Jr., il primo capo afro-americano della Nasa, ex astronauta con 680 ore in orbita alle spalle. Bolden vuole accelerare l'arrivo dell'uomo su Marte e in un'intervista all'Associated Press, l'ex generale dei Marines in pensione è stato esplicito: ''Sarei incredibilmente dispiaciuto se nell'arco della mia vita non riuscissi a vedere l'uomo approdare su Marte, o anche oltre Marte''. Bolden, 62 anni, numero uno dell'agenzia spaziale dal 15 luglio scorso, è convinto che l'obiettivo possa essere raggiunto. L'amministrazione Bush aveva proposto un ritorno sulla Luna entro il 2020, seguito eventualmente da un viaggio su Marte nell'arco dei due decenni successivi. Bolden intende velocizzare i tempi: ''Non è possibile andare avanti di questo passo'' ha dichiarato Bolden auspicando un'accelerazione dei progetti. Il capo dell'agenzia spaziale ha anche espresso la volontà che la Stazione spaziale internazionale (SSI) continui ad esistere anche dopo il 2016, anno previsto dai programmi della amministrazione Bush per il suo abbandono. ''La stazione spaziale è un elemento prezioso che deve essere preservato'', ha aggiunto Bolden definendolo un elemento essenziale per continuare ad alimentare ''il desiderio dell'uomo di lasciare il pianeta e andare oltre l'orbita terrestre''.

Il sole 24 ore

Nettuno, il gigante freddo pianeta

2009-07-23T13:13:00.000-07:00

Nettuno è l'ottavo e più lontano pianeta del Sistema solare, partendo dal Sole. Si tratta del quarto pianeta più grande, considerando il suo diametro, e addirittura il terzo se si considera la sua massa. Nettuno ha 17 volte la massa della Terra ed è leggermente più massiccio del suo quasi-gemello Urano, la cui massa è uguale a 15 masse terrestri, ma è meno denso di Nettuno.[8] Il nome del pianeta è dedicato al dio romano del mare; il suo simbolo è , una versione stilizzata del tridente di Nettuno.

Scoperto la sera del 23 settembre 1846 da Johann Gottfried Galle con il telescopio dell'Osservatorio astronomico di Berlino, e Heinrich Louis d'Arrest, uno studente di astronomia che lo assisteva, [1] Nettuno fu il primo pianeta ad essere stato trovato tramite dei calcoli matematici più che attraverso delle regolari osservazioni: dei cambiamenti insoliti nell'orbita di Urano lasciarono credere agli astronomi che vi fosse al di là un pianeta sconosciuto che ne perturbasse l'orbita. Il pianeta fu scoperto entro appena un grado dal punto predetto. La luna Tritone fu individuata poco dopo, ma nessun altro dei 12 satelliti naturali di Nettuno fu scoperto prima del XX secolo. Il pianeta è stato visitato da una sola sonda spaziale, la Voyager 2 che transitò vicino ad esso il 25 agosto 1989.

Nettuno ha una composizione simile a quella di Urano ed entrambi hanno composizioni differenti da quelle dei più grandi pianeti gassosi Giove e Saturno. A causa di ciò talvolta gli astronomi collocano questi due pianeti "minori" in una categoria separata, i cosiddetti "giganti ghiacciati". L'atmosfera di Nettuno, sebbene sia simile a quella di Giove e Saturno, essendo composta principalmente da idrogeno ed elio, possiede anche delle maggiori proporzioni di "ghiacci", come acqua, ammoniaca e metano, assieme a tracce di idrocarburi e forse azoto.[9] In contrasto, l'interno del pianeta è composto essenzialmente da ghiacci e rocce come il suo simile Urano.[10] Le tracce di metano presenti negli strati più esterni dell'atmosfera contribuiscono a conferire al pianeta Nettuno il suo caratteristico colore azzurro intenso.[11]

Nettuno possiede i venti più forti di ogni altro pianeta nel Sistema Solare: sono state misurate raffiche a velocità superiori ai 2100 km/h.[12] All'epoca del sorvolo da parte della Voyager 2, nel 1989, l'emisfero sud del pianeta possedeva una Grande Macchia Scura, comparabile con la Grande Macchia Rossa di Giove; la temperatura delle nubi più alte di Nettuno era di circa -218°C, una delle più fredde del Sistema solare, a causa della grande distanza dal Sole. La temperatura al centro del pianeta è di circa 7×103 °C (circa 7×103 K), comparabile con la temperatura superficiale del Sole e simile a quella del nucleo di molti altri pianeti conosciuti. Il pianeta possiede inoltre un debole e frammentario sistema di anelli, scoperto negli anni sessanta ma confermato solo dalla Voyager 2.[13]

OSSERVAZIONI DA TERRA

Nettuno è invisibile ad occhio nudo da Terra; la sua magnitudine apparente, sempre compresa fra la 7,7 e la 8,0, necessita almeno di un binocolo per permettere l'individuazione del pianeta.[7][4]

Visto attraverso un grande telescopio, Nettuno appare come un piccolo disco bluastro dal diametro apparente di 2,2–2,4 secondi d'arco.[4][7], simile nell'aspetto ad Urano. Il colore è dovuto alla presenza di metano nell'atmosfera nettuniana, in ragione del 2%. Si è avuto un netto miglioramento nello studio visuale del pianeta da Terra con l'avvento del Telescopio spaziale Hubble [14] e dei grandi telescopi a terra con ottiche adattive.[15] Le immagini migliori ottenibili da Terra permettono oggi di individuarne le formazioni nuvolose più pronunciate e le regioni polari, più chiare del resto dell'atmosfera. Con strumenti meno precisi è impossibile individuare qualsiasi formazione superficiale del pianeta, ed è preferibile dedicarsi alla ricerca del suo satellite principale, Tritone.

Ad osservazioni nelle frequenze radio, Nettuno appare essere la sorgente di due emissioni: una continuata e piuttosto debole, l'altra irregolare e più energetica. Gli studiosi ritengono che entrambe sono generate dal campo magnetico rotante del pianeta.[16] Le osservazioni nell'infrarosso esaltano le formazioni nuvolose del pianeta, che brillano luminose sullo sfondo più freddo, e permettono di determinarne agevolmente le forme e le dimensioni.[17]

Fra il 2010 ed il 2011 Nettuno completerà la sua prima orbita attorno al Sole dal 1846, quando venne scoperto da Johann Galle, e sarà quindi osservabile in prossimità delle coordinate a cui è stato scoperto.[18]

MISSIONI SPAZIALI

L'unica sonda spaziale ad aver visitato Nettuno è stata la Voyager 2, nel 1989; con un sorvolo ravvicinato del pianeta la Voyager ha permesso di individuarne le principali formazioni atmosferiche, alcuni anelli e numerosi satelliti. Il 25 agosto 1989 la sonda ha sorvolato il polo nord di Nettuno ad una quota di 4950 km, per poi dirigersi verso Tritone, il satellite maggiore, raggiungendo una distanza minima di circa 40 000 km.

Dopo le ultime misure scientifiche, condotte durante la fase di allontanamento dal gigante gassoso, il 2 ottobre 1989 tutti gli strumenti della sonda sono stati spenti, lasciando in funzione solamente lo spettrometro ultravioletto. Voyager 2 iniziava così una lunga marcia verso lo spazio interstellare, alla velocità di 470 milioni di chilometri all'anno; l'inclinazione della sua traiettoria rispetto all'eclittica è di circa 48°. Si ritiene che, al ritmo attuale, Voyager 2 raggiungerà il sistema di Sirio nell'anno 358 000.

Sono allo studio da parte della NASA due possibili missioni: un orbiter, il cui lancio non è previsto prima del 2040 [43], ed una sonda che effettuerebbe un fly-by del pianeta per proseguire poi verso due o tre oggetti della fascia di Kuiper, il cui lancio potrebbe avvenire nel 2019 [44][45].

PARAMETRI ORBITALI

Il pianeta compie una rivoluzione attorno al Sole in circa 164,79 anni.[3] Con una massa pari a circa 17 volte quella terrestre ed una densità media di 1,64 volte quella dell'acqua, Nettuno è il più piccolo e più denso fra i pianeti giganti del sistema solare. Il suo raggio equatoriale, ponendo lo zero altimetrico alla quota in cui la pressione atmosferica vale 1000 hPa, è di 24 764 km.

L'orbita di Nettuno è caratterizzata da un'inclinazione di 1,77° rispetto al piano dell'eclittica e da un'eccentricità di 0,011. In conseguenza di ciò, la distanza tra Nettuno ed il Sole varia di 101 milioni di km tra perielio ed afelio, i punti dell'orbita in cui il pianeta è rispettivamente più vicino e più lontano al Sole.[2]

Nettuno compie una rotazione completa intorno al proprio asse in circa 16,11 ore. L'asse è inclinato di 28,32° rispetto al piano orbitale,[46] valore simile all'angolo d'inclinazione dell'asse della Terra (23°) e di Marte (25°). Di conseguenza, i tre pianeti sperimentano cambiamenti stagionali simili. Tuttavia, il lungo periodo orbitale implica che su Nettuno ciascuna stagione ha una durata di circa quaranta anni terrestri.[47]

Poiché Nettuno non è un corpo solido, la sua atmosfera presenta una rotazione differenziale: le ampie fasce equatoriali ruotano con un periodo di circa 18 ore, inferiore al periodo di rotazione del campo magnetico del pianeta che è pari a 16,1 ore; le regioni polari invece completano una rotazione in 12 ore. Nettuno presenta la rotazione differenziale più marcata del sistema solare,[48] che origina forti venti longitudinali.[49]

FORMAZIONE

La formazione dei giganti ghiacciati, Nettuno e Urano, è difficile da spiegare con precisione; i modelli correnti suggeriscono che la densità di materia delle regioni più esterne del Sistema solare fosse troppo bassa per formare dei corpi così grandi tramite il metodo tradizionalmente accettato dell'accrezione e sono state avanzate varie ipotesi per spiegare la loro evoluzione. Una è quella secondo cui i giganti ghiacciati non si sono formati tramite l'accrezione del nucleo, ma dalle instabilità dell'originario disco protoplanetario, ed in seguito la loro atmosfera sarebbe stata spazzata via dalle radiazioni di una stella massiccia di classe spettrale O o B molto vicina.[57] Un concetto alternativo è quello secondo cui si formarono più vicini al Sole, dove la densità di materia era più elevata, e poi migrarono verso le attuali orbite.[58]

L'ipotesi della migrazione è favorita dalla sua caratteristica di poter spiegare le attuali risonanze orbitali nella Fascia di Kuiper, in particolare la risonanza 2/5. Come Nettuno migrò verso l'esterno, si scontrò con gli oggetti della proto-fascia di Kuiper, creando nuove risonanze e mandando in caos le altre orbite; gli oggetti nel disco diffuso si crede che siano stati spinti nelle attuali posizioni da interazioni con le risonanze create dalla migrazione di Nettuno.[59] Un modello al computer elaborato nel 2004 da Alessandro Morbidelli dell'Observatoire de la Côte d'Azur a Nizza suggerì che la migrazione di Nettuno nella Fascia di Kuiper potrebbe essere stata provocata dalla formazione di una risonanza 1/2 nelle orbite di Giove e Saturno, che creò una spinta gravitazionale che mandò sia Urano che Nettuno verso orbite più alte causando così il loro spostamento. L'espulsione risultante di oggetti dalla proto-fascia di Kuiper potrebbe anche spiegare l'intenso bombardamento tardivo avvenuto circa 600 milioni di anni dopo la formazione del Sistema solare e la comparsa degli asteroidi Troiani.[60]

MASSA E DIMENSIONI

Con una massa di 1,0243x1026 kg,[4] Nettuno è un corpo intermedio fra la Terra ed i grandi giganti gassosi: la sua massa è diciassette volte quella della Terra, ma è appena un diciannovesimo di quella di Giove.[8] Il raggio equatoriale del pianeta è di 24,764 km,[5] ossia circa quattro volte maggiore di quello della Terra. Nettuno e Urano sono spesso considerati come una sottoclasse di giganti, chiamata "giganti ghiacciati", a causa delle loro dimensioni inferiori e alla più alta concentrazione di sostanze volatili rispetto a Giove e Saturno.[61] Nella ricerca di pianeti extrasolari Nettuno è stato usato come termine di paragone: i pianeti scoperti con una massa simile sono detti infatti "pianeti nettuniani",[62] così come gli astronomi si riferiscono ai vari "pianeti gioviani".

GEOLOGIA

La struttura interna di Nettuno ricorda quella di Urano; la sua atmosfera forma circa il 5-10% della massa del pianeta, estendendosi dal 10 al 20% del suo raggio, dove raggiunge pressioni di circa 10 gigapascal. Nelle regioni più profonde sono state trovate delle concentrazioni crescenti di metano, ammoniaca e acqua.[63]
Gradualmente questa regione più calda e oscura condensa in un mantello liquido surriscaldato, dove le temperature raggiungono valori compresi fra i 2000 K ed i 5000 K; il mantello possiede una massa di 10-15 masse terrestri ed è ricco di acqua, ammoniaca, metano ed altre sostanze.[1] Come è solito nelle scienze planetarie, questa mistura è chiamata "ghiacciata", sebbene sia in realtà un fluido caldo e molto denso; questo fluido, che possiede un'elevata conducibilità elettrica, è talvolta chiamato "oceano di acqua e ammoniaca".[64] Alla profondità di 7000 km, lo scenario potrebbero essere quello in cui il metano si decompone in cristalli di diamante e precipita verso il centro.[65]

Il nucleo planetario di Nettuno è composto da ferro, nichel e silicati; i modelli forniscono una massa di circa 1,2 masse terrestri.[66] La pressione del nucleo è di 7 megabar, milioni di volte superiore a quella della superficie terrestre, e la temperatura potrebbe essere sui 5400 K.[63][67]

Le maggiori variazioni climatiche di Nettuno, comparate con quelle di Urano, si crede siano dovute in parte al suo calore interno più elevato.[68] Sebbene Nettuno sia distante dal Sole una volta e mezzo in più rispetto a Urano e riceva quindi solo il 40% della quantità di luce,[9] la superficie dei due pianeti è grosso modo uguale.[68] Le regioni più superficiali della troposfera di Nettuno raggiungono la bassa temperatura di -221,4 °C; alla profondità in cui la pressione atmosferica è pari a 1 bar, la temperatura è di -201,15 °C.[69] In profondità nello strato di gas, tuttavia, la temperatura sale costantemente; così come Urano, la sorgente di questo riscaldamento è sconosciuta, ma la discrepanza è maggiore: Urano irradia solo 1,1 volte la quantità di energia che riceve dal Sole, [70] mentre Nettuno ne irradia 2,61 volte tanto, indicando che la sua sorgente interna di calore genera il 161% in più dell'energia ricevuta dal Sole.[71] Nettuno è il pianeta del Sistema solare più lontano dal Sole, ma la sua sorgente interna di energia è sufficiente per causare i venti planetari più veloci visti in tutto il Sistema solare stesso. Sono state suggerite alcune possibili spiegazioni, fra le quali il calore radiogenico proveniente dal nucleo del pianeta,[72] la dissociazione del metano in catene di idrocarburi sotto elevate pressioni atmosferiche, [73][72] e i moti convettivi della bassa atmosfera che causano onde di gravità che si dissolvono sopra la tropopausa.[74][75]

ATMOSFERA

Ad alta quota, l'atmosfera di Nettuno è formata all'80% da idrogeno e al 19% da elio,[63] più delle tracce di metano. Notevoli bande di assorbimento del metano si trovano vicino alla lunghezza d'onda dei 600 nm, nella parte rossa ed infrarossa dello spettro. Così come Urano, quest'assorbimento della luce rossa da parte del metano atmosferico contribuisce a conferire a Nettuno il suo caratteristico colore azzurro intenso,[76] sebbene il colore azzurro differisca dal più tenue acquamarina tipico di Urano. Dato che la quantità di metano contenuta nell'atmosfera di Nettuno è simile a quella di Urano, ci dev'essere qualche altra sostanza non conosciuta che contribuisca in modo determinante a conferire questa tonalità così intensa al pianeta.[11]

L'atmosfera di Nettuno è suddivisa in due regioni principali: la bassa troposfera, dove la temperatura decresce con l'altitudine, e la stratosfera, dove la temperatura aumenta con l'altitudine; il confine fra le due, la tropopausa si trova a circa 0,1 bar.[9] La stratosfera dunque è seguita dalla termosfera alla pressione inferiore a 10−4–10−5 microbar.[9] L'atmosfera sfuma gradualmente verso l'esosfera.
I modelli suggeriscono che la troposfera di Nettuno sia attraversata da nubi di varia composizione a seconda dell'altitudine; il livello superiore di nubi si trova a pressioni inferiori a 1 bar, dove la temperatura è adatta alla condensazione del metano. Con pressioni fra 1 e 5 bar si crede si formino nubi di ammoniaca e acido solfidrico; oltre i 5 bar di pressione, le nubi potrebbero essere costituite da ammoniaca, solfato d'ammonio ed acqua. Le nubi più profonde di ghiaccio d'acqua potrebbero formarsi a pressioni attorno ai 50 bar, dove la temperatura raggiunge i 0 °C. Sotto ancora, si potrebbero trovare delle nubi di ammoniaca e acido solfidrico.[16]

Sono state osservate nubi d'alta quota su Nettuno che formano delle ombre sopra l'opaco manto nuvoloso sottostante. Ci sono anche delle bande di nubi d'alta quota che circondano il pianeta a latitudini costanti; queste bande disposte a circonferenza hanno degli spessori di 50-150 km e si trovano a circa 50-110 km sopra il manto nuvoloso sottostante.[49]

Lo spettro di Nettuno suggerisce che i suoi strati atmosferici inferiori siano nebbiosi a causa della concentrazione di prodotti della fotolisi ultravioletta del metano, come etano e acetilene;[63][9] l'atmosfera contiene anche tracce di monossido di carbonio e acido cianidrico.[9][77] La stratosfera del pianeta è più tiepida di quella di Urano a causa dell'elevata concentrazione di idrocarburi.[9]

Per ragioni ancora non conosciute, la termosfera planetaria possiede una temperatura insolitamente alta, pari a circa 750 K.[78][79] Il pianeta è troppo lontano dal Sole perché il calore sia generato dalla radiazione ultravioletta; una possibilità per spiegare il meccanismo di riscaldamento è l'interazione atmosferica fra ioni nel campo magnetico del pianeta. Un'altre possibile causa è data dalle onde di gravità dall'interno che si disperdono nell'atmosfera. La termosfera contiene tracce di diossido di carbonio ed acqua, che potrebbero provenire da sorgenti esterne, come meteoriti e polveri.[16][77]

METEOROLOGIA

Una differenza fra Nettuno e Urano è il livello tipico di attività meteorologica; quando la sonda spaziale Voyager 2 sorvolò Urano, nel 1986, questo pianeta era visivamente privo di attività atmosferica. In contrasto, Nettuno mostrava notevoli fenomeni climatici durante il sorvolo della sonda, avvenuto nel 1989.[80]
Il tempo meteorologico di Nettuno è caratterizzato da sistemi tempestosi estremamente dinamici, con venti che raggiungono la velocità quasi supersonica di 600 m/s.[82] Più tipicamente, tracciando il movimento delle nubi persistenti, la velocità del vento sembra variare dai 20 m/s in direzione est fino ai 235 m/s in direzione ovest.[83] Sulla cima delle nubi, i venti predominanti variano in velocità dai 400 m/s lungo l'equatore ai 250 m/s sui poli.[16] Molti dei venti di Nettuno si muovono in direzione opposta rispetto alla rotazione del pianeta.[84] Il livello generale dei venti mostra una rotazione prograda alle alte latitudini e retrograda alle basse latitudini; la differenza della direzione dei flussi ventosi si crede sia un effetto superficiale e non dovuto ad alcun processo atmosferico più profondo.[9] A 70° S di longitudine, un getto ad alta velocità viaggia a 300 m s−1.[9]

L'abbondanza di metano, etano e acetilene all'equatore di Nettuno è 10–100 volte superiore di quella dei poli; ciò è interpretato come un'evidenza della presenza di fenomeni di risalita all'equatore e di subsidenza verso i poli.[9]

Nel 2007 fu scoperto che gli strati superiori della troposfera del polo sud di Nettuno erano di circa 10 °C più tiepidi che nel resto del pianeta, con una media di circa -200 °C.[85] Il differenziale di calore è sufficiente per consentire al gas metano, che in altri punti si gela nell'alta atmosfera del pianeta, di essere espulso verso lo spazio. Il relativo "hot spot" è dovuto all'inclinazione dell'asse di Nettuno, che ha esposto il polo sud al Sole per l'ultimo quarto di anno nettuniano, pari a circa 40 anni terrestri; similmente a come avviene nella Terra, l'alternanza delle stagioni farà in modo che il polo esposto al Sole sarà in seguito il polo nord, causando così il riscaldamento e la successiva emissione di metano dall'atmosfera in quest'ultimo polo.[86]

A causa del cambiamento stagionale, le bande di nubi dell'emisfero sud di Nettuno sono aumentate in dimensioni e albedo; questo processo fu osservato inizialmente nel 1980 e ci si aspetta che finirà attorno al 2020. Il lungo periodo orbitale di Nettuno causa un alternarsi stagionale in quarant'anni.[47]

Nel 1989 fu scoperta dalla sonda Voyager 2 la Grande Macchia Scura, un sistema di tempeste anticiclonico delle dimensioni di 13000 × 6600 km,[80] La tempesta ricordò la Grande Macchia Rossa di Giove; tuttavia, il 2 novembre 1994, il Telescopio Spaziale Hubble non riuscì ad osservare questa macchia scura sul pianeta. Al suo posto, apparve una nuova tempesta simile alla Grande Macchia Scura nell'emisfero nord.[87]

Lo "Scooter" è un'altra tempesta, una nube bianca posta più a sud della Grande Macchia Scura; il suo nome deriva dal fatto che quando fu osservata per la prima volta nel mese precedente al sorvolo della sonda Voyager 2, si muoveva più velocemente della Grande Macchia Scura.[84] Immagini successive rivelarono delle nubi più rapide. La Piccola Macchia Scura è invece una tempesta ciclonica meridionale, la seconda tempesta più potente osservata durante il transito del 1989; inizialmente era completamente scura, ma come la sonda si avvicinò iniziò a mostrarsi una macchia più chiara, visibile in tutte le immagini ad alta risoluzione.[88]

Le macchie scure di Nettuno si crede siano apparse nella troposfera ad altezze inferiori rispetto alle nubi più bianche e luminose del pianeta,[89] così appaiono come dei buchi nello strato di nubi sovrastante; dal momento che sono delle strutture stabili che possono persistere per diversi mesi, si crede che siano delle strutture a vortice.[49] Spesso nei pressi di queste strutture si trovano delle nubi di metano più brillanti e persistenti, che si formano presumibilmente all'altezza della tropopausa.[90]

La persistenza di nubi compagne mostra che alcune macchie oscure continuano ad esistere come cicloni, sebbene non siano più visibili come punti scuri; le macchie scure potrebbero anche dissiparsi quando migrano troppo vicino all'equatore, oppure tramite degli altri meccanismi non conosciuti.[91]

ANELLI PLANETARI

Nettuno ha un sistema di anelli planetari, uno dei più sottili del Sistema solare; gli anelli potrebbero consistere di particelle legate con silicati o materiali composti da carbonio, che conferisce loro un colore tendente al rossastro.[95] In aggiunta al sottile Anello Adams, a 63000 km dal centro del pianeta, si trova l'Anello Leverrier, a 53000 km, ed il suo più vasto e più debole Anello Galle, a 42000 km. Un'estensione più lontana di quest'ultimo anello è stata chiamata Lassell; è legata al suo bordo più esterno dall'Anello Arago, a 57000 km.[96]

Il primo di questi anelli planetari fu scoperto nel 1968 da un gruppo di ricerca guidato da Edward Guinan,[13][97] ma si era in seguito pensato che quest'anello potesse essere incompleto.[98] Evidenze che l'anello avrebbe avuto delle interruzioni giunsero durante un'occultazione stellare nel 1984 quando gli anelli oscurarono una stella in immersione ma non in emersione.[99] Immagini della sonda Voyager 2 prese nel 1989 mostrarono invece che gli anelli di Nettuno erano molteplici; questi anelli hanno una struttura a gruppi,[100] la cui causa non è ben compresa ma che potrebbe essere dovuta all'interazione gravitazionale con le piccole lune in orbita nei pressi.[101]

L'anello più interno, Adams, contiene cinque archi maggiori chiamati Courage, Liberté, Egalité 1, Egalité 2, and Fraternité.[102] L'esistenza degli archi è stata difficile da spiegare poiché le leggi del moto predirrebbero che gli archi verrebbero dispersi in un anello uniforme in una scala temporale molto breve. Gli astronomi ritengono che gli archi siano rinchiusi entro le loro forme attuali a causa degli effetti gravitazionali di Galatea, una luna posta all'interno dell'anello.[103][104]

Osservazioni condotte da Terra annunciate nel 2005 sembravano mostrare che gli anelli di Nettuno sono molto più instabili di quanto in precedenza creduto. Immagini prese con i Telescopi Keck nel 2002 e 2003 mostrano un decadimento considerevole negli anelli quando vengono comparati con le immagini prese dalla Voyager 2; in particolare, sembra che l'arco Liberté potrebbe dissolversi entro la fine del XXI secolo.[105]

SATELLITI NATURALI
Nettuno possiede tredici satelliti naturali conosciuti, il maggiore dei quali è Tritone; gli altri satelliti principali sono Nereide, Proteo e Larissa.

Tritone è l'unico satellite di Nettuno che possiede una forma ellissoidale; fu individuato per la prima volta dall'astronomo William Lassell appena 17 giorni dopo la scoperta del pianeta madre. Orbita in direzione retrograda rispetto a Nettuno, a differenza di tutti gli altri satelliti principali del sistema solare; è in rotazione sincrona con Nettuno e la sua orbita è in decadimento costante.

Il satellite più interessante, a parte Tritone, è Nereide, la cui orbita è fra le più eccentriche dell'intero sistema solare.

Fra il luglio ed il settembre 1989 la sonda statunitense Voyager 2 ha individuato sei nuovi satelliti, fra i quali spicca Proteo, le cui dimensioni sarebbero quasi sufficienti a conferirgli una forma sferoidale; è il secondo satellite del sistema di Nettuno, pur con una massa pari ad appena lo 0,25% di quella di Tritone.

Una nuova serie di scoperte è stata annunciata nel 2004; si tratta di satelliti minori e fortemente irregolari.

Titano, la grande luna di metano di Saturno

2009-07-23T01:53:00.000-07:00

Titano è il più grande satellite naturale del pianeta Saturno, ed uno dei corpi rocciosi più massicci dell'intero sistema solare; supera in dimensioni il pianeta Mercurio e il pianeta nano Plutone, ed è il secondo satellite del Sistema solare dopo Ganimede. Si tratta inoltre dell'unico satellite in possesso di una densa atmosfera, che in passato ha impedito uno studio dettagliato della sua superficie dalla Terra; con la recente missione spaziale Cassini-Huygens, tuttavia, è stato possibile studiare l'oggetto da distanza ravvicinata, ed il lander Huygens è atterrato con successo sul suolo titaniano.
L'atmosfera titaniana appare ricca di metano, e la temperatura superficiale media è molto vicina al punto triplo del metano, dove possono coesistere le forme liquida, solida e gassosa di questo composto.
Misure condotte con telescopi terrestri hanno evidenziato che la superficie non è uniforme, e presenta quelli che potrebbero essere dei continenti.

CENNI STORICI

Titano fu scoperto il 25 marzo 1655 dall'astronomo olandese Christiaan Huygens; si trattava del primo satellite naturale ad essere individuato dopo i satelliti galileiani di Giove.

Huygens lo denominò semplicemente, in lingua latina, Luna Saturni ("il satellite di Saturno"), ad esempio nell'opera De Saturni Luna observatio nova del 1656. Quando più tardi Giovanni Domenico Cassini scoprì quattro nuovi satelliti, li volle chiamare Teti, Dione, Rea e Giapeto (complessivamente noti come satelliti lodicei); la tradizione di battezzare i nuovi corpi celesti scoperti in orbita attorno a Saturno proseguì, e Titano iniziò ad essere designato, nell'uso comune, come Saturno VI, perché apparentemente sesto in ordine di distanza dal pianeta.

Il nome di Titano venne suggerito per la prima volta da John Herschel (figlio del più celebre William Herschel), nella sua pubblicazione Risultati delle osservazioni astronomiche condotte presso il Capo di Buona Speranza del 1847. Di conseguenza iniziò la tradizione di denominare gli altri satelliti saturniani in onore dei titani della mitologia greca, o delle sorelle e dei fratelli di Cronos.

OSSERVAZIONE

La magnitudine apparente di Titano da Terra oscilla fra 7,9 ed 8,7; il satellite non si trova mai ad una distanza angolare da Saturno superiore a 20 raggi saturniani. Sebbene chiaramente invisibile ad occhio nudo, Titano può essere individuato attraverso piccoli telescopi (con diametro maggiore di 5 cm) o binocoli particolarmente potenti; il diametro apparente del suo disco è mediamente pari a 0,8 secondi d'arco.

ORBITA E ROTAZIONE

Titano orbita intorno a Saturno in 15 giorni e 22 ore. Come la Luna e molti altri satelliti dei giganti gassosi, il suo periodo orbitale è identico al suo periodo di rotazione; Titano è quindi in rotazione sincrona con Saturno. L'orbità presenta un'eccentricità di 0,0288 ed un'inclinazione di 0,348° rispetto al piano equatoria di Saturno [1].

Titano è in risonanza orbitale 3:4 con il piccolo ed irregolare Iperione. Da un'analisi basata su modelli teorici, è ritenuta improbabile un'evoluzione lenta e progressiva della risonanza, durante la quale Iperione sarebbe migrato da un'orbita caotica all'attuale. Piuttosto, Iperione si è probabilmente formato in una fascia orbitale stabile, mentre Titano, più massiccio, assorbiva o scacciava gli oggetti che gli si trovavano in fasce orbitali intrinsecamente instabili [2].

GEOLOGIA

Titano è stato a lungo ritenuto il satellite più grande del sistema solare; in verità le prime osservazioni da Terra sono state disturbate dalla sua densa atmosfera, che ha causato una stima per eccesso delle dimensioni reali del corpo [3]. In verità il satellite gioviano Ganimede è leggermente più grande di Titano, oltre che più massivo.

Le proprietà fisiche di Titano sono simili a quelle di Ganimede e Callisto [4], del satellite nettuniano Tritone e di Plutone; la massa del satellite viene data verosimilmente per metà da ghiaccio e per l'altra metà da materiale roccioso.

La sua struttura interna è probabilmente stratificata, con un nucleo roccioso dal diametro di circa 3400 km circondato da strati composti da diverse forme cristalline del ghiaccio [5]. L'interno di Titano potrebbe essere ancora caldo, e vi potrebbe essere uno strato liquido composto da acqua ed ammoniaca situato fra il nucleo roccioso e la crosta ghiacciata. Prove a sostegno di questa ipotesi sono state recentemente scoperte dalla sonda Cassini, nella forma di onde radio ELS naturali nell'atmosfera della luna. Si ritiene che la superficie di Titano sia poco riflettente per le onde ELS; queste, quindi, dovrebbero venir riflesse da una superficie di separazione tra uno strato ghiacciato ed uno liquido in un oceano presente al di sotto della superficie. [6]. Inoltre, dal confronto fra le immagini raccolte nell'ottobre del 2005 ed il maggio del 2007, appare evidente una traslazione della crosta anche di 30 km, per effetto dei venti atmosferici. Ciò avvalora l'ipotesi della presenza di uno strato liquidio all'interno del pianeta sul quale galleggerebbe il leggero strato superficiale [7].

Sebbene la composizione chimica titaniana sia analoga a quella degli altri satelliti naturali di Saturno, e in particolar modo Rea, Titano presenta una densità maggiore, per via della compressione gravitazionale.

ATMOSFERA

Titano è l'unico satellite naturale del sistema solare a possedere un'atmosfera sviluppata; la sua scoperta risale al 1944, quando Gerard Kuiper, facendo uso di tecniche spettroscopiche, stimò la pressione parziale del metano in 10 kPa. In seguito, le osservazioni condotte da distanza ravvicinata nell'ambito del programma Voyager hanno permesso di determinare che l'atmosfera titaniana è più densa di quella terrestre, con una pressione alla superficie di circa il 50% maggiore, e le sue imponenti formazioni nuvolose rendono impossibile l'osservazione diretta della superficie. La foschia visibile nell'immagine a fianco contribuisce a sostenere un effetto serra al contrario, che, aumentando l'albedo del satellite e riflettendo la luce incidente nello spazio, ne diminuisce la temperatura superficiale.

L'atmosfera si compone al 98,4% di azoto, all'1,4% di metano. Sono presenti tracce di numerosi altri gas.

SUPERFICIE

La missione Cassini ha rilevato che la superficie di Titano è relativamente liscia: le poche formazioni simili a crateri da impatto sembra siano state riempite, forse da piogge di idrocarburi o vulcani. L'area attualmente mappata non sembra presentare variazioni in altezza maggiori di 50 metri [8]; tuttavia l'altimetria radar ha coperto al momento solo parte della regione polare Nord.

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

L'ipotesi della presenza di laghi o addirittura mari di metano[9], formulata da tempo dagli scienziati, ha recentemente trovato conferma[10] nelle analisi dei dati raccolti dalla sonda Cassini, che hanno permesso di identificare un lago contenente etano, in una soluzione liquida assieme a metano e altri idrocarburi. Questa scoperta conferma la teoria che sul satellite di Saturno sia presente un ciclo idrologico basato sul metano, analogo a quello terrestre basato sull'acqua. Sono stati infatti trovati indizi consistenti di fenomeni di evaporazione, piogge e canali naturali scavati da fluidi.

Inoltre, la sonda Cassini ha osservato variazioni della superficie coerenti con eruzioni di criovulcani. A differenza dei vulcani attivi sulla Terra, i vulcani di Titano eruttano presumibilmente acqua, ammoniaca (che non potrebbe essere altresì presente in superficie, ma la cui identificazione appare ancora dubbia) e metano nell'atmosfera, dove congelano rapidamente ricadendo al suolo. Un'alternativa a questa ipotesi è che le variazioni superficiali siano derivate dallo spostamento di detriti in seguito a piogge di idrocarburi.[11][12]

ESPLORAZIONI DI TITANO

Titano è stato sorvolato per la prima volta dalle sonde automatiche statunitensi Voyager 1 (la cui traiettoria è stata modificata per favorire un passaggio ravvicinato) e Voyager 2. Sfortunatamente la Voyager 1 non era provvista di alcuno strumento in grado di vedere attraverso la densa atmosfera del pianeta, una circostanza che non era stata assolutamente prevista; solo molti anni più tardi tecniche di manipolazione intensiva delle immagini riprese attraverso il filtro arancione della sonda hanno permesso di ricavare quelle che sono a tutti gli effetti le prime fotografie mai scattate della regione di Xanadu, ritenuta dagli scienziati probabilmente una catena montuosa o un altopiano.

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

La grande mole di dati attualmente conosciuti sul satellite è quasi interamente dovuta alla missione spaziale italo-euro-statunitense Cassini-Huygens. La sonda ha raggiunto Saturno il 1 luglio 2004, quando ha avviato le prime attività di mappatura della superficie di Titano attraverso strumenti radar; il primo sorvolo diretto del satellite è avvenuto il 26 ottobre 2004 [1], ad una distanza record di appena 1200 km dall'atmosfera titaniana. Gli strumenti di Cassini hanno subito individuato strutture superficiali chiare e scure che sarebbero state invisibili all'occhio umano.

Dalla sonda madre è stato sganciato il modulo di terra Huygens, privo di motori, che il 14 gennaio 2005 si è tuffato con successo nella densa atmosfera di Titano, raggiungendone la superficie, dopo una lunga discesa. La sonda, al contrario di quanto sostenuto da alcune teorie, non ha individuato tracce di liquidi di alcun tipo sulla superficie. La consistenza del suolo di Titano è tuttavia risultata simile a quella della sabbia bagnata, e non si esclude che il terreno sia periodicamente irrorato da flussi liquidi.

Oltre ad osservazioni di remote sensing (una camera e una radar SAR), Huygens ha trasmesso a Terra una registrazione audio ottenuta grazie ad un microfono progettato dall'italiano Marcello Fulchignoni e realizzato dalla Galileo Avionica (Finmeccanica). I dati in formato audio riportano prima un silenzio profondo, come doveva essere sulla Terra prima della vita, poi suoni che potrebbero essere dei tuoni.

GIANIMEDE, il satellite gigante.

2009-07-22T15:08:00.000-07:00

Ganimede è il principale satellite naturale del pianeta Giove e il più grande dell'intero sistema solare; supera per dimensioni (ma non per massa) lo stesso Mercurio.[1] Ganimede completa un'orbita attorno a Giove in poco più di sette giorni,[2] ed è in risonanza orbitale 1:2:4 con Europa ed Io, rispettivamente. Composto principalmente da silicati e ghiaccio d'acqua, è totalmente differenziato con un nucleo di ferro fuso. Si ritiene che un oceano di acqua salata esista a circa 200 km di profondità dalla superficie, compreso tra due strati di ghiaccio.[3] La superficie ganimediana presenta due principali tipologie di terreno: le regioni scure, antiche e fortemente craterizzate, che si ritiene si siano formate 4 miliardi di anni fa e che coprono un terzo della luna e le zone più chiare, di formazione leggermente più recente, ricche di scoscendimenti e scarpate che coprono la restante parte. La causa delle striature visibili nelle zone chiare non è ancora totalmente compresa, sebbene esse siano probabilmente il risultato dell'attività tettonica attivata dal riscaldamento mareale.[4]

Ganimede è l'unico satellite del sistema solare per cui è nota l'esistenza di un campo magnetico proprio, probabilmente sostenuto dai movimenti convettivi all'interno del nucleo di ferro fuso.[5] La ridotta magnetosfera ganimediana è immersa nella ben più grande magnetosfera gioviana, cui è collegata da linee di campo aperte. Il satellite presenta una tenue atmosfera di ossigeno, presente nella forma atomica (O), molecolare (O2) e forse come ozono (O3).[6] L'idrogeno atomico è un costituente minore dell'atmosfera. Ancora non è noto con certezza se il satellite sia dotato anche di una ionosfera.[7]

Scoperto da Galileo Galilei nel 1610,[8] deve il suo nome al personaggio di Ganimede, coppiere degli dei della mitologia greca, amato da Zeus (l'equivalente greco di Giove). Diverse missioni spaziali hanno potuto studiare Ganimede da vicino durante l'esplorazione del sistema di Giove; tra queste la Pioneer 10 ne ha raccolto le prime immagini ravvicinate,[9] le sonde Voyager hanno raffinato la stima delle sue dimensioni mentre la sonda Galileo ha scoperto, durante ripetuti sorvoli ravvicinati, l'esistenza del campo magnetico proprio ed ha suggerito quella dell'oceano sotto la superficie. La NASA sta valutando al momento l'opportunità di inviare una nuova missione per lo studio dei satelliti di Giove, tra cui Ganimede sarebbe uno degli obiettivi principali.

In gran parte della prima letteratura astronomica ci si riferiva a Ganimede servendosi della designazione numerica romana come Giove III o come "terzo satellite di Giove".

OSSERVAZIONE

Fonti storiche riportano che Ganimede sarebbe stato visto ad occhio nudo dall'astronomo cinese Gan De, nel 364 a.C.[10] Tra i quattro satelliti medicei, Ganimede è quello con la magnitudine apparente più bassa. Essi sarebbero in teoria visibili ad occhio nudo, se non fossero nascosti dalla luminosità di Giove. Considerazioni recenti, mirate a valutare il potere risolutivo dell'occhio nudo, sembrerebbero tuttavia indicare che la combinazione della ridotta distanza angolare tra Giove ed ognuno dei suoi satelliti e della luminosità del pianeta (anche valutando le condizioni in cui questa sarebbe minima) renderebbero impossibile per un uomo riuscire ad individuare uno di essi.[11]

Basta comunque un piccolo cannocchiale o telescopio rifrattore per poter osservare con facilità Ganimede e gli altri satelliti medicei,[12] che appaiono come quattro piccoli punti luminosi, disposti lungo il prolungamento dell'equatore del pianeta.[13] Ganimede orbita attorno a Giove piuttosto rapidamente ed è possibile seguirne la rotazione attorno al pianeta tra una notte e l'altra.

Ogni 5,93 anni la Terra si trova per alcuni mesi in prossimità del piano su cui giacciono le orbite dei satelliti medicei. In questa occasione è possibile assistere a transiti ed eclissi tra i satelliti e Giove ed anche tra i satelliti stessi.[14] Queste occultazioni mutue sono state utilizzate per confrontare i satelliti in albedo.[14] Questi fenomeni non sono rari, anzi ne possono capitare anche qualche centinaio durante una fase di periodico allineamento.[14] È in generale complesso osservare l'eclissi di una luna per opera di un'altra luna, perché l'ombra del corpo anteriore non è visibile sullo sfondo dello spazio finché il corpo posteriore non l'attraversa; di più semplice osservazione è il caso in cui l'eclissi avvenga mentre l'ombra del corpo anteriore ed il corpo celeste posteriore stiano transitando sul disco di Giove. Sebbene raro, è possibile che si verifichi l'eclissi di un satellite per opera di un altro, mentre le ombre di entrambi stiano transitando sul disco di Giove. Durante questo evento, avvenuto ad esempio l'11 giugno 1991 tra Io e Ganimede, si osservano le due ombre raggiungersi ed unirsi, mentre il satellite più interno diventa scuro.[14] Un'altra rara possibilità è che un satellite esterno sia occultato da un satellite più interno eclissato a sua volta da Giove.[14] Se la coppia coinvolta nel fenomeno fosse composta da Ganimede e Callisto, l'eclissi di Callisto sarebbe totale.

MISSIONI SPAZIALI

Diverse sonde lanciate per l'esplorazione di Giove hanno esplorato Ganimede in dettaglio. Le prime furono le Pioneer 10 e 11,[9] nessuna delle quali però fornì molte informazioni sul satellite.[22] Le sonde successive furono le Voyager 1 e 2 nel 1979. Esse ne rivelarono le dimensioni, dimostrando che Ganimede è più grande di Titano, fino ad allora ritenuto il più grande satellite naturale del Sistema solare.[23] Furono allora osservate anche le regioni di terreno con scarpate.[23]

Nel 1995 la sonda Galileo entrò in orbita attorno a Giove ed eseguì sei sorvoli ravvicinati di Ganimede tra il 1996 ed il 2000.[24] Tali fly-by furono indicati come G1, G2, G7, G8, G28 e G29.[5] Durante il sorvolo più ravvicinato, la Galileo passò a soli 264 km dalla superficie della luna.[5] Durante il primo sorvolo nel 1996, il G1, fu scoperta l'esistenza del campo magnetico di Ganimede,[25] mentre l'annuncio della scoperta dell'oceano avvenne nel 2001.[24][5] La Galileo trasmise a Terra un gran numero di immagini spettrali che permisero la scoperta di componenti non ghiacciati della superficie di Ganimede.[26] La sonda che ha attraversato il sistema di Giove più recentemente è stata la New Horizons nel 2007, diretta verso Plutone. La New Horizons ha raccolto mappe topografiche e della composizione della luna.[27][28]

Proposta per il lancio nel 2020, la Europa Jupiter System Mission (EJSM) è una missione congiunta NASA/ESA per l'esplorazione delle lune di Giove. L'approvazione della missione era subordinata alla vittoria della gara di interesse con la Titan Saturn System Mission, diretta verso Titano ed Encelado: la scelta é avvenuta nel febbraio del 2009.[29] L'EJSM consiste del Jupiter Europa Orbiter, di costruzione NASA, del Jupiter Ganymede Orbiter, di costruzione ESA ed eventualmente del Jupiter Magnetospheric Orbiter, di costruzione JAXA.

Una precedente proposta di porre un orbiter attorno a Ganimede (che avrebbe permesso uno studio dettagliato della luna) era inclusa nella missione Jupiter Icy Moons Orbiter della NASA, successivamente cancellata. La propulsione per la navicella sarebbe dovuta esser fornita per mezzo della fissione nucleare.[30] Tuttavia, la missione fu appunto cancellata nel 2005 a causa di tagli nel budget della NASA.[31] Un'altra vecchia proposta era stata chiamata The Grandeur of Ganymede.[32]

PARAMETRI ORBITALI

Ganimede orbita attorno a Giove ad una distanza di 1 070 400 km, terzo tra i satelliti medicei.[2] Completa una rivoluzione ogni sette giorni e tre ore. Come la maggior parte delle lune conosciute, Ganimede è in rotazione sincrona con Giove, con un emisfero del satellite costantemente rivolto verso il pianeta.[24] L'orbita è caratterizzata da un bassissimo valore dell'eccentricità e dell'inclinazione rispetto al piano equatoriale di Giove; entrambi i valori cambiano quasi con periodicità a causa delle perturbazioni gravitazionali del Sole e degli altri pianeti con una tempistica di secoli. Gli intervalli di variazione sono di 0,0009-0,0022 e 0,05-0,32° rispettivamente.[33] A queste variazioni nell'orbita corrispondono variazioni comprese tra gli 0 e gli 0,33° nell'inclinazione dell'asse di rotazione della luna rispetto all'asse ortogonale al piano orbitale.[34]
Ganimede è in risonanza orbitale con Io ed Europa: ad ogni orbita di Ganimede, Europa ed Io completano rispettivamente due e quattro orbite.[33][35] La congiunzione superiore tra Io ed Europa avviene sempre quando Io è al periasse dell'orbita ed Europa all'apoasse. La congiunzione superiore tra Europa e Ganimede avviene quando Europa è nelle vicinanze del periasse.[33] Le longitudini delle congiunzioni di Io-Europa ed Europa-Ganimede cambiano con la stessa velocità, rendendo possibile che si verifichi una congiunzione triplice. Una così complicata forma di risonanza è detta risonanza di Laplace.[36]

La risonanza di Laplace attualmente esistente non è in grado di aumentare l'eccentricità dell'orbita di Ganimede.[36] Il valore di circa 0,0013 è probabilmente ciò che rimane di un'epoca precedente, quando le variazioni erano possibili.[35] L'eccentricità orbitale di Ganimede è in qualche modo sconcertante: se non fosse esistito un meccanismo che la avesse mantenuta (o "alimentata"), avrebbe dovuto essersi azzerata tempo fa a causa della dissipazione mareale nell'interno di Ganimede.[36] Ciò significa che l'ultimo episodio di eccitazione dell'eccentricità è avvenuto soltanto diverse centinaia di milioni di anni fa.[36] Poiché l'eccentricità orbitale di Ganimede è relativamente bassa (0,0015 in media[35]) il riscaldamento mareale della luna oggi è trascurabile.[36] Tuttavia, nel passato Ganimede potrebbe aver attraversato più fasi di risonanza simile a quella di Laplace,[37] che potrebbero aver aumentato l'eccentricità orbitale fino a valori di 0,01-0,02.[4][36] Ciò deve aver determinato la generazione di un significativo quantitativo di calore mareale all'interno di Ganimede e la formazione del terreno striato potrebbe essere il risultato di uno o più di questi episodici riscaldamenti.[4][36]

L'origine della risonanza di Laplace tra Io, Europa e Ganimede è sconosciuta. Esistono due ipotesi a riguardo: che sia esistita dalla formazione del Sistema solare[38] oppure che si sia sviluppata in seguito. Una possibile sequenza degli eventi è la seguente: Io sollevava maree su Giove ed il processo causò un'espansione dell'orbita finché non fu raggiunta la risonanza 2:1 con Europa; dopo di ciò, l'espansione continuò, ma parte del momento angolare venne trasferito ad Europa mentre la risonanza determinava che anche l'orbita della seconda luna si espandesse; il processo continuò finché Europa instaurò una risonanza 2:1 con Ganimede.[36] Infine, la velocità di spostamento delle congiunzioni tra le tre lune si sincronizzò e le bloccò nella risonanza di Laplace.[36]

GEOLOGIA

Ganimede si compone principalmente di silicati e ghiaccio d'acqua; presenta una crosta ghiacciata che scivola su di un mantello di ghiaccio più tiepido, e che potrebbe anche ospitare uno strato di acqua liquida.

Le indicazioni provenienti dalla sonda Galileo sembrano suffragare una differenziazione di Ganimede in tre strati concentrici: un piccolo nucleo di ferro-solfuro di ferro, un mantello roccioso ricco di silicati ed una crosta ghiacciata.[48][4] Il modello è supportato da un basso valore del momento di inerzia adimensionale,[49] pari a 0,3105 ± 0,0028, misurato durante i fly-by della sonda Galileo.[48][4] Per una sfera omogenea esso vale 0,4, ma il suo valore diminuisce se la densità aumenta con la profondità. Ganimede ha il momento d'inerzia adimensionale più basso tra i corpi solidi del Sistema solare. L'esistenza di un nucleo liquido e ricco in ferro fornirebbe inoltre una spiegazione piuttosto semplice dell'esistenza del campo magnetico proprio della luna, misurato dalla sonda Galileo.[50] I moti convettivi nel ferro liquido, che presenta una conduttività elettrica elevata, è il modello più ragionevole per la generazione di un campo magnetico planetario.[5] La presenza di un nucleo metallico suggerisce inoltre che in passato Ganimede possa essere stato esposto a temperature più elevate delle attuali.

Gli spessore indicati degli strati all'interno di Ganimede dipendono dalla presunta composizione dei silicati (olivine e pirosseni) nel mantello e dei solfuri nel nucleo.[39][48] I valori più probabili sono di 700–900 km per il raggio del nucleo e 800–1000 km per lo spessore del mantello ghiacciato esterno, con la parte rimanente occupata dal mantello di silicati.[50][48][51][52]

La densità del nucleo è di 5,5–6 g/cm3 e quella del mantello di silicati è di 3,4–3,6 g/cm3.[50][48][51][39] Alcuni modelli per la generazione di un campo magnetico planetario richiedono l'esistenza di un nucleo solido di ferro puro all'interno del nucleo liquido di Fe-FeS - similmente alla struttura del nucleo terrestre. Il raggio di tale nucleo solido potrebbe raggiungere un valore massimo di 500 km.[50] Il nucleo di Ganimede è caratterizzato da una temperatura di circa 1500–1700 K e da una pressione di 100 kBar (equivalente a GPa).[48][50]

ATMOSFERA

Nel 1972, un team di astronomi indiani, britannici e statunitensi che lavoravano presso l'Osservatorio Bosscha in Indonesia annunciarono la scoperta di una sottile atmosfera attorno al satellite durante l'occultazione di una stella da parte di Giove e dello stesso Ganimede.[53] Essi ipotizzarono una pressione superficiale di 1 μBar circa (0,1 Pa).[53]

Tuttavia nel 1979, la sonda Voyager 1 osservò l'occultazione della stella κ Centauri durante il suo sorvolo del pianeta, compiendo analisi che portarono a risultati differenti da quelli trovati nel 1972.[54] Le misurazioni furono condotte nello ultravioletto lontano, ad una lunghezza d'onda inferiore ai 200 nm, e, sebbene molto più sensibili alla presenza dei gas rispetto alle osservazioni nel visibile fatte nel 1972, la sonda non rilevò alcuna atmosfera. Il limite superiore della densità numerica fu stimato essere di 1,5×109 cm−3, corrispondente ad una pressione superficiale di circa 2,5×10-5 μBar,[54] cioè un valore di cinque ordini di grandezza inferiore a quanto troppo ottimisticamente era stato indicato nel 1972.[54]

Al contrario dei dati della Voyager, una tenue atmosfera di ossigeno, similmente a quanto trovato anche per Europa, venne rilevata su Ganimede dal Telescopio spaziale Hubble nel 1995.[6][55] Il telescopio spaziale rilevò la presenza di ossigeno atomico da osservazioni nel lontano ultravioletto, alle lunghezze d'onda di 130,4 nm e 135,6 nm, che individuarono il manifestarsi di airglow. Questo tipo di emissioni si verificano quando l'ossigeno molecolare viene dissociato in atomi dall'impatto con elettroni,[6] rivelando così la presenza di un'atmosfera sostanzialmente neutra composta pricipalmente di molecole di O2. Il valore della densità numerica alla superficie è probabilmente compreso tra 1,2-7×108 cm-3, corrispondente alla pressione superficiale di 0,2–1,2×10-5 μBar.[6][56] Questi valori sono in accordo con il limite superiore ricavato dai dati raccolti dalla Voyager e calcolato nel 1981.
L'ossigeno non è però una prova dell'esistenza di vita su Ganimede; si pensa infatti che esso sia prodotto per effetto delle radiazioni incidenti sulla superficie, che determinano la scissione in idrogeno e ossigeno di molecole di ghiaccio d'acqua lì presenti. Mentre l'idrogeno viene rapidamente disperso a causa del suo basso peso atomico, l'ossigeno così liberato va a costituire l'atmosfera del satellite.[55] Le emissioni luminose (airglow) osservate su Ganimede non sono spazialmente omogenee come lo sono quelle su Europa. Il Telescopio spaziale Hubble ha osservato due chiazze luminose localizzate nell'emisfero sud e nell'emisfero nord, vicino ai ± 50° di latitudine, corrispondenti al confine tra le linee di campo aperte e chiuse del campo magnetico di Ganimede.[57] Le emissioni luminose potrebbero essere aurore polari, causate dalla precipitazione del plasma lungo le linee di campo aperte.[58]

L'esistenza di un'atmosfera neutra implica quella di una ionosfera, poiché le molecole di ossigeno vengono ionizzate dall'impatto con gli elettroni altamente energetici provenienti dalla magnetosfera[59] e dalle radiazioni solari nell'estremo ultravioletto.[7] Tuttavia, la natura della ionosfera di Ganimede è ancora controversa, come lo è del resto la natura dell'atmosfera. Alcune misurazioni della sonda Galileo accertarono un valore elevato della densità di elettroni vicino al satellite, suggerendo così la presenza di una ionosfera, mentre altre misurazioni non riuscirono a rilevare niente.[7] La densità di elettroni vicino alla superficie potrebbe essere dell'ordine di circa 400–2500 cm−3.[7] Al 2008, non sono stati ancora trovati limiti precisi dei parametri che caratterizzano la ionosfera ganimediana.

Ulteriori evidenze di una atmosfera di ossigeno derivano dal rilevamento spettroscopico di gas intrappolato tra i ghiacci d'acqua di Ganimede. La scoperta di ozono (O3) nell'atmosfera venne annunciata nel 1996.[60] Nel 1997 venne rivelata, tramite l'analisi delle righe di assorbimento spettroscopico, la presenza di una fase densa di ossigeno molecolare, compatibile con del gas intrappolato nel ghiaccio d'acqua. L'intensità delle righe di assorbimento rilevate dipende più dalla latitudine e dalla longitudine che dall'albedo della superficie; le righe tendono a diminuire all'aumentare della latitudine, mentre l'ozono mostra un comportamento opposto [61]. Esperimenti di laboratorio hanno trovato che, alla temperatura relativamente calda di 100 K della superficie di Ganimede, l'ossigeno molecolare tende a dissolversi nel ghiaccio invece di raggrupparsi in bolle [62].

La ricerca del sodio nell'atmosfera, subito dopo il ritrovamento dello stesso su Europa, non portò ad alcun risultato nel 1997; pertanto il sodio è almeno 13 volte meno abbondante su Ganimede che su Europa. La causa è legata o alla relativa scarsezza sulla superficie o al fatto che la magnetosfera scherma le particelle più energetiche.[63] Un altro costituente minore dell'atmosfera di Ganimede è l'idrogeno atomico. Gli atomi di idrogeno vennero scoperti a 3000 km dalla superficie. La loro densità sulla superficie è di circa 1,5×104 cm−3.[64]

NASCITA

Ganimede si è formato probabilmente per accrezione nella sub-nebulosa di Giove, un disco di gas e polveri che circondava il pianeta dopo la sua formazione.[78] Il processo ha richiesto circa 10 000 anni,[79] un lasso di tempo molto inferiore ai 100 000 anni stimati per l'accrezione di Callisto (causato probabilmente da un relativamente ridotto quantitativo di gas nella sub-nebulosa di Giove al momento della formazione dei satelliti galileiani).[78] Essendo Ganimede più interno di Callisto, la sua formazione ha richiesto comunque tempi inferiori perché avvenuta in una regione della nube più vicina a Giove e quindi più densa.[79] Un processo di formazione relativamente veloce ha impedito che il calore di accrezione fosse disperso nello spazio, favorendo il processo di differenziazione, che ha condotto alla separazione del ghiaccio dalle rocce e ad un'organizzazione interna secondo strati sovrapposti di composizione chimica differente. In ciò, Ganimede è molto differente da Callisto, che ha perso molto calore durante la lenta fase di accrezione ed oggi appare congelato in una forma precoce di differenziazione, con il processo completato solo parzialmente.[80] Questa ipotesi spiega il perché le due lune appaiano così differenti a dispetto di masse e composizioni assai simili.[52][80]

Subito dopo la formazione di Ganimede, il nucleo roccioso, che durante l'accrezione e la differenziazione aveva accumulato una grande quantità di calore, iniziò lentamente a trasmetterlo al mantello ghiacciato.[80] Quest'ultimo, a sua volta, lo trasferiva alla superficie per convezione.[52] Inoltre, il decadimento degli elementi radioattivi nelle rocce riscaldò ulteriormente il nucleo roccioso, determinandone un'ulteriore differenziazione in un nucleo di ferro-solfuro di ferro ed un mantello di silicati.[50][80] A questo punto, Ganimede aveva terminato il processo di differenziazione. Per paragone, si ritiene che il calore proveniente dal decadimento radioattivo in Callisto instaurò moti convettivi nell'interno ghiacciato della luna, che in definitiva la raffreddarono ed impedirono la fusione su grande scala del ghiaccio ed una rapida differenziazione.[81] I moti convettivi su Callisto hanno condotto solo ad una parziale separazione delle rocce dal ghiaccio.[81]

Ganimede oggi continua a raffreddarsi lentamente,[50] con il calore rilasciato dal nucleo e dal mantello di silicati che permette la sussistenza dell'oceano al di sotto della superficie,[40] mentre il lento raffreddamento del nucleo liquido di Fe - FeS determina i moti convettivi che supportano il campo magnetico.[50] Il flusso di calore attualmente proveniente da Ganimede è probabilmente maggiore rispetto a quello di Callisto.[80]

Saturno, il gigante dagli anelli

2009-07-22T10:19:00.000-07:00

Saturno è il sesto pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole ed il secondo pianeta più massiccio, dopo Giove. Saturno, con Giove, Urano e Nettuno, è classificato come gigante gassoso. Il nome deriva dall'omonimo dio della mitologia romana; il suo simbolo astronomico è una rappresentazione stilizzata della falce del dio dell'agricoltura e dello scorrere del tempo (in greco, Kronos) ().

Saturno è composto principalmente di idrogeno, e in piccole proporzioni di elio, a cui seguono, in proporzione decrescente, gli altri elementi. Il nucleo, consistente in silicati e ghiacci, è circondato da uno spesso strato di idrogeno metallico e quindi di uno strato esterno gassoso.

Le velocità del vento nella atmosfera di Saturno possono raggiungere 1800 km/ora, significativamente più veloce di quelle su Giove.

Saturno ha un esteso e vistoso sistema di anelli, che consiste principalmente in particelle di ghiacci e polveri di silicati. Della sessantina di lune conosciute che orbitano intorno al pianeta, Titano è la più grande ed è l'unica luna del Sistema solare ad avere un'atmosfera significativa.

OSSERVAZIONE

Il momento migliore per osservare Saturno e i suoi anelli è l'opposizione (quando l'elongazione del pianeta è di 180°, e si trova quindi nella parte di cielo opposta al Sole).

In tutti questi casi il diametro di Saturno è troppo piccolo per poterlo percepire ad occhio nudo, e il pianeta apparirà sempre come un punto. È necessario un telescopio di modesta potenza (almeno 40 ingrandimenti, che pochi binocoli sono in grado di fornire) per poter distinguere il disco del pianeta e gli anelli.

CARATTERISTICHE FISICHE

Saturno appare visibilmente schiacciato ai poli: i suoi diametri equatoriale e polare differiscono di quasi il 10% (120 536 km contro 108 728 km). Questa forma è il risultato della sua rapida rotazione e della sua composizione chimica - con la densità per centimetro cubico più bassa del Sistema solare - facile a deformarsi. Anche gli altri pianeti, e i giganti gassosi in particolare, sono deformati in maniera analoga, ma in modo molto meno evidente. Saturno è anche l'unico pianeta del sistema solare con una densità media inferiore a quella dell'acqua: solo 0,69 g/cm3. In realtà il valore medio è una combinazione di densità molto basse, nell'atmosfera del pianeta, e densità più elevate all'interno, sicuramente maggiori di quella dell'acqua. Per questi valori si presuppone che il pianeta abbia un nucleo di rocce e metalli non particolarmente massiccio.

PARAMETRI ORBITALI

Saturno orbita attorno al Sole ad una distanza media di 1,427 miliardi di chilometri, percorrendo una rivoluzione completa in 29,458 anni terrestri. La sua orbita è inclinata di 2,488° rispetto all'eclittica ed è eccentrica di un fattore 0,0560. Alla sua distanza, la luce del Sole appare 100 volte meno intensa rispetto alle misure effettuate da Terra.

Con una massa pari a 95,181 volte e un volume pari a 744 volte quello terrestre, Saturno è il secondo pianeta più grande del sistema solare dopo Giove.

L'asse di rotazione è inclinato di 26,731 gradi, regalando al pianeta un ciclo di stagioni più o meno analogo a quello terrestre e marziano, ma assai più lungo.

Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a seconda della quota; gli strati superiori, nelle regioni equatoriali, impiegano 10,233 ore a compiere un giro completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10,675 ore.

ATMOSFERA

all'equatore. Le formazioni atmosferiche (macchie, nubi) sono così deboli da non essere mai state osservate prima dell'arrivo delle sonde Voyager. Da allora i telescopi a terra e in orbita sono migliorati al punto di poter condurre regolari osservazioni delle caratteristiche atmosferiche di Saturno. Sono state trovate tempeste di forma ovale dalla lunga vita e molto simili a quelle di Giove. Nel 1990 il Telescopio Spaziale Hubble osservò un'enorme nube bianca vicino all'equatore del pianeta, e un'altra fu osservata nel 1994.

L'atmosfera di Saturno, molto simile a quella di Giove, è composta principalmente di idrogeno ed elio; quella di Saturno contiene tuttavia una percentuale di idrogeno leggermente maggiore, oltre ad una quantità di fosforo ed arsenico circa 10 volte superiore. Anche nel caso di Saturno, come per Giove, è stato possibile individuare tramite la spettroscopia agli infrarossi la presenza di concentrazioni infinitesimali di monossido di carbonio, fosfina, idruro di germanio ed arsina. Forse questi composti chimici, che normalmente non potrebbero esistere in un'atmosfera a base di idrogeno ed elio, si originano in reazioni chimiche sconosciute e sono poi spinti fino al livello atmosferico visibile del pianeta da forti moti convettivi.

GEOLOGIA

L'interno di Saturno è simile a quello di Giove, con un nucleo roccioso, uno strato di idrogeno metallico liquido sopra di esso, e uno strato di idrogeno molecolare ancora più sopra. Sono presenti tracce di ghiacci di vari elementi. L'interno di Saturno è molto caldo (12 000 kelvin nel nucleo), e l'intero pianeta emette nello spazio più energia di quella che riceve dal Sole. La maggior parte di questa energia proviene da una lenta compressione gravitazionale chiamata meccanismo di Kelvin-Helmholtz, ma sembra che tale fenomeno non basti a spiegare l'ammontare di energia osservata. Una proposta per spiegare il calore in più è la discesa di gocce di elio molto all'interno di Saturno, che genererebbe calore per frizione contro l'idrogeno circostante.

CAMPO MAGNETICO

L'esistenza di un campo magnetico di Saturno è stata accertata dalla sonda Pioneer 11 (1979) e successivamente magnetico terrestre, attualmente anche la sonda Cassini sta fornendo importanti dati. La sua origine, come per il pianeta Giove, è dovuta allo strato di idrogeno liquido all'interno del pianeta, ove si producono frequenti scariche elettriche, ed alla elevata velocità di rotazione. Il suo orientamento è quasi coincidente con l'asse di rotazione (con uno scarto inferiore all'1%). La magnetosfera è composta da fasce di radiazione a forma di toroide nelle quali si ritrovano elettroni e nuclei atomici ionizzati. Il tutto si estende per oltre 2 milioni di km e anche oltre nella direzione opposta a quella del Sole. L'interazione tra la magnetosfera e la ionosfera, provoca aurore polari che circondano i poli. Queste aurore sono state fotografate anche dall'HST. Altre interazioni dovute al campo magnetico sono state osservate tra i suoi satelliti: una nube composta da atomi di idrogeno che va dall'orbita di Titano fino all'orbita di Rhea e un disco di plasma, anche questo formato da idrogeno e ioni di ossigeno, che si estende dall'orbita di Tethys fino quasi all'orbita di Titano. Il plasma ruota in sincronia quasi perfetta con il campo magnetico di Saturno.

SATELLITI NATURALI

Saturno possiede un elevato numero di satelliti naturali: 61 di cui se ne conoscono 49 tra confermati e probabili, 12 dei quali scoperti solo nel 2005 grazie al telescopio giapponese Subaru; solo 30 sono attualmente dotati di nomi propri. Non sarà mai possibile quantificare con precisione il loro numero, perché tecnicamente tutti i minuscoli corpi ghiacciati che compongono gli anelli di Saturno sono da considerarsi satelliti. Il satellite saturniano più interessante è di gran lunga Titano, l'unico satellite del sistema solare a possedere una densa atmosfera.

Il gran numero di satelliti e la presenza degli anelli rende molto complessa la dinamica del sistema di Saturno. Gli anelli sono influenzati dai movimenti dei satelliti, che causano marcate divisioni o lacune, e l'interazione mareale con Saturno porta effetti perturbanti sulle orbite dei satelliti minori.

ANELLI

Saturno possiede un magnifico sistema di anelli planetari, composti da milioni di piccoli oggetti ghiacciati, della grandezza di un chilometro o meno, orbitanti attorno al pianeta sul suo piano equatoriale, e organizzati in un anello piatto. Poiché l'asse di rotazione di Saturno è inclinato rispetto al suo piano orbitale, anche gli anelli risultano inclinati. Questa natura "granulare" degli anelli fu dimostrata per via teorica fin dal 1859 dal fisico scozzese James Clerk Maxwell.

Gli anelli iniziano ad un'altezza di circa 6600 km dalla sommità delle nubi di Saturno e si estendono fino a 120 000 km, poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna. Il loro spessore è mediamente pari ad appena 3 km.

La loro scoperta è dovuta a Christiaan Huygens, nel 1655; in precedenza già Galileo Galilei aveva notato delle insolite protuberanze ai lati del pianeta, ma la scarsa potenza del suo telescopio e la particolare posizione di Saturno all'epoca - con gli anelli disposti di taglio per un osservatore terrestre, e quindi periodicamente invisibili - non gli avevano permesso di distinguerne la forma con chiarezza.

Gli anelli sono divisi in sette fasce, separate da delle divisioni che sono quasi vuote. L'organizzazione in fasce e divisioni risulta da una complessa dinamica ancora non ben compresa, ma nella quale giocano sicuramente un ruolo i cosiddetti satelliti pastori, lune di Saturno che orbitano all'interno o subito fuori dell'anello.

L'origine degli anelli è sconosciuta. Ci sono due ipotesi principali: che siano il risultato della distruzione di un satellite di Saturno, ad opera di una collisione con una cometa o con un altro satellite, oppure che siano un "avanzo" del materiale da cui si formò Saturno che non è riuscito ad assemblarsi in un corpo unico.

Queste due teorie però, probabilmente, andranno presto riconsiderate, invero, esse si basano sul presupposto d'instabilità degli anelli, condannandoli ad una vita relativamente breve (dispersione, o caduta sul pianeta, nel giro di pochi milioni di anni); tuttavia studi recenti hanno ipotizzato che la loro massa sia maggiore di quanto creduto, facendo così spostare la datazione della loro nascita a miliardi di anni indietro.

ESPLORAZIONI

Saturno fu visitato per la prima volta dalla sonda statunitense Pioneer 11 nel 1979, e nei due anni seguenti dalle sonde Voyager 1 e Voyager 2. Tutte e tre le sonde eseguirono dei fly-by, ovvero si limitarono a passare accanto al pianeta e proseguire oltre. La sonda Cassini-Huygens ha come scopo principale l'esplorazione del sistema di Saturno e in particolare della sua luna Titano. Essa è arrivata il primo luglio 2004 ed è da allora in orbita attorno al pianeta. La stessa missione ha permesso di osservare, nel 2005, laghi e fiumi di metano liquido sulla superficie di Titano, e nel 2006 sbuffi di vapor d'acqua emessi dalla superficie del satellite Encelado: si tratta della prima osservazione certa di acqua non ghiacciata al di fuori della Terra.

NASCITA

In base a ricerche recenti, sui dati provenienti da osservazioni indirette sulla composizione dei due pianeti, sembra che in realtà Saturno e Giove siano molto diversi tra di loro, e dunque si siano formati con modalità differenti. Infatti analizzando tali dati sembra che Saturno abbia un nucleo formato da ferro, silicio, carbonio, azoto ed ossigeno, dove tali elementi si sono concentrati; mentre in Giove gli stessi elementi sono sparsi all'interno del pianeta. La missione della sonda spaziale Cassini, tutt'ora in corso, porterà dei dati di osservazione diretta di Saturno che elaborati dovrebbero fornire maggiori informazioni in merito.

[RADIOASTRONOMIA] Le Radiogalassie.

2009-07-22T00:19:00.000-07:00

Le radiogalassie sono galassie caratterizzate da un'emissione di onde radio molto intense (circa 100 volte rispetto a quelle normali). Si pensa che all'interno di queste vi siano potentissime esplosioni per due possibili motivi:

sono galassie in formazione;
vi sono buchi neri all'interno.
La prima radiogalassia, che fu chiamata Cygnus A, venne scoperta negli anni trenta (1934) all'interno della costellazione del Cigno da Baade e Minkowski : essa emette onde radio in questa banda spettrale un milione di volte più intensamente della nostra galassia, la Via Lattea. Con lo sviluppo dei radiotelescopi e poi dei radiointerferometri, si sono potute identificare altre forti radiosorgenti; come ad esempio M82, M87 e Centaurus A.

Si è successivamente scoperta la presenza, mediante analisi ad alta risoluzione, di una sorgente radio compatta, coincidente con il nucleo della galassia. Oltre alle radiogalassie estese, esistono anche radiosorgenti compatte, nelle quali cioè l'emissione radio è limitata al nucleo della galassia, in una regione estesa all'incirca di un anno luce. Le controparti ottiche di questo tipo di radiosorgenti sono i quasar.

Nel caso di radiosorgenti estese, è possibile determinare l'età dei radiolobi a partire dalla velocità stimata di emissione del gas dal nucleo e dall'estensione dei lobi stessi. Di solito essa risulta compresa tra 1 e 100 milioni di anni luce. L'emissione di una radiogalassia in genere non dura molto a lungo, a meno che gli elettroni non vengano continuamente rimpiazzati; è perciò ipotizzabile che la fase durante la quale la radiogalassia si manifesta come tale non sia che una frazione della vita della galassia stessa.

[ARCHEOASTRONOMIA] El Castillo e il Serpente Piumato

2009-07-21T12:57:00.000-07:00

El Castillo, noto anche come Piramide di Kukulcán, è una piramide a gradoni mesoamericana costruita nel centro Maya di Chichen Itza in Messico. Molte caratteristiche architettoniche hanno suggerito elementi astronomici. Ognuno delle rampe di scale costruita ai lati della piramide ha 91 gradini. Insieme a quelli extra situati sulla piattaforma in alto, il totale ammonta a 365 gradini, che corrisponde possibilmente a uno per ogni giorno dell'anno (365,25 giorni) o al numero delle orbite lunari: 10.000 rotazioni (365,01 giorni). Un effetto visivamente sorprendente viene visto ogni volta a marzo e a settembre, un'ombra inusuale che nel periodo degli equinozi sembra scendere la balaustrata occidentale della rampa di scale situata a nord. L'effetto visivo è quello di un serpente che discende la scalinata, con la sua testa alla base illuminata. Inoltre la facciata ovest punta verso il tramonto, intorno al 25 maggio, tradizionalmente la data di transizione che delimita il periodo secco dalla stagione delle piogge.

Mercurio il piccolo pianeta craterizzato

2009-07-21T09:39:00.000-07:00

Mercurio è il primo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole e il più piccolo in dimensioni. Si tratta di un pianeta terrestre di dimensioni modeste, con un diametro inferiore alla metà di quello terrestre; appare pesantemente craterizzato, anche a causa della mancanza di un'atmosfera apprezzabile che possa attutire gli impatti meteorici o coprirne le tracce; per questo il suo aspetto ricorda da vicino quello della Luna. Mercurio è dunque il più piccolo dei pianeti rocciosi del sistema solare interno.

Il suo nome deriva da quello dell'omonima divinità romana; il suo simbolo astronomico (, Unicode: ☿) consiste di una rappresentazione stilizzata del caduceo del dio. Nelle culture dell'Estremo Oriente il pianeta è designato come l'astro dell'acqua (水星), uno dei cinque elementi fondamentali.

Il pianeta è sprovvisto di anelli e satelliti naturali.

OSSERVAZIONI

Trattandosi di un pianeta interno rispetto alla Terra, Mercurio appare sempre molto vicino al Sole (la sua elongazione massima è di 28,3°), al punto che i telescopi terrestri possono osservarlo solo di rado. La sua magnitudine apparente oscilla tra -0,4 e +5,5 a seconda della sua posizione rispetto alla Terra e al Sole.

Durante il giorno la luminosità solare impedisce ogni osservazione, e l'osservazione diretta è possibile solamente subito dopo il tramonto, sull'orizzonte ad ovest, oppure poco prima dell'alba verso est. Inoltre l'estrema brevità del suo moto di rivoluzione (solamente 88 giorni) ne permette l'osservazione solamente per pochi giorni consecutivi, dopo di che il pianeta si rende inosservabile da Terra.

Come nel caso della Luna e di Venere, anche nel caso di Mercurio è visibile, da Terra, un ciclo delle fasi, sebbene con strumenti amatoriali sia abbastanza difficoltoso rendersene conto.

PARAMETRI ORBITALI

L'orbita di Mercurio risulta essere ellittica solo in prima approssimazione; è infatti soggetta alla precessione del perielio, effetto che mise in difficoltà gli astronomi del XIX secolo. Esso risulta spiegabile al momento attuale solo tramite la teoria della relatività generale, che proprio su questo fenomeno ha avuto uno dei suoi banchi di prova. Mercurio si muove su un'orbita di eccentricità 0,2056, a una distanza dal Sole compresa fra 46 000 000 e 69 000 000 km, con un valore medio di 58 000 000 km (rispettivamente 0,307, 0,466 e 0,387 unità astronomiche). Il periodo siderale di Mercurio è di 88 giorni, mentre il periodo sinodico è di 115,9 giorni. Il piano orbitale è inclinato sull'eclittica di 7º. L'orbita di Mercurio è soggetta a variazioni, dovute alle perturbazioni da parte degli altri pianeti; il fenomeno è particolarmente studiato e conosciuto per quanto riguarda il moto della linea degli apsidi, che fornisce una delle prove sperimentali della teoria della relatività generale.

La velocità media siderale del pianeta è pari a 48 km/s; si tratta della più alta fra i pianeti del sistema solare. Il moto di rotazione mercuriano, al contrario, è molto lento: esso impiega 58,6 giorni per compiere un giro su se stesso, e completa quindi tre rotazioni ogni due rivoluzioni (un chiaro esempio di risonanza orbitale). Questo fa sì che la durata dell'esposizione ai raggi solari per ogni punto della sua superficie sia molto elevata (176 giorni): Mercurio è il solo pianeta del sistema solare sul quale la durata del giorno, intesa come insolazione, è maggiore di un periodo di rivoluzione.

ATMOSFERA

Analogamente alla Luna, per via della sua bassa attrazione gravitazionale Mercurio è sprovvisto di atmosfera, fatta eccezione per esili tracce di gas probabilmente frutto dell'interazione del vento solare con la superficie del pianeta. La composizione atmosferica è stata determinata come segue: potassio (31,7%), sodio (24,9%), ossigeno atomico (9,5%), argon (7,0%) elio (5,9%), ossigeno molecolare (5,6%), azoto (5,2%), anidride carbonica (3,6%), acqua (3,4%), idrogeno (3,2%). La pressione atmosferica al suolo, misurata dalla sonda Mariner 10, è nell'ordine di un millesimo di pascal.

A causa dell'assenza di un meccanismo di distribuzione del calore ricevuto dal Sole e della sua rotazione estremamente lenta, che espone lo stesso emisfero alla luce solare diretta per lunghi periodi, l'escursione termica su Mercurio è la più elevata finora registrata nell'intero sistema solare; l'emisfero illuminato raggiunge i 600 K (700 K nelle zone equatoriali), quello in ombra scende spesso fino a 90 K.

SUPERFICIE

Analogamente alla Luna, per via della sua bassa attrazione gravitazionale Mercurio è sprovvisto di atmosfera, fatta eccezione per esili tracce di gas probabilmente frutto dell'interazione del vento solare con la superficie del pianeta. La composizione atmosferica è stata determinata come segue: potassio (31,7%), sodio (24,9%), ossigeno atomico (9,5%), argon (7,0%) elio (5,9%), ossigeno molecolare (5,6%), azoto (5,2%), anidride carbonica (3,6%), acqua (3,4%), idrogeno (3,2%). La pressione atmosferica al suolo, misurata dalla sonda Mariner 10, è nell'ordine di un millesimo di pascal.

A causa dell'assenza di un meccanismo di distribuzione del calore ricevuto dal Sole e della sua rotazione estremamente lenta, che espone lo stesso emisfero alla luce solare diretta per lunghi periodi, l'escursione termica su Mercurio è la più elevata finora registrata nell'intero sistema solare; l'emisfero illuminato raggiunge i 600 K (700 K nelle zone equatoriali), quello in ombra scende spesso fino a 90 K.

GEOLOGIA

La densità di Mercurio, pari a 5,43 kg/dm³, si discosta molto da quella lunare e, al contrario, è molto vicina a quella terrestre. Questo lascia supporre che, nonostante le somiglianze con la Luna, la struttura interna del pianeta sia più vicina a quella della Terra, con un nucleo particolarmente massiccio (fino all'80% del raggio mercuriano) formato da elementi pesanti. Ricerche pubblicate nel 2007 su Science, condotte con radar di alta precisione negli Stati Uniti e in Russia, hanno confermato l'idea di una frazione liquida nel nucleo di ferro-nichel. È quindi possibile distinguere un nucleo interno solido ed un nucleo esterno liquido. Il mantenimento di un nucleo liquido per miliardi di anni richiede la presenza di un elemento più leggero, come lo zolfo, che ne abbassi la temperatura di fusione dei materiali. L'idea che il nucleo di Mercurio potesse essere liquido era già stata avanzata per spiegare la presenza di un debole campo magnetico attorno al pianeta (rilevato per la prima volta dal Mariner 10 e quantificato in un centesimo di quello terrestre). Il campo rimane comunque difficilmente spiegabile, date le piccole dimensioni di Mercurio e la sua moderata velocità di rotazione.

Si suppone che il nucleo sia circondato da un mantello e da una spessa crosta.

ESPLORAZIONI

Mercurio è stato visitato per la prima volta nel 1974-75 dalla sonda statunitense Mariner 10, che ha teletrasmesso a terra fotografie registrate nel corso di tre successivi sorvoli.

Concepito per l'osservazione di Venere e Mercurio, il Mariner 10 venne lanciato il 3 novembre 1973 e raggiunse il pianeta nel 1974. La sonda statunitense si avvicinò fino ad alcune centinaia di chilometri dal pianeta, trasmettendo circa 6000 fotografie e mappando il 40% della superficie mercuriana.

La NASA ha lanciato nel 2004 la sonda MESSENGER, il cui primo passaggio ravvicinato di Mercurio, avvenuto il 14 gennaio 2008, è stato seguito dallo fly-by di ottobre 2008 e sarà replicato il settembre 2009 prima dell'ingresso in orbita attorno al pianeta previsto per il 18 marzo 2011. In seguito al primo fly-by di Mercurio, la sonda MESSENGER ha inviato a terra le prime immagini dell'emisfero "sconosciuto" di Mercurio.

Per il 2013 è invece previsto il lancio, da parte dell'ESA, della missione spaziale BepiColombo, così battezzata in onore dello scienziato, matematico e ingegnere Giuseppe Colombo (1920-1984), volta esclusivamente all'esplorazione del pianeta più interno.

Urano il Gigante Azzurro

2009-07-21T08:39:00.000-07:00

Urano è il settimo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole, il terzo per diametro e il quarto per massa. Il suo simbolo astronomico Unicode è . Porta il nome della divinità greca del cielo, Urano (Οὐρανός in greco antico), padre di Crono (Saturno) e nonno di Zeus (Giove). Sebbene sia visibile anche ad occhio nudo come gli altri cinque pianeti noti fin dall'antichità, non fu mai riconosciuto come tale a causa della sua bassa luminosità e della sua orbita particolarmente lenta;[3] venne scoperto infatti soltanto il 13 marzo 1781 da William Herschel, diventando così il primo pianeta ad essere stato scoperto tramite un telescopio. Una curiosità riguardo alla sua scoperta è che essa giunse del tutto inaspettata: i pianeti visibili ad occhio nudo (fino a Saturno) erano conosciuti da millenni, e nessuno sospettava l'esistenza di altri pianeti, fino alla scoperta, più che altro per caso, di Herschel che notò come una particolare stellina sembrava spostarsi. Da quel momento in poi, nessuno fu più sicuro del reale numero di pianeti del nostro sistema solare.

La composizione chimica di Urano è simile a quella di Nettuno ed entrambi hanno una composizione differente rispetto a quella dei giganti gassosi più grandi Giove e Saturno; per questa ragione, gli astronomi talvolta preferiscono riferirsi a questi due pianeti trattandoli come una classe separata, i "giganti ghiacciati". L'atmosfera del pianeta, sebbene sia simile a quella di Giove e saturno per la presenza abbondante di idrogeno ed elio, contiene una proporzione elevata di "ghiacci", come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, assieme a tracce di idrocarburi;[4] è anche l'atmosfera più fredda del sistema solare, con una temperatura minima che può scendere fino a 49 K (−224 °C). Possiede una complessa struttura di nubi ben stratificata, in cui si pensa che l'acqua si trovi negli strati inferiori e il metano in quelli più in quota.[4] L'interno del pianeta al contrario sarebbe composto principalmente di ghiacci e rocce.[5]

Una delle caratteristiche più insolite del pianeta è l'orientamento del suo asse di rotazione. Tutti gli altri pianeti hanno il proprio asse quasi perpendicolare al piano dell'orbita, mentre quello di Urano è quasi parallelo. Ruota quindi mantenendo uno dei suoi poli verso il Sole per metà del periodo di rivoluzione con conseguente estremizzazione delle fasi stagionali.[6] Inoltre, poiché l'asse è inclinato di poco più di 90°, la rotazione è tecnicamente retrograda: Urano ruota nel verso opposto rispetto a quello di tutti gli altri pianeti del sistema solare (eccetto Venere), anche se vista l'eccezionalità dell'inclinazione la rotazione retrograda è solo una nota minore. Il periodo della sua rivoluzione attorno al sole è di 84 anni circa e quindi ogni 40 anni cambia il polo esposto al sole, che ha una temperatura superiore rispetto a quella dell'equatore. La sua orbita giace in pratica sul piano dell'eclittica (inclinazione di 0,7°).

Come gli altri pianeti giganti, Urano possiede un sistema di anelli planetari, una magnetosfera e numerosi satelliti; visti da Terra, a causa dell'inclinazione del pianeta, i suoi anelli possono talvolta apparire come un sistema concentrico che circonda il pianeta come fossero anelli di un bersaglio e le sue lune girargli attorno come fossero lancette di un orologio, sebbene nel 2007 e 2008 gli anelli apparivano di taglio. Nel 1986 la sonda Voyager 2 mostrò Urano come un pianeta senza alcun segno distintivo sulla sua superficie, come bande e tempeste, tipiche invece degli altri pianeti gassosi;[6] tuttavia, le osservazioni condotte da Terra hanno mostrato delle evidenze di cambiamenti legati alle stagioni e un aumento dell'attività climatica, come il pianeta si è avvicinato all'equinozio. la velocità dei venti di Urano possono raggiungere i 250 metri al secondo, pari a ben 900 km/h.

OSSERVAZIONE

Il pianeta manifesta fluttuazioni nella luminosità, ben documentate, determinate sia da cambiamenti fisici dell'atmosfera del pianeta, sia da considerazioni geometriche e prospettiche. La luminosità di Urano è influenzata dalla sua distanza dal Sole, dalla distanza dalla Terra e dalla particolare vista che offre al nostro pianeta: Urano appare leggermente più grande [8] e più luminoso quando mostra le regioni polari alla Terra. Inoltre è stata individuata una correlazione tra l'attività solare e la luminosità del pianeta: durante i periodi di intensa attività solare, le fluttuazioni nella luminosità del pianeta sono più pronunciate.[9]

Tra il 1995 ed il 2006 la magnitudine apparente di Urano è variata fluttuando tra +5,5 e +6,0, ponendolo giusto al di sopra del limite per la visibilità ad occhio nudo, intorno +6,5.[10] All'opposizione, è visibile come una debole stella quando il cielo è scuro e può essere osservato anche in ambiente urbano usando un binocolo.[11] Dalla terra ha un diametro compreso tra 3,4 and 3,7 arcsecondi. Con un telescopio a 100 ingrandimenti si riesce ad intravvedere la forma di un disco, fino ad arrivare a 500× dove raggiunge le dimensioni angolari della Luna. Anche usando grossi telescopi non può essere visto nessun dettaglio del suo disco. In ogni modo studi all'infrarosso della sua atmosfera mediante l'utilizzo di ottiche adattive e del Telescopio spaziale Hubble hanno riportato dati interessanti nei vari anni dopo il passaggio della sonda Voyager 2.[12]

L'osservazione dei satelliti del pianeta è difficoltosa. Oberon e Titania possono essere individuati con un telescopio da 8'', in un cielo particolarmente buio. Aperture di 12-14 '' e 16 '' dovrebbero permettere l'individuazione di Ariel ed Umbriel rispettivamente. Miranda può essere osservata solo con grandi telescopi.[9]

MISSIONI SPAZIALI

L'esplorazione di Urano è avvenuta soltanto per mezzo della sonda Voyager 2 e non sono programmate al momento uteriori missioni esplorative in loco. Per ovviare alla mancanza di informazioni dirette, le variazioni nell'atmosfera del pianeta sono studiate attraverso campagne di osservazione telescopica, in particolare utilizzando la Camera planetaria a grande campo a bordo del Telescopio spaziale Hubble.

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

Lo studio di Urano, infine, non è ritenuto prioritario dalle principali agenzie spaziali, che stanno concentrando le proprie risorse nell'esplorazione dei sistemi di Giove e di Saturno [17] e stanno valutando l'opportunità di inviare una missione verso Nettuno [18].

VOYAJER 2

La sonda Voyager 2 toccò il massimo avvicinamento al pianeta il 24 gennaio 1986, ad una distanza di circa 81 500 km. Le osservazioni durarono solo sei ore, ma hanno permesso agli astronomi di imparare su Urano molto più di quanto avessero appreso da più di 200 anni di osservazioni da Terra.[19]

Le prime analisi fatte dei dati furono tuttavia un enorme delusione: non veniva riscontrata la presenza di fasce parallele né di nubi, al contrario di come era stato osservato da Terra; l'atmosfera di un colore azzurro-verde era uniforme e priva completamente di dettagli. Fu solo grazie ad un trattamento delle immagini che apparvero sia le nubi che le altre formazioni.

La sonda scoprì nuove lune, inviò a Terra le prime immagini degli anelli e scoprì inoltre attività geologica sulle lune maggiori: depositi scuri in fondo a crateri ghiacciati indicavano la presenza di acqua sporca dovuta ad attività vulcanica.

ATMOSFERA

L'atmosfera è spessa 7600 km ed è composta da idrogeno (83%), elio (15%), metano (2%) e con tracce di acqua ed ammoniaca. Nel 1986 la sonda spaziale Voyager 2 rilevò nubi trasportate da correnti d'aria comprese tra i 100 e i 600 km/h. Nel 1998 il telescopio spaziale Hubble ha fotografato, a differenti altitudini, circa 20 formazioni nuvolose tra le più luminose presenti nel sistema solare esterno. Le nubi sono probabilmente formate da cristalli di metano che condensano come bolle calde di gas risalenti dalle profondità di Urano.
La parte sottostante, più dell'80% della massa del pianeta, è formata da un liquido composto principalmente da materiali "ghiacciati" di acqua, metano ed ammoniaca, mentre la parte centrale è formata da materiale più denso.

Il colore ciano del pianeta è dovuto alla presenza di metano nell'atmosfera, che assorbe la luce rossa e riflette quella blu. La temperatura della superficie delle nuvole che ricoprono Urano è di circa 55 K (-218 °C o -360 °F); Urano è talmente distante dal Sole che la differenza di temperatura tra l'estate e l'inverno è quasi nulla.

GEOLOGIA

Urano è composto principalmente di rocce e vari tipi di ghiaccio, con solo circa il 15% di idrogeno e una piccola frazione di elio (questo in contrasto con Giove e Saturno che invece sono composti principalmente da idrogeno). Urano (come Nettuno) è in molti modi simile alla parte interna di Giove e Saturno, senza però la massiccia presenza di idrogeno metallico liquido che i due pianeti giganti posseggono grazie alle pressioni enormi che esercitano sulle loro parti interne. Urano, di massa più piccola, non può generare una pressione sufficiente. Sembra inoltre che Urano non abbia un nucleo roccioso, ma invece il materiale che lo compone sembra essere più o meno distribuito in modo uniforme.

INCLINAZIONE

La principale particolarità di Urano sta nell'inclinazione del suo asse che si trova di 98° inclinato sul piano dell'orbita, si potrebbe pertanto dire che l'asse di rotazione di Urano quasi giace sul suo piano orbitale. Di conseguenza, uno dei due poli vedrà il Sole per metà dell'orbita, e per la sucessiva metà dell'orbita cadrà nella zona in ombra. Nel tratto intermedio all'inversione dei due poli rispetto al Sole, si verifica la situazione in cui il Sole sorge e tramonta intorno all'equatore normalmente.

Quando il Voyager 2 visitò il pianeta nel 1986, il polo sud di Urano era diretto verso il Sole. Da notare che l'assegnazione di questo polo come polo sud è attualmente in discussione. Urano può essere descritto come pianeta che ha un'inclinazione dell'asse leggermente maggiore di 90° o come pianeta che ha un'inclinazione leggermente inferiore a 90° e una rotazione retrograda. Queste due descrizioni sono esattamente equivalenti come descrizione fisica di un pianeta, ma il risultato è che la definizione di Polo Nord e Polo Sud è una l'opposta dell'altra.

Un risultato di questo strano orientamento è che le regioni polari di Urano ricevono una grande quantità di energia dal Sole in maniera maggiore rispetto alle regioni prossime all'equatore. Tuttavia Urano è più caldo all'equatore che ai poli, anche se il meccanismo responsabile di questo non è attualmente conosciuto. È sconosciuta anche la ragione per cui l'asse di rotazione di Urano è così inclinato. Per spiegare quest'ultimo fatto è stata presentata un'ipotesi che si basa su una possibile collisione di Urano, durante le fasi di formazione, con un altro protopianeta, con risultato finale questa strana inclinazione dell'asse.

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

CAMPO MAGNETICO

Il campo magnetico di Urano è strano in quanto non ha il suo centro nel nucleo del pianeta ed è inclinato di almeno 60° rispetto all'asse di rotazione. Probabilmente è generato dal movimento a profondità relativamente superficiali all'interno del pianeta. Nettuno ha un campo magnetico simile e quindi si pensa che questa stranezza non sia dovuta allo strana inclinazione dell'asse di Urano. La magnetosfera è attorcigliata dalla rotazione del pianeta in una spirale retrostante il pianeta stesso. La sorgente del campo magnetico è attualmente (2007) sconosciuta; attualmente non si ritiene più vera la supposizione dell'esistenza, tra il nucleo del pianeta e l'atmosfera, di un oceano super-pressurizzato composto da acqua ed ammoniaca che avrebbe potuto generare una conduzione elettrica.

ANELLI

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

Urano possiede due sistemi di anelli. Il sistema più interno è formato da undici sottili anelli planetari, mentre quello più esterno è formato da due anelli.

Nel dicembre 2005 il telescopio spaziale Hubble ha fotografato due nuovi anelli precedentemente sconosciuti. Il più largo di questi ha un diametro due volte più grande degli anelli precedentemente conosciuti.[20] I due anelli sono così lontani dal pianeta che sono stati chiamati il "secondo sistema di anelli" di Urano. Gli scienziati che hanno effettuato lo studio ipotizzano che l'anello più esterno venga continuamente alimentato dal satellite Mab, scoperto nel 2005 e dal diametro di circa 20 km, che orbita all'interno di tale anello.

SATELLITI

I satelliti naturali di Urano fino ad oggi (2005) scoperti sono 27, tra questi i 5 principali sono: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Miranda.

GIOVE il signore dei pianeti!!

2009-07-21T01:42:00.000-07:00

Giove (dal latino Iovem, accusativo di Iuppiter) è il quinto pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole, il più massiccio di tutto il sistema planetario: la sua massa corrisponde infatti a 2,468 volte la somma di quelle di tutti gli altri pianeti messi insieme.[10] È classificato, al pari di Saturno, Urano e Nettuno, come gigante gassoso.

Giove ha una composizione simile a quella della nostra stella: infatti è costituito principalmente da idrogeno ed elio, con piccole quantità di altri composti chimici, quali ammoniaca, metano ed acqua.[11] La sua rapida rotazione gli conferisce l'aspetto di uno sferoide oblato, ovvero possiede un rigonfiamento all'equatore e uno schiacciamento ai poli.[5] Si ritiene che il pianeta possieda un nucleo solido, presumibilmente di natura rocciosa, costituito da carbonio e silicati di ferro, circondato da un mantello di idrogeno metallico e da una vasta copertura atmosferica,[12] che generano su di esso delle altissime pressioni.[13] L'atmosfera esterna è caratterizzata da numerose bande e zone di tonalità variabili dal color crema al marrone, costellate da formazioni cicloniche ed anticicloniche, tra le quali si annovera la Grande Macchia Rossa.[14]

A causa delle sue dimensioni e della composizione simile a quella solare, Giove è stato considerato per lungo tempo una "stella fallita":[15] in realtà, solamente se avesse avuto l'opportunità di accrescere la propria massa sino a 75-80 volte quella attuale,[16][17] il suo nucleo avrebbe ospitato le condizioni necessarie di temperatura e pressione per innescare le reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno in elio, il che avrebbe reso il sistema solare un sistema stellare binario.[18]

Il pianeta è caratterizzato da un numeroso stuolo di satelliti,[19] da un sistema di evanescenti anelli [13] e da un'intensa ed ampia magnetosfera; inoltre, come gli altri giganti gassosi, emette una quantità di energia quasi pari a quella che riceve dal Sole.[13][20]

Giove è il pianeta più massiccio del sistema solare, 2,468 volte più massiccio di tutti gli altri pianeti messi insieme;[10] la sua massa è tale che il baricentro del sistema Sole-Giove cade esternamente alla stella, essendo posto a 47 500 km (0,068 R☉) dalla superficie solare. Il valore della massa gioviana (indicata con MJ) è utilizzato come raffronto per le masse degli altri pianeti gassosi ed in particolare dei pianeti extrasolari.[120]

La grande forza di gravità di Giove contribuisce, assieme a quella del Sole, a plasmare le principali strutture del sistema solare, in quanto la sua attrazione bilancia le orbite degli altri pianeti [21] ed il suo immane pozzo gravitazionale "ripulisce" il sistema dai detriti vaganti che viaggiano nelle sue vicinanze, che altrimenti rischierebbero di andare ad impattare contro i pianeti più interni.[22]

Il pianeta, conosciuto sin dall'antichità, ha rivestito un ruolo preponderante nel credo religioso di numerose culture, tra cui i Babilonesi, i Greci e i Romani. A questi ultimi, e prima ancora ai Greci e agli stessi Babilonesi, si deve l'attuale nome del pianeta: infatti queste culture hanno identificato l'astro con il sovrano degli dei (Marduk per i Babilonesi, Zeus per i Greci, Giove per i Romani).[23] Il simbolo astronomico del pianeta (♃) è una rappresentazione stilizzata del fulmine del dio, suo principale attributo.

OSSERVAZIONE

Giove appare ad occhio nudo come una stella biancastra molto brillante, a causa della sua elevata albedo.[3] È il quarto oggetto più brillante nel cielo, dopo il Sole, la Luna e Venere;[10] con quest'ultimo si spartisce il ruolo di "stella del mattino" o "stella della sera", soprattutto qualora Venere si trovi in una fase di inosservabilità durante il suo moto orbitale (in genere in corrispondenza delle congiunzioni).[24] La sua magnitudine apparente varia, a seconda della posizione durante il suo moto di rivoluzione, da −1,6 a −2,8, mentre il suo diametro apparente varia da 29,8 a 50,1 secondi d'arco;[3] tuttavia, in occasione di alcune (per altro molto rare) opposizioni, Marte arriva a superare, seppur di poco, la luminosità di Giove, raggiungendo la magnitudine −2,9. I periodi più propizi per osservare il pianeta corrispondono alle opposizioni, che si verificano ogni qual volta Giove transita al perielio; queste circostanze, in cui l'astro raggiunge le dimensioni apparenti massime, consentono all'osservatore amatoriale, munito delle adeguate attrezzature, di scorgere più facilmente gran parte delle formazioni che caratterizzano la superficie visibile del pianeta.[25] Occasionalmente, è possibile osservare il pianeta anche durante il dì, a patto che il Sole sia molto basso sull'orizzonte.[26]
Il periodo sinodico del pianeta è di 398,88 giorni, al termine dei quali il corpo celeste inizia una fase di moto retrogrado, in cui sembra spostarsi all'indietro nel cielo notturno, rispetto allo sfondo delle stelle "fisse", eseguendo una sorta di traiettoria sigmoide. Giove, nei 12 anni circa della propria rivoluzione, attraversa tutte le costellazioni dello zodiaco.[27]

Poiché l'orbita di Giove è esterna all'orbita terrestre, l'angolo di fase gioviano visto dal nostro pianeta non è mai superiore a 11,5° ed è quasi sempre vicino allo zero, ovvero il pianeta appare quasi sempre completamente illuminato; fu solo durante le missioni spaziali verso il pianeta che fu fotografata una sua fase crescente.[28]

Il pianeta è interessante da un punto di vista osservativo in quanto già con piccoli strumenti è possibile rivelarne alcuni caratteristici dettagli superficiali. Un binocolo 10x50 o un piccolo telescopio rifrattore consentono già di osservare attorno al pianeta quattro piccoli punti luminosi, disposti lungo il prolungamento dell'equatore del pianeta: si tratta dei satelliti medicei.[29] Poiché essi orbitano abbastanza velocemente intorno al pianeta, è possibile notarne i movimenti già tra una notte e l'altra: il più interno, Io, arriva a compiere tra una notte e la successiva quasi un'orbita completa.[30]

Un telescopio da 60 mm permette già di osservare le caratteristiche bande nuvolose [31] e, qualora le condizioni atmosferiche siano perfette, anche la caratteristica più nota del pianeta, la Grande Macchia Rossa; essa però è maggiormente visibile con un telescopio di apertura 25 cm, che consente di osservare meglio le nubi e le formazioni più fini del pianeta.[32]
Il pianeta risulta osservabile non solo nel visibile, ma anche ad altre lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, principalmente nell'infrarosso. L'osservazione a più lunghezze d'onda si rivela utile soprattutto nell'analisi della struttura e della composizione dell'atmosfera del pianeta.

L'indagine infrarossa, effettuata sia per mezzo di strumenti spettroscopici a Terra sia mediante telescopi spaziali e sonde automatizzate, ha consentito di analizzare diversi aspetti della struttura dell'atmosfera e dei fenomeni meteorologici che la caratterizzano,[33] come particolari strutture, dette hot spots, che appaiono scure e confinano in direzione sud i pennacchi nuvolosi posti al limite settentrionale della zona equatoriale;[34] inoltre ha permesso di scoprire che la Grande Macchia Rossa è più fredda della maggior parte delle altre nubi sul pianeta, segno del fatto che raggiunge altitudini maggiori.[35] L'astronomia infrarossa ha inoltre permesso di osservare delle forti emissioni termiche, concentrate in prevalenza lungo la fascia equatoriale,[36] e di rintracciare nella termosfera la presenza del catione idrogenonio (H3+),[37] responsabile di forti emissioni nell'infrarosso medio a lunghezze d'onda comprese tra 3 e 5 μm.[38]

Nell'infrarosso è stato anche possibile studiare il tenue sistema di anelli che circonda il pianeta, sia tramite osservazioni da terra (condotte soprattutto dai telescopi Keck alla lunghezza d'onda di 2,27 μm [39]), sia tramite sonde semiautomatiche (Galileo[40]), e di rintracciare la presenza di aurore polari;[33] queste ultime sono però state messe meglio in evidenza grazie al contributo della radioastronomia e dell'astronomia ultravioletta,[41] che ha permesso anche di individuare nell'atmosfera del gigante gassoso tracce di benzene e altri idrocarburi più complessi.[42]

MISSIONI SU GIOVE

Sin dal 1973 numerose furono le sonde automatiche a visitare il pianeta gigante, sia come obiettivo di studio, sia come tappa intermedia, allo scopo di sfruttarne il grande effetto fionda gravitazionale per dirigersi nelle regioni più distanti del sistema solare.[65] I viaggi in direzione di altri pianeti all'interno del sistema solare richiedono un grande dispendio energetico, che viene impiegato per provocare una netta variazione della velocità della sonda nota come delta-v (Δv).[65] Il raggiungimento di Giove dalla Terra richiede un Δv di 9,2 km/s,[66] molto simile ai 9,7 km/s di Δv necessari per raggiungere la low earth orbit.[65] L'effetto fionda gravitazionale consente di incrementare il Δv senza l'impiego di eccessivo combustibile, consentendo dunque un notevole risparmio energetico ed un significativo prolungamento della durata del volo.[66]

A partire dal 1973 diverse sonde hanno compiuto dei sorvoli ravvicinati (fly-by) del pianeta. La prima sonda fu la Pioneer 10, che ha eseguito un fly-by di Giove nel dicembre del 1973, seguita dalla Pioneer 11 esattamente un anno più tardi. Le due sonde permisero di ottenere le prime immagini ravvicinate dell'atmosfera, delle nubi gioviane e di alcuni suoi satelliti, nonché la prima precisa misura del suo campo magnetico; scoprirono inoltre che la quantità di radiazioni in prossimità del pianeta era di gran lunga superiore a quella attesa. Le traiettorie delle sonde furono utilizzate per raffinare la stima della massa del sistema gioviano, mentre l'occultazione delle sonde dietro il disco del pianeta migliorarono le stime del valore del diametro equatoriale e dello schiacciamento polare.[27][77]

Sei anni dopo fu la volta delle missioni Voyager (1 e 2), programmate per l'esplorazione del sistema solare esterno. Le due sonde hanno migliorato enormemente la comprensione di alcune dinamiche dei satelliti galileiani e dell'atmosfera di Giove, tra cui la conferma della natura anticiclonica della Grande Macchia Rossa e l'individuazione di lampi e formazioni temporalesche; le sonde permisero inoltre di scoprire gli anelli di Giove e otto satelliti naturali precedentemente sconosciuti. Le Voyager rintracciarono la presenza di un toroide di plasma ed atomi ionizzati in corrispondenza dell'orbita di Io, sulla cui superficie furono scoperti numerosi edifici vulcanici, alcuni dei quali nell'atto di eruttare.[27][78]

La successiva missione ad avvicinarsi al pianeta fu nel febbraio del 1992 la sonda solare Ulysses, che ha raggiunto una distanza minima dal pianeta di 450 000 km (6,3 raggi gioviani).[72] Il flyby era necessario per raggiungere l'orbita polare attorno al Sole, ed è stato sfruttato per condurre studi sulla magnetosfera di Giove. Poiché la sonda non aveva telecamere a bordo, non è stata ripresa alcuna immagine. Nel febbraio 2004 la sonda si avvicinò nuovamente a Giove, anche se questa volta la distanza fu molto maggiore, circa 240 milioni di chilometri.[73]

Nel 2000 la sonda Cassini, durante la sua rotta verso Saturno, ha sorvolato Giove ed ha fornito alcune delle immagini più dettagliate mai scattate del pianeta.[75]

L'ultima sonda, in ordine temporale, a raggiungere Giove è stata la New Horizons, che, diretta verso Plutone e gli oggetti della Fascia di Kuiper, ha eseguito un fly-by del pianeta per sfruttarne la gravità;[79] l'approccio più vicino è avvenuto il 28 febbraio 2007.[80] Le telecamere della sonda all'uscita dall'orbita di Giove hanno misurato l'energia del plasma emesso dai vulcani di Io ed hanno studiato brevemente, ma in dettaglio, i quattro satelliti medicei, conducendo anche delle indagini a distanza dei satelliti più

MISSIONE GALILEO

Ad oggi l'unica sonda progettata appositamente per lo studio del pianeta è stata la sonda Galileo, che entrò in orbita attorno a Giove il 7 dicembre del 1995 e vi permase per oltre 7 anni, compiendo sorvoli ravvicinati di tutti i satelliti galileiani e di Amaltea. Nel 1994, mentre giungeva verso il pianeta gigante, la sonda ha assistito all'impatto della cometa Shoemaker-Levy 9, riprendendo diverse immagini dell'evento.[83]
Sebbene le informazioni raccolte dalla sonda sul sistema gioviano siano copiose, la missione non si è rivelata un completo successo, dato che la sua grande antenna ad alto guadagno non si è mai dispiegata.[84]

Nel luglio del 1995 è stata sganciata dalla sonda madre un piccolo modulo-sonda, che è entrato nell'atmosfera del pianeta il 7 dicembre; paracadutandosi per 159 km attraverso l'atmosfera il modulo ha raccolto dati per 75 minuti, prima di essere schiacciato e distrutto dalle alte pressioni e temperature dell'atmosfera inferiore (circa 28 atmosfere – ~2,8 × 106 Pa –, ad una temperatura di 185°C – 458 K –[85]). La stessa sorte è toccata alla sonda madre quando, il 21 settembre 2003, è stata deliberatamente spinta verso il pianeta a una velocità di oltre 50 km/s, al fine di evitare qualsiasi possibilità che in futuro essa potesse collidere con il satellite Europa ed eventualmente contaminarlo.[84]

MISSIONI FUTURE

La NASA ha in progetto una sonda per lo studio di Giove da un'orbita polare; battezzata Juno, il suo lancio è previsto per il 2011.[86]

La possibile presenza di un oceano di acqua liquida sui satelliti Europa, Ganimede e Callisto ha portato ad un crescente interesse per uno studio ravvicinato dei satelliti ghiacciati del sistema solare esterno. Per motivi di bilancio, a partire dagli anni 2000 i piani relativi a tre missioni spaziali sono stati scartati dalla NASA: si trattava delle missioni Europa Orbiter (pianificata per il 2002), Jupiter Icy Moons Orbiter (JIMO, attesa per il 2012 ma cancellata nel 2005)[87] e Pioneer H. L'ESA ha studiato una missione per lo studio di Europa denominata Jovian Europa Orbiter (JEO);[88] il progetto della missione è stato però implementato da quello della Europa Jupiter System Mission (EJSM), frutto della collaborazione con la NASA e studiato per l'esplorazione di Giove e dei satelliti,[89] il cui lancio è previsto attorno al 2020.[90] La EJSM è costituita da due unità, la Jupiter Europa Orbiter, gestita e sviluppata dalla NASA, e la Jupiter Ganymede Orbiter, gestita dall'ESA.[91]

PARAMETRI ORBITALI

Giove orbita ad una distanza media dal Sole di 778,33 milioni di km (5,202 UA)[1][2] e completa la sua rivoluzione attorno alla stella ogni 11,86 anni; questo periodo corrisponde esattamente ai due quinti del periodo orbitale di Saturno, con cui si trova dunque in una risonanza di 5:2.[92] L'orbita di Giove è inclinata di 1,31° rispetto al piano dell'eclittica; per via della sua eccentricità pari a 0,048, la distanza tra il pianeta e il Sole varia di circa 75 milioni di km tra i due apsidi, il perielio (740 742 598 km) e l'afelio (816 081 455 km).[1][2] La velocità orbitale media di Giove è di 13 056 m/s (47 001 km/h), mentre la circonferenza orbitale misura complessivamente 4 774 000 000 km.

L'inclinazione dell'asse di rotazione è relativamente piccola, solamente 3,13°, e precede ogni 12 000 anni;[93] di conseguenza, il pianeta non sperimenta significative variazioni stagionali, contrariamente a quanto accade, ad esempio, sulla Terra e su Marte.[94]

Giove, dato il suo periodo di rotazione di poco meno di 10 ore, presenta la rotazione più rapida di tutti i pianeti del sistema solare. L'alta velocità di rotazione è all'origine di un marcato rigonfiamento equatoriale, facilmente visibile anche tramite un telescopio amatoriale; questo rigonfiamento è causato dall'alta accelerazione centripeta all'equatore, pari a circa 1,67 m/s², che, combinata con l'accelerazione di gravità media del pianeta (24,79 m/s²), dà un'accelerazione risultante pari a 23,12 m/s²: di conseguenza, un ipotetico oggetto posto all'equatore del pianeta peserebbe meno rispetto ad un corpo di identica massa posto alle medie latitudini.
Il pianeta ha dunque l'aspetto di uno sferoide oblato, il cui diametro equatoriale è maggiore rispetto al diametro polare: il diametro misurato all'equatore supera infatti di ben 9 275 km il diametro misurato ai poli.[5][95]

Poiché Giove non è un corpo solido, la sua atmosfera superiore è soggetta ad una rotazione differenziale: infatti, la rotazione delle regioni polari del pianeta è più lunga di circa 5 minuti rispetto a quella all'equatore. Sono stati adottati tre sistemi di riferimento per monitorare la rotazione delle strutture atmosferiche permanenti. Il sistema I si applica alle latitudini comprese tra 10° N e 10° S; il suo periodo di rotazione è il più breve del pianeta, pari a 9h 50m 30,0s.[8] Il sistema II si applica a tutte le latitudini a nord e a sud di quelle del sistema I; il suo periodo è pari a 9h 55m 40,6s.[8] Il sistema III fu originariamente definito tramite osservazioni radio e corrisponde alla rotazione della magnetosfera del pianeta; la sua durata è presa come il periodo di rotazione "ufficiale" del pianeta (9 h 55 min 29,685 s[8]).[96]

FORMAZIONE

Dopo la formazione del Sole, avvenuta circa 4,6 miliardi di anni fa,[97][98] il materiale residuato dal processo, ricco in polveri metalliche, si è disposto in un disco circumstellare da cui hanno avuto origine dapprima i planetesimi, quindi, per aggregazione di questi ultimi, i protopianeti.[99]
La formazione di Giove ha avuto inizio a partire dalla coalescenza di planetesimi di natura ghiacciata [100] poco al di là della frost line, una linea oltre la quale si addensarono i planetesimi costituiti in prevalenza da materiale a basso punto di fusione;[101] la frost line ha agito da barriera, provocando un rapido accumulo di materia a ~5 UA dal Sole.[101][102] L'embrione planetario così formato, di massa pari a circa 10 masse terrestri (M⊕), ha iniziato ad accrescere materia gassosa a partire dall'idrogeno e dall'elio avanzati dalla formazione del Sole e confinati nelle regioni periferiche del sistema dal vento della stella neoformata.[100][101]

Il tasso di accrescimento dei planetesimi, che risultò più intenso di quello dei gas, proseguì sino a quando il numero di planetesimi nella fascia orbitale in cui aveva luogo la formazione del pianeta non manifestò una netta diminuzione;[100] a questo punto il tasso di accrescimento dei planetesimi e quello dei gas dapprima raggiunsero valori simili, quindi quest'ultimo iniziò a predominare sul primo, favorito dalla rapida contrazione dell'involucro gassoso in accrescimento e dalla rapida espansione del confine esterno del sistema, che dipende dalla massa totale raggiunta dal pianeta.[100] Il proto-Giove cresce a ritmo serrato sottraendo idrogeno dalla nebulosa solare e raggiungendo in circa mille anni le 150 M⊕ e, dopo qualche migliaio di anni, le definitive 318 M⊕.[101]

Il processo di accrescimento del pianeta è stato mediato dalla formazione di un disco circumplanetario all'interno del disco circumsolare; terminato il processo di accrescimento per esaurimento dei materiali volatili, ormai andati a costituire il pianeta, i materiali residui, in prevalenza rocciosi, sono andati a costituire il sistema di satelliti del pianeta,[102][103] che si è infoltito a seguito della cattura, da parte della grande forza di gravità di Giove, di numerosi altri corpi minori.[104]

Conclusa la sua formazione, il pianeta ha subito un processo di migrazione planetaria:[105][106] il pianeta infatti si sarebbe formato a circa 5,65 UA, circa 0,45 UA (70 milioni di chilometri) più in là rispetto ad oggi, e nei 100.000 anni successivi, a causa della perdita del momento angolare dovuta all'attrito con il debole disco di polveri residuato dalla formazione della stella e dei pianeti, sarebbe man mano scivolato verso l'attuale orbita, stabilizzandosi ed entrando in risonanza 1:2 con Saturno.[107] Durante questa fase Giove avrebbe catturato i suoi asteroidi troiani, originariamente oggetti della fascia principale o della fascia di Kuiper [108] destabilizzati dalle loro orbite originarie e vincolati in corrispondenza dei punti lagrangiani L4 ed L5.[109]

L'ipotesi che il pianeta si sia formato mediante la coalescenza dei planetesimi e il successivo accrescimento dei gas è corroborata dai risultati, pubblicati nel novembre 2008, di alcune simulazioni computerizzate,[110] che indicano che Giove possiede un nucleo circa il doppio più massiccio rispetto alle stime iniziali, che fu in grado quindi di accrescere grandi quantità di gas dalla nebulosa solare.

COMPOSIZIONE

L'atmosfera superiore di Giove è composta in volume da un 88-92% di idrogeno molecolare e da un 8-12% di elio.[112][78] Queste percentuali cambiano se si tiene in considerazione la proporzione delle masse dei singoli elementi e composti costituenti, dal momento che l'atomo di elio è circa quattro volte più massiccio dell'atomo di idrogeno; la composizione in massa dell'atmosfera gioviana è quindi 75% di idrogeno e 24% di elio, mentre il restante 1% è costituito da altri elementi e composti presenti in quantità molto più esigue.[112][78] La composizione atmosferica varia leggermente man mano che si procede verso le regioni interne del pianeta, date le alte densità in gioco: alla base dell'atmosfera si ha quindi un 71% in massa di idrogeno, un 24% di elio e il restante 5% di elementi più pesanti e composti (metano, vapore acqueo, ammoniaca, composti del silicio, carbonio, etano, acido solfidrico, neon, ossigeno, fosforo e zolfo).[113]

Nelle regioni più esterne dell'atmosfera sono inoltre presenti dei consistenti strati di cristalli di ammoniaca solida,[11][78][42] con tracce di idrocarburi;[42] si ipotizza anche la presenza di acqua nelle nubi degli strati più profondi dell'atmosfera.[114]

Le proporzioni atmosferiche di idrogeno ed elio sono molto vicine a quelle riscontrate nel Sole e teoricamente predette per la nebulosa solare primordiale;[115] tuttavia le abbondanze dell'ossigeno, dell'azoto, dello zolfo e dei gas nobili sono superiori di un fattore tre ai valori misurati nel Sole;[116] in particolare, la quantità di neon nell'alta atmosfera è pari in massa solamente a 20 parti per milione, circa un decimo rispetto alla sua quantità nella stella.[117] Anche la quantità di elio appare leggermente inferiore, presumibilmente a causa di fenomeni meteorologici che interessano l'atmosfera gioviana, come le precipitazioni.[118] Le quantità dei gas nobili di peso atomico maggiore (argon, kripton, xeno, radon) sono circa due o tre volte quelle della nostra stella.[112]

Sulla base di osservazioni spettroscopiche si è ipotizzato che Saturno possa essere molto simile per composizione a Giove, mentre gli altri giganti gassosi, Urano e Nettuno, differirebbero dai primi in quanto avrebbero una composizione meno abbondante in idrogeno ed elio e più ricca in metano.[119]

MASSA E DIMENSIONI

Giove è il pianeta più massiccio del sistema solare, 2,468 volte più massiccio di tutti gli altri pianeti messi insieme;[10] la sua massa è tale che il baricentro del sistema Sole-Giove cade esternamente alla stella, essendo posto a 47 500 km (0,068 R☉) dalla superficie solare. Il valore della massa gioviana (indicata con MJ) è utilizzato come raffronto per le masse degli altri pianeti gassosi ed in particolare dei pianeti extrasolari.[120]

In raffronto alla Terra, Giove è 317,938 volte più pesante, ha un volume 1 319 volte superiore ma una densità più bassa, appena superiore a quella dell'acqua: 1,319 × 10³ kg/m³ contro i 5,5153 × 10³ kg/m³ della Terra. Il diametro è 11,2008 volte maggiore di quello terrestre.[10][27]

Si è scoperto che, allo stato attuale, Giove si comprime di circa 2 cm all'anno;[20] probabilmente il fenomeno è generato dal meccanismo di Kelvin-Helmholtz, secondo cui il pianeta compensa comprimendosi in maniera adiabatica la normale dispersione del calore endogeno nello spazio. Questa compressione genera un riscaldamento del nucleo, all'origine di un intenso calore interno che fa sì che il pianeta irradi nello spazio una quantità di energia quasi uguale a quella ricevuta per insolazione.[13][20] per queste ragioni, si ritiene che, appena formato, il pianeta dovesse essere più caldo e più grande di circa il doppio rispetto ad ora.[121]

I modelli teorici indicano, contrariamente a quanto intuibile, che se Giove fosse più massiccio avrebbe un diametro inferiore a quello che possiede attualmente. Infatti, nel caso di una massa piuttosto grande quale quella del pianeta, la pressione al suo centro risulta talmente elevata che tutta la materia si presenta in forma ionizzata: gli elettroni sono strappati all'attrazione dei nuclei atomici e sono liberi di muoversi nello spazio.[122][123] Aggiungendo ulteriormente massa gli elettroni divengono degeneri, vale a dire si trovano nel livello quantico ad energia più bassa disponibile.[122] Dato che gli elettroni appartengono alla categoria dei fermioni, essi obbediscono al principio di esclusione di Pauli, secondo il quale due elettroni non possono occupare il medesimo livello:[124] pertanto, qualora la massa incrementasse ulteriormente, le strutture atomiche sarebbero alterate dalla crescente forza di gravità, che costringerebbe tale banda ad allargarsi, sicché la sola pressione degli elettroni degeneri manterrebbe in equilibrio il nucleo contro il collasso gravitazionale cui sarebbe naturalmente soggetto.[120]
Questo comportamento varrebbe fino a masse comprese tra 10 e 50 volte la massa di Giove: oltre questo limite, infatti, ulteriori aumenti di massa determinerebbero aumenti effettivi di volume e causerebbero il raggiungimento di temperature, nel nucleo, tali da innescare la fusione del litio e del deuterio: si forma così una nana bruna.[125][126][127] Qualora l'oggetto raggiungesse una massa pari a circa 75-80 volte quella di Giove [17][128] si raggiungerebbe la massa critica per l'innesco di reazioni termonucleari di fusione dell'idrogeno in elio, che porterebbe alla formazione di una stella, nella fattispecie una nana rossa.[125][129] Anche se Giove dovrebbe essere circa 75 volte più massiccio per essere una stella, il diametro della più piccola stella mai scoperta, AB Doradus C, è appena del 40% più grande rispetto al diametro del pianeta.

GEOLOGIA

La struttura interna del pianeta è oggetto di studi da parte degli astrofisici e dei planetologi; si ritiene che il pianeta sia costituito da più strati, ciascuno con caratteristiche chimico-fisiche ben precise. Partendo dall'interno verso l'esterno si incontrano, in sequenza: un nucleo, un mantello di idrogeno metallico liquido,[131] uno strato di idrogeno molecolare liquido, elio ed altri elementi, ed una turbolenta atmosfera.[132] Secondo i modelli astrofisici più moderni e ormai accettati da tutta la comunità scientifica, Giove non possiede una crosta solida; il gas atmosferico diventa sempre più denso procedendo verso l'interno e gradualmente si converte in liquido, al quale si aggiunge una piccola percentuale di elio, ammoniaca, metano, zolfo, acido solfidrico ed altri composti in percentuale minore.[132] La temperatura e la pressione all'interno di Giove aumentano costantemente man mano che si procede verso il nucleo.[132]

Al nucleo del pianeta è spesso attribuita una natura rocciosa, ma la sua composizione dettagliata, così come le proprietà dei materiali che lo costituiscono e le temperature e le pressioni cui sono soggetti, e persino la sua stessa esistenza, sono ancora in gran parte oggetto di speculazione.[133] Secondo i modelli, il nucleo, con una massa stimata in 14-18 M⊕,[110] sarebbe costituito in prevalenza da carbonio e silicati, con temperature stimate sui 36 000 K e pressioni dell'ordine dei 4500 gigapascal (GPa).[13]

La regione nucleare è circondata da un denso mantello di idrogeno liquido metallico,[131][20] che si estende sino al 78% (circa i 2/3) del raggio del pianeta ed è sottoposto a temperature dell'ordine dei 10.000 K e pressioni dell'ordine dei 200 GPa.[13] Al di sopra di esso si trova un cospicuo strato di idrogeno liquido e gassoso, che si estende sino a 1000 km dalla superficie e si fonde con le parti più interne dell'atmosfera del pianeta.[12][13][95]

ATMOSFERA

L'atmosfera di Giove è la più estesa atmosfera planetaria del sistema solare, composta principalmente da idrogeno molecolare ed elio, con tracce di metano, ammoniaca, acido solfidrico e, presumibilmente, acqua.[114][134] L'atmosfera del pianeta manca di un chiaro confine inferiore, ma gradualmente transisce negli strati interni del pianeta.[12]

Dal più basso al più alto, gli stati dell'atmosfera sono: troposfera, stratosfera, termosfera ed esosfera; ogni strato è caratterizzato da un gradiente di temperatura specifico.[135] Lo strato più basso, la troposfera, presenta un sistema complicato di nubi e foschie, con stratificazioni di ammoniaca, idrosolfuro di ammonio ed acqua.[136]

LA MACCHIA ROSSA

La caratteristica sicuramente più nota di Giove pianeta è la Grande Macchia Rossa (GRS, dall'inglese Great Red Spot), una vasta tempesta anticiclonica posta a 22° sotto l'equatore del pianeta; le prime fonti certe su di essa risalgono al 1831,[140] ma si fa risalire la sua scoperta almeno al 1665, da parte di Cassini e Hooke.[141] La tempesta è abbastanza grande da essere visibile già con telescopi amatoriali.[32]

La formazione presenta un aspetto ovale e ruota in senso antiorario con un periodo di circa 6 giorni.[142] Le sue dimensioni, piuttosto variabili, sono 24-40.000 km per 12-14.000 km: è quindi abbastanza grande da contenere due o tre pianeti della grandezza della Terra.[143] Le indagini infrarosse hanno mostrato che la tempesta è più fredda rispetto alle zone circostanti, segno che si trova più in alto rispetto ad esse:[35] lo strato più alto di nubi della GRS svetta di circa 8 km sugli strati circostanti.[35][144]

La Macchia varia notevolmente in gradazione, dal rosso mattone al salmone pastello, ed anche al bianco; non è ancora noto cosa determini la colorazione rossa della macchia. Alcune teorie, supportate dai dati sperimentali, suggeriscono che il colore possa essere causato dai medesimi cromofori, presenti però in quantità differenti, che conferiscono la caratteristica colorazione al resto dell'atmosfera gioviana. Anche prima che le sonde Voyager dimostrassero che si trattasse di una tempesta, vi era una forte evidenza che la Macchia non fosse associata ad altre formazioni più profonde dell'atmosfera planetaria, come d'altronde appariva dalla sua rotazione lungo il pianeta tutto sommato indipendente dal resto dell'atmosfera.[145]

Non si sa se i cambiamenti manifestati siano il risultato di normali fluttuazioni periodiche dalla Macchia, né tantomeno per quanto ancora essa durerà;[146] i modelli fisico-matematici suggeriscono però che la tempesta sia stabile e quindi possa costituire, al contrario di altre, una formazione permanente del pianeta.[147]

Tempeste simili a questa, anche se temporanee, non sono infrequenti nelle atmosfere dei pianeti giganti gassosi: per esempio, Nettuno ha posseduto per un certo tempo una formazione affine,[148] e Saturno mostra periodicamente per brevi periodi delle Grandi Macchie Bianche.[149][150] Anche Giove presenta degli ovali bianchi (detti WOS, acronimo di White Oval Spots, Macchie Ovali Bianche), assieme ad altri marroni; si tratta tuttavia di tempeste minori transitorie, per questo prive di una denominazione. Gli ovali bianchi sono in genere composti da nubi relativamente fredde poste nell'alta atmosfera; gli ovali marroni sono invece più caldi, e si trovano ad altezze medie. La durata di queste tempeste si aggira indifferentemente tra poche ore o molti anni.[34]

Nel 2000, nell'emisfero australe del pianeta, si è originata dalla coalescenza di tre ovali biancastri una formazione simile alla GRS, ma di dimensioni più piccole.[151] Denominata tecnicamente Ovale BA, la formazione ha subito un'intensificazione dell'attività e un cambiamento di colore dal bianco al rosso, che le è valso il soprannome di Red Spot Junior.

SATELLITI NATURALI

Giove è circondato da una nutrita schiera di satelliti naturali, i cui membri attualmente identificati sono 63, che lo rendono il pianeta con il più grande corteo di satelliti con orbite ragionevolmente sicure del sistema solare.[174] Otto di questi sono definiti satelliti regolari e possiedono orbite prograde (ovvero, che orbitano nello stesso senso della rotazione di Giove), quasi circolari e poco inclinate rispetto al piano equatoriale del pianeta.[175] La classe è suddivisa in due gruppi:

Gruppo di Amaltea o interno, che costituisce il gruppo di satelliti più vicino al pianeta; ne fanno parte Metis, Adrastea, Amaltea e Tebe, che sono la sorgente delle polveri che vanno a formare il sistema di anelli del pianeta.[175]
Gruppo principale (Satelliti medicei o galileiani: Io, Europa, Ganimede e Callisto), gli unici a presentare, in virtù della loro massa, una forma sferoidale.
Le restanti 54–55 lune sono annoverate tra i satelliti irregolari, le cui orbite, sia prograde sia retrograde (che orbitano in senso opposto rispetto al senso di rotazione di Giove), sono poste a una maggiore distanza dal pianeta madre e presentano alti valori di inclinazione ed eccentricità orbitale. Questi satelliti sono spesso considerati più che altro degli asteroidi (cui spesso assomigliano per dimensioni e composizione) catturati dalla grande gravità del gigante gassoso e frammentati a seguito di collisioni;[176][177] di questi, tredici, scoperti tutti abbastanza recentemente, non hanno ancora ricevuto un nome, mentre altri quattordici attendono che la loro orbita sia precisamente determinata.[108]

L'identificazione dei gruppi (o famiglie) satellitari è sperimentale; si riconoscono due principali categorie, che differiscono per il senso in cui orbita il satellite: i satelliti progradi e quelli retrogradi; queste due categorie a loro volta assommano le diverse famiglie.[108][19][178]

Satelliti progradi:
Gruppo di Imalia.[178]
Satelliti retrogradi:
Gruppo di Carme.[179]
Gruppo di Ananke.[179]
Gruppo di Pasifae.[178]
Non tutti i satelliti appartengono ad una famiglia; esulano infatti da questo schema Temisto,[178] Carpo,[19] S/2003 J 12 e S/2003 J 2.

Il numero preciso di satelliti non sarà mai quantificato esattamente, perché i frammenti ghiacciati che compongono i suoi anelli possono tecnicamente essere considerati tali; inoltre, a tutt'oggi, l'Unione Astronomica Internazionale non ha voluto porre con precisione una linea arbitraria di distinzione tra satelliti minori e grandi frammenti ghiacciati.[108]

I nomi dei satelliti di Giove sono ispirati a quelli di amanti o figlie del dio romano Giove, o del suo equivalente greco, Zeus.[180]

INTERAZIONI COL RESTO DEL SISTEMA SOLARE

La forza di gravità di Giove ha contribuito, insieme a quella del Sole, a plasmare il sistema solare. Il pianeta è il responsabile di gran parte delle lacune di Kirkwood nella fascia principale degli asteroidi, e si ritiene che sia stato il principale fautore dell'intenso bombardamento tardivo nelle prime fasi della storia del sistema solare.[21] Giove è stato spesso accreditato come lo spazzino del sistema solare,[181] per via del suo immane pozzo gravitazionale e la sua posizione relativamente vicina al sistema solare interno che lo rendono l'attrattore della maggior parte dei detriti vaganti nelle sue vicinanze;[22] per tale ragione è anche il pianeta con la maggior frequenza di impatti cometari dell'intero sistema solare, l'ultimo dei quali avvenuto nel 1994 con la cometa Shoemaker-Levy 9.[182] Isshi Tabe, un astrofilo giapponese di Yokohama, ha scoperto tra i carteggi delle osservazioni di Cassini dei disegni di una macchia scura apparsa su Giove il 5 dicembre 1690; questi disegni, che seguono l'evoluzione della macchia durante 18 giorni, potrebbero essere la rappresentazione di un impatto antecedente a quello della Shoemaker-Levy 9.[183]

La maggioranza delle comete periodiche appartiene alla famiglia di Giove, i cui membri sono caratterizzati da avere orbite i cui semiassi maggiori sono inferiori a quello del pianeta.[184] Si ritiene che le comete di questa famiglia si siano formate all'interno della fascia di Kuiper e che la loro orbita particolarmente ellittica sia il risultato dell'attrazione del Sole e delle perturbazioni gravitazionali esercitate da Giove durante il passaggio ravvicinato delle comete.[185]

LA COLLISIONE CON LA COMETA

Tra il 16 ed il 22 luglio del 1994 i frammenti della cometa Shoemaker-Levy 9 caddero su Giove dando luogo ad un vero e proprio bombardamento;[83] è stata quindi la prima, e finora unica, cometa ad essere osservata durante la sua collisione con un pianeta. Scoperta il 25 marzo 1993 dagli astronomi Eugene e Carolyn S. Shoemaker e da David Levy[193] mentre analizzavano delle lastre fotografiche dei dintorni di Giove, la cometa destò immediatamente l'interesse della comunità scientifica: non era mai accaduto infatti che una cometa fosse scoperta in orbita attorno ad un pianeta e non direttamente intorno al Sole. Catturata dal pianeta presumibilmente tra la seconda metà degli anni sessanta ed i primi anni settanta, la cometa è stata disgregata in 21 frammenti dalle forze di marea del gigante gassoso; la Shoemaker-Levy 9 si presentava nel 1993 come una lunga fila di punti luminosi immersi nella luminescenza delle loro code, indicati spesso sui giornali come "la collana di perle".[194][195]

Gli studi condotti sull'orbita della cometa poco dopo la sua scoperta portarono alla conclusione che essa sarebbe precipitata sul pianeta entro il luglio del 1994;[83] fu quindi avviata un'estesa campagna osservativa che coinvolse numerosi osservatori a Terra e diverse sonde nello spazio per la registrazione dell'evento. Le macchie scure che si formarono sul pianeta a seguito della collisione furono osservabili da Terra per diversi mesi, prima che l'attiva atmosfera gioviana riuscisse a cancellare le cicatrici di questo energico evento.[63][196]

L'evento ebbe una rilevanza mediatica considerevole, ma contribuì notevolmente anche alle conoscenze scientifiche sul sistema solare; in particolare, le esplosioni causate dalla caduta della cometa si rivelarono molto utili per investigare le proprietà dell'atmosfera di Giove sotto gli immediati strati superficiali, normalmente inaccessibili, e sottolineò il ruolo svolto da Giove nel ridurre i detriti spaziali presenti nel sistema solare interno.[22]

POSSIBILITA' DI VITA

Nel 1953 un neolaureato, Stanley Miller, ed il suo professore, Harold Urey, realizzarono un esperimento che provò che molecole organiche si sarebbero potute formare spontaneamente sulla Terra primordiale a partire da precursori inorganici.[197] In quello che è passato alla storia come "esperimento di Miller-Urey" si fece uso di una soluzione gassosa altamente riducente, contenente metano, ammoniaca, idrogeno e vapore acqueo, per formare, sotto l'esposizione di una scarica elettrica continua (che simulava i frequenti fulmini che dovevano squarciare i cieli della Terra primitiva[198]), sostanze organiche complesse ed alcuni monomeri di macromolecole fondamentali per la vita, come gli amminoacidi delle proteine.[199][200]

Poiché la composizione dell'atmosfera di Giove ricalca quella che doveva essere la composizione dell'atmosfera terrestre primordiale ed è spesso oggetto di intensi fenomeni elettrici, lo stesso esperimento è stato replicato per verificarne le potenzialità nel generare le molecole che stanno alla base della vita.[201] Tuttavia, la forte circolazione verticale dell'atmosfera gioviana porterebbe gli eventuali composti che si verrebbero a produrre nelle zone basse dell'atmosfera del pianeta; inoltre, le elevate temperature di queste regioni provocherebbero la decomposizione di queste molecole, impedendo in tal modo la formazione della vita così come la conosciamo.[202]

Per queste ragioni, si ritiene altamente improbabile che su Giove vi possa essere vita simile a quella terrestre, anche in forme molto semplici come i procarioti, per via degli scarsi quantitativi d'acqua, per l'assenza di una superficie solida e per le altissime pressioni che si riscontrano nelle aree interne. Tuttavia nel 1976, prima delle missioni Voyager, è stato ipotizzato che nelle regioni più alte dell'atmosfera gioviana potessero evolversi delle forme di vita basate sull'ammoniaca e su altri composti dell'azoto; l'ipotesi è stata formulata prendendo spunto dall'ecologia dei mari terrestri, in cui, a ridosso della superficie, si addensano semplici organismi fotosintetici, come il fitoplancton, subito al di sotto dei quali si trovano i pesci, che si cibano di essi, e più in profondità i predatori marini che si nutrono dei pesci.[203][204] I tre ipotetici equivalenti di questi organismi su Giove sono stati definiti da Sagan e Salpeter[204] "galleggiatori", "sprofondatori" e "cacciatori" (o, in lingua inglese, floaters, sinkers ed hunters), e sono stati immaginati come delle creature simili a bolle di dimensioni gigantesche che si muovono propellendo l'elio atmosferico.[203]

I dati forniti dalle due Voyager nel 1979 non hanno fatto altro che confermare la non idoneità del gigante gassoso a supportare eventuali forme di vita.[205]

LA MATERIA OSCURA

2009-07-19T12:58:00.000-07:00

Immagine 3D della materia oscura
In cosmologia, il termine materia oscura indica quella componente di materia che dovrebbe essere presente in quanto manifesta i suoi effetti gravitazionali in molteplici fenomeni astronomici, ma le cui condizioni o la cui natura sono diverse rispetto alla materia visibile. Il concetto di materia oscura ha senso solo all'interno dell'attuale cosmologia basata sul Big Bang; infatti, tale cosmologia non sa altrimenti spiegare come si siano potute ammassare le galassie in un tempo troppo breve per questo procedimento. Sempre dalle galassie e dalla cosmologia del Big Bang viene la necessità di materia oscura che deve giustificare il fatto che le galassie, oltre a formarsi, si mantengano integre anche se la materia visibile non sviluppa abbastanza gravità per lo scopo. Anche da questa prospettiva il concetto di materia oscura ha senso solo all'interno dell'attuale Modello Standard che prevede come unica forza cosmologica quella gravitazionale; se il Modello Standard risultasse errato, non si avrebbe necessità di materia oscura, dato che non si ha alcuna evidenza sperimentale se non le violazioni di un modello matematico.

Nonostante dettagliate mappe dell'Universo vicino che coprono lo spettro dalle onde radio ai raggi gamma si è riusciti ad individuare solo il 10% della sua massa, come dichiarato nel 2001 al New York Times da Bruce H. Margon, astronomo all'Università di Washington:

« È una situazione alquanto imbarazzante dover ammettere che non riusciamo a trovare il 90 per cento [della materia] dell'Universo. »

Le più recenti misure indicano che la materia oscura costituisce circa il 30% dell'energia dell'Universo e circa il 90% della massa.

Venne inizialmente indicata come "massa mancante", anche se effettivamente esiste materia, in quanto sono osservabili effetti gravitazionali della sua massa. Tuttavia, questa materia non emette alcuna radiazione elettromagnetica e non risulta pertanto individuabile dagli strumenti di analisi spettroscopica, da cui l'aggettivo "oscura". Il termine massa mancante può essere fuorviante, dato che non è la massa a mancare, ma solo la sua luce.

Esistono attualmente diverse ipotesi per spiegare la natura fisica della massa mancante, come particelle subatomiche, popolazione di buchi neri isolati,nane bianche e brune.

LA MASSA MANCANTE

Nel 1933 l'astronomo Fritz Zwicky stava studiando il moto di ammassi di galassie lontani e di grande massa, nella fattispecie l'ammasso della Chioma e quello della Vergine. Zwicky stimò la massa di ogni galassia dell'ammasso basandosi sulla sua luminosità, e sommò tutte le masse galattiche per ottenere la massa totale dell'ammasso. Ottenne poi una seconda stima indipendente della massa totale, basata sulla misura della dispersione delle velocità individuali delle galassie nell'ammasso; questa seconda stima di massa dinamica era 400 volte più grande della stima basata sulla luce delle galassie.

Sebbene l'evidenza sperimentale ci fosse già ai tempi di Zwicky, fu solo negli anni settanta che gli scienziati iniziarono ad esplorare questa discrepanza in modo sistematico. Fu in quel periodo che l'esistenza della materia oscura iniziò ad essere considerata; l'esistenza di tale materia non avrebbe solo risolto la mancanza di massa negli ammassi di galassie, ma avrebbe avuto conseguenze di ben più larga portata sulla capacità dell'uomo di predire l'evoluzione e il destino dell'Universo stesso.

LA ROTAZIONE DELLE GALASSIE

Una ulteriore evidenza osservativa della necessità della materia oscura fu fornita dalle curve di rotazione delle galassie spirali. Queste galassie contengono una vasta popolazione di stelle poste su orbite quasi circolari attorno al centro galattico. Come accade per le orbite planetarie, secondo la terza legge di Keplero le stelle con orbite galattiche più grandi dovrebbero avere velocità orbitali minori; ma la terza legge di Keplero è applicabile soltanto a stelle vicine alla periferia di una galassia spirale, poiché presuppone che la massa racchiusa dall'orbita sia costante. Tuttavia gli astronomi hanno condotto osservazioni delle velocità orbitali delle stelle nelle regioni periferiche di un gran numero di galassie spirali, e in nessun caso esse seguono la terza legge di Keplero. Invece di diminuire a grandi raggi, le velocità orbitali rimangono con ottima approssimazione costanti. L'implicazione è che la massa racchiusa da orbite di raggio via via maggiore aumenti, anche per stelle che sono apparentemente vicine al limite della galassia. Sebbene si trovino presso i confini della parte luminosa della galassia, questa ha un profilo di massa che apparentemente continua ben al di là delle regioni occupate dalle stelle.

Considerando le stelle presso la periferia di una galassia spirale, con velocità orbitali osservate normalmente di 200 chilometri al secondo, se la galassia fosse composta solo dalla materia visibile queste stelle la abbandonerebbero in breve tempo, dato che le loro velocità orbitali sono quattro volte più grandi della velocità di fuga dalla galassia. Dato che non si osservano galassie che si stiano disperdendo in questo modo, al loro interno deve trovarsi della massa di cui non si tiene conto quando si somma tutte le parti visibili.

Il 21 agosto 2006 la NASA ha rilasciato un comunicato stampa secondo cui Chandra avrebbe trovato prove dirette dell'esistenza della materia oscura, nello scontro tra due ammassi di galassie.[1] All'inizio del 2007 gli astronomi del Cosmic Evolution Survey e Hubble Space Telescope, utilizzando le informazioni ottenute dal telescopio Hubble e da strumenti a terra, hanno tracciato una mappa della materia oscura rilevando che questa permea l'universo; ove si trova materia visibile deve essere presente anche grande quantità di materia oscura, ma questa è presente anche in zone dove non si trova materia visibile.[2]

LENTI GRAVITAZIONALI

Un'altra prova dell'esistenza della materia oscura è data dalle lenti gravitazionali. In molti casi l'effetto della deviazione della luce è creato da una massa visibile insufficiente; per questa ragione si sospetta la presenza di massicce quantità di materia oscura in grado di deviare il percorso della luce più di quanto lo farebbe la materia effettivamente visibile.

le eclissi, meravigliosi fenomeni stellari

2009-07-19T07:59:00.000-07:00

L'eclissi, o eclisse, è un evento astronomico che avviene quando un corpo celeste come per esempio un pianeta o un satellite, si colloca tra una sorgente di luce (es. il Sole) e un altro corpo: in altre parole il secondo corpo entra nel cono d'ombra del primo.

La parola eclissi deriva dal greco: 'ek' prefisso che significa "da" (moto da luogo) e 'leipein' che significa "allontanarsi". Il termine è un sostantivo che può essere indifferentemente di genere maschile o femminile ma attualmente predomina quello femminile,in sostanza singnifica nascondersi,rendersi invisibile.

Le eclissi possono essere divise in categorie a seconda che il corpo oscurato lo sia in tutto o in parte:

eclissi totale quando il corpo è completamente oscurato
eclissi parziale quando il corpo è solo parzialmente oscurato
eclissi anulare quando il corpo è più grande dell'occultatore e quindi non viene oscurato del tutto, del corpo più grande rimane un cerchio luminoso.
eclissi ibrida quando la grandezza del corpo è simile a quella dell'occultatore, e per un gioco di distanze in alcune zone si osserva un'eclissi totale, e in altre un'eclissi anulare.

ECLISSI LUNARE

Un'eclissi lunare è un noto fenomeno ottico durante il quale l'ombra della Terra oscura del tutto o parzialmente la Luna e che si verifica quando la Luna è in fase di luna piena mentre Sole, Terra e Luna si trovano allineati in quest'ordine.

A causa delle reciproche distanze fra il Sole, la Luna e la Terra l'ombra che si introduce per interposizione di quest'ultimo corpo, è di forma conica. Nelle eclissi lunari il cono d'ombra proiettato dalla Terra è sempre molto più ampio della Luna, ed è accompagnato da un cono più ampio, detto cono di penombra, nel quale solo una parte dei raggi del Sole vengono intercettati dalla Terra.

Si possono avere perciò vari tipi di eclissi di Luna, a seconda che la Luna entri totalmente (eclissi totale) o parzialmente (eclissi parziale) nel cono d'ombra, totalmente o parzialmente nel cono di penombra (eclissi penombrale).

ECLISSE LUNARE TOTALE

Un'eclissi lunare totale si verifica quando la Luna transita completamente attraverso l'ombra della Terra.
La Luna attraversa prima la penombra, poi l'ombra e infine, dopo esserne uscita, interessa di nuovo la fascia penombrale. A causa degli effetti di colorazione rossastra che assume con la rifrazione dei raggi solari attraversanti l'atmosfera terrestre e per l'oscuramento parziale prima dell'entrata in ombra e durante l'uscita, è il tipo di eclissi lunare più osservata. Presenta sempre una grandezza (magnitudo in latino) del 100% o superiore, sia sotto che sopra l'eclittica. Un'eclissi lunare totale è totale per tutti i luoghi interessati (ad eccezione dei punti di transizione).

L'ultima eclissi lunare totale è avvenuta il 21 febbraio 2008 ed è stata visibile da tutta l'Europa. La prossima è prevista per il 15 giugno 2011.

ECLISSE LUNARE PARZIALE

Un'eclissi lunare penombrale si verifica quando la Luna transita solo ed esclusivamente per la penombra della Terra, senza essere occultata dall'ombra: il fenomeno si mostra poco appariscente. Potrebbe essere visibile una piccolissima parte dell'ombra, ma solo se la Luna transita completamente all'interno della penombra: in questo caso, l'eclissi penombrale è totale; se invece ne viene oscurata solo una parte, l'eclissi penombrale è parziale. Come per le eclissi d'ombra esiste ugualmente una grandezza (magnitudo) penombrale.

L'ultima eclissi penombrale totale ha avuto luogo il 9 febbraio 2009 e fu l'ultima eclissi penombrale totale di questi anni; da quella data tutte le successive saranno parziali fino al 20 febbraio 2027 che ce ne sarà un'altra totale di penombra visibile dall'Italia.

La prossima eclissi penombrale parziale avrà luogo il 7 luglio 2009, ma non sarà visibile dall'Italia.

ECLISSE LUNARE PENOMBRALE

Un'eclissi lunare penombrale si verifica quando la Luna transita solo ed esclusivamente per la penombra della Terra, senza essere occultata dall'ombra: il fenomeno si mostra poco appariscente. Potrebbe essere visibile una piccolissima parte dell'ombra, ma solo se la Luna transita completamente all'interno della penombra: in questo caso, l'eclissi penombrale è totale; se invece ne viene oscurata solo una parte, l'eclissi penombrale è parziale. Come per le eclissi d'ombra esiste ugualmente una grandezza (magnitudo) penombrale.

L'ultima eclissi penombrale totale ha avuto luogo il 9 febbraio 2009 e fu l'ultima eclissi penombrale totale di questi anni; da quella data tutte le successive saranno parziali fino al 20 febbraio 2027 che ce ne sarà un'altra totale di penombra visibile dall'Italia.

La prossima eclissi penombrale parziale avrà luogo il 7 luglio 2009, ma non sarà visibile dall'Italia.

ECLISSI LUNARI [FOTO]

ECLISSI SOLARI

Un'eclissi solare è un noto fenomeno ottico di oscuramento di tutto o di una parte del disco solare da parte della Luna visto dalla Terra che si verifica durante il novilunio. Si tratta di un evento piuttosto raro: Sole, Luna e Terra devono essere perfettamente allineati in quest'ordine; ciò è possibile solo quando la Luna, la cui orbita è inclinata di cinque gradi rispetto all'eclittica, interseca quest'ultima in un punto detto nodo. Quando il nodo si trova tra la Terra e il Sole, l'ombra della Luna passa in alcuni punti della superficie terrestre e si assiste a un'eclissi solare. Se invece il nodo si trova dalla parte opposta, si ha un'eclissi lunare.

ECLISSE SOLARE PARZIALE

Un'eclissi parziale si ha quando la Luna non è perfettamente allineata con la Terra e il Sole e quindi l'ombra lunare non giunge alla superficie terrestre. Il Sole viene quindi "occultato" ma in questo caso dalla Terra si osserva la sola penombra lunare e perciò l'eclissi è parziale per tutti i luoghi interessati(queste si verificano vicino ai poli terrestri). Con lo stesso termine di parziale si indica una eclissi totale quando è osservata al di là della fascia di totalità (detta anche corridoio d'ombra); oppure anche una eclissi anulare o ibrida.

ECLISSE SOLARE TOTALE

L'eclissi è totale quando il Sole viene oscurato completamente. Il periodo di totalità può andare da pochi secondi a circa 7 minuti, a seconda della posizione relativa della Luna e dell'osservatore. La totalità è visibile solo in una stretta fascia della superficie terrestre lunga qualche migliaio di chilometri ma larga solo qualche decina. I luoghi adiacenti vedono invece un'eclissi parziale.

Durante una eclissi totale è possibile studiare la corona solare con relativa facilità. Trascorsa la totalità (detta anche fase massima) riappare la luce abbagliante del Sole mostrando un aspetto ad "anello di diamante". Durante lo svolgersi delle varie fasi di una qualunque eclissi, compresa la totalità, è imperativo proteggere gli occhi con adeguati filtri ottici a forma di occhiale.

QUANDO CI SARà LA PROSSIMA ECLISSE SOLARE TOTALE IN ITALIA?????

È possibile rinvenire affermazioni piuttosto diffuse sia sul Web e sia in lavori a stampa le quali indicano nel 2081 l'anno della prossima eclissi visibile come totale dall'Italia. Sono informazioni assolutamente errate e incomplete perché basate su calcoli che non tengono conto delle equazioni risolventi e delle rispettive condizioni al contorno, che contraddistinguono le previsioni professionali vale a dire condotte con metodi rigorosi di calcolo.
L'errore trae verosimilmente origine da un opuscoletto redatto dal professore Ettore Leonida Martin, matematico, e già direttore dell'Osservatorio astronomico di Trieste. Tale contributo al calcolo di previsione fu compilato sulla base di Canoni ottocenteschi i quali a loro volta si rifacevano, per i movimenti della Luna e del Sole, alle coeve teorie.
Col trascorrere del tempo le successive generazioni di astronomi professionisti, compirono un deprecabile errore di valutazione e cioè, anteposto il prestigio dell'autore, ritennero tacitamente che non fosse più né necessario né conveniente ritornare sui calcoli del matematico Martin, oltre tutto così faticosi a eseguirsi in un'epoca che non conosceva i computer ma solo Canoni ed enormi tavole dei logaritmi a 9 e più decimali. Con queste premesse gli astronomi dettero per scontati calcoli che, invece, avrebbero dovuto essere ripetuti proprio perché, nel frattempo, erano progressivamente migliorate le teorie dei movimenti lunari e solari.
Quindi una informazione che era ritenuta valida nel 1960, tale è la data del lavoro del prof. Martin, venne ricalcata tale e quale, cioè acriticamente, dagli astronomi italiani nel susseguirsi del tempo e come tale ritrasmessa ai vari mezzi d'informazione: radio, tv, riviste, giornali e Web.

ECLISSI SOLARI [FOTO]

Venere il grande pianeta caldo

2009-07-18T23:33:00.000-07:00

Venere è il secondo pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza dal Sole, con un'orbita della durata di 224,7 giorni terrestri. Il suo simbolo astronomico è la rappresentazione stilizzata della mano della dea Venere che sorregge uno specchio♀.

È l'oggetto naturale più luminoso nel cielo notturno, con l'eccezione della Luna, raggiungendo una magnitudine apparente di -4.6. Venere raggiunge la sua massima brillantezza poco prima dell'alba o poco dopo il tramonto, e per questa ragione è spesso chiamata la "Stella del Mattino" o la "Stella della Sera".

Venere è il pianeta più caldo del sistema solare e non è dotato di satelliti o anelli, poichè ha un campo magnetico debole.

Classificato come un pianeta terrestre, a volte è definito il "pianeta gemello" della Terra, poiché i due mondi sono molto simili per quanto riguarda criteri quali dimensioni e massa.

CARATTERISTICHE

Venere è uno dei quattro pianeti terrestri del sistema solare, il che significa che, come la Terra, è un corpo roccioso. In dimensioni e massa è molto simile alla Terra, ed è spesso descritta come il suo "gemello",inoltre, Venere sta subendo la stessa evoluzione che ha avuto la Terra nella sua formazione. Il diametro di Venere è inferiore a quello terrestre di soli 650 km, e la sua massa è l'81,5% di quella terrestre. A causa di questa differenza di massa, sulla superficie di Venere l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,88 volte quella terrestre. A titolo di esempio, si potrebbe affermare che un uomo dalla massa di 70 kg che misurasse il proprio peso su Venere, facendo uso di una bilancia tarata sull'accelerazione di gravità terrestre, registrerebbe un valore pari a circa 61,6 kg.

Tuttavia, a dispetto di queste somiglianze, le condizioni sulla superficie venusiana sono molto differenti da quelle terrestri, a causa della spessa atmosfera di biossido di carbonio. La massa dell'atmosfera di Venere, infatti, è costituita per il 96,5% da biossido di carbonio, mentre il restante 3,5% è composto soprattutto da azoto.[1]

In effetti Venere ha l'atmosfera più densa tra tutti i pianeti terrestri; la notevole percentuale di biossido di carbonio è dovuta al fatto che Venere non ha un ciclo del carbonio per incorporare nuovamente questo elemento nelle rocce e nelle strutture di superficie, né una vita organica che lo possa assorbire in biomassa. È proprio il biossido di carbonio ad aver generato un potentissimo effetto serra a causa del quale il pianeta è divenuto così caldo che si ritiene che gli antichi oceani di Venere siano evaporati, lasciando una asciutta superficie desertica con molte formazioni rocciose. Il vapor acqueo si è poi dissociato a causa dell'alta temperatura e l'idrogeno è stato diffuso nello spazio interplanetario dal vento solare.

La pressione atmosferica sulla superficie del pianeta è pari a 92 volte quella della Terra, ed è data, appunto, per la maggior parte dal biossido di carbonio e da altri gas serra. Il pianeta è inoltre ricoperto da un opaco strato di nuvole composte da acido solforico, altamente riflettenti, che, insieme alle nubi dello strato inferiore[2], impediscono alla sua superficie di essere visibile dallo spazio; questa impenetrabilità ha originato molteplici discussioni, perdurate fino a quando i segreti del suolo di Venere furono rivelati dalla planetologia nel ventesimo secolo.

GEOGRAFIA

La superficie di Venere è stata mappata nel dettaglio solo nel corso degli ultimi venti anni; il progetto Magellano ha elencato circa un migliaio di crateri di meteoriti: un numero sorprendentemente basso se confrontato a quello della Terra.

Circa l'80% della superficie di Venere è formata da lisce pianure vulcaniche. Il resto è costituito da due altipiani definiti continenti, uno nell'emisfero nord del pianeta e l'altro appena a sud dell'equatore. Il continente più a nord è chiamato Ishtar Terra, da Ishtar, la dea babilonese dell'amore, e ha circa le dimensioni dell'Australia. I Monti Maxwell, il più alto massiccio montuoso su Venere, si trovano su Ishtar Terra. Nel punto più alto i monti raggiungono gli 11 km al di sopra dell'altezza media della superficie del pianeta. Il continente a sud è chiamato Aphrodite Terra, dalla dea Greca dell'amore, e ha circa le dimensioni del Sud America. La maggior parte di questo continente è ricoperta da un intrico di fratture e di faglie.[3]

Oltre a crateri da impatto, montagne e valli, comuni ai pianeti rocciosi, Venere è caratterizzata da alcune strutture di superficie assolutamente peculiari. Fra queste vi sono: strutture vulcaniche chiamate farra, larghe da 20 a 50 km e alte da 100 a 1000 m; fratture radiali, a forma di stella chiamate novae; strutture con fratture sia radiali sia concentriche chiamate aracnoidi per la loro somiglianza con le tele di ragno; e infine le coronae, anelli circolari di fratture a volte circondate da una depressione. Tutte queste strutture hanno un'origine vulcanica. In effetti, la superficie di Venere appare geologicamente molto giovane, i fenomeni vulcanici sono molto estesi, e lo zolfo nell'atmosfera dimostrerebbe, secondo alcuni esperti, l'esistenza di fenomeni vulcanici attivi ancora oggi. Tuttavia, questo solleverebbe un enigma: l'assenza di tracce del passaggio di lava che accompagni una caldera tra quelle visibili.

Quasi tutte le strutture di superficie di Venere prendono il nome da figure femminili storiche e mitologiche[4]. Le uniche eccezioni sono rappresentate dai Monti Maxwell, il cui nome deriva da James Clerk Maxwell, e da due regioni chiamate Alpha Regio e Beta Regio. Queste tre eccezioni si verificarono prima che il corrente sistema fosse adottato dall'Unione Astronomica Internazionale, l'ente che controlla la nomenclatura dei pianeti.[5]

GEOLOGIA

Anche se vi sono poche informazioni dirette sulla sua struttura interna, le somiglianze in termini di dimensioni e di densità tra Venere e la Terra suggeriscono che i due pianeti possano avere una struttura interna simile: un nucleo, un mantello e una crosta. Come quello della Terra, il nucleo venusiano è almeno parzialmente liquido. Le dimensioni leggermente inferiori di Venere suggeriscono che le pressioni siano più basse nella parte interna rispetto a quelle terrestri. La differenza principale tra i due pianeti è l'assenza di placche tettoniche su Venere, dovute probabilmente alla superficie asciutta. Questo determina una minore dispersione di calore dal pianeta, impedendogli di raffreddarsi e dando una plausibile spiegazione alla mancanza di un campo magnetico generato internamente.[6]

Si ritiene che Venere sia soggetta a periodici episodi di movimenti tettonici, dove la crosta sarebbe subdotta rapidamente nel corso di pochi milioni di anni, con intervalli di alcune centinaia di milioni di anni di relativa stabilità. Questo contrasta fortemente con la condizione più o meno stabile di subduzione e di deriva continentale che si verifica sulla Terra; tuttavia, la differenza è spiegabile con l'assenza su Venere di oceani, che agirebbero come lubrificanti nella subduzione. Le rocce superficiali di Venere avrebbero meno di mezzo miliardo di anni poiché l'analisi dei crateri di impatto suggerisce che le dinamiche di superficie avrebbero modificato la superficie stessa (eliminando gli antichi crateri) negli ultimi miliardi di anni.

PARAMETRI ORBITALI

L'orbita di Venere è quasi circolare e le variazioni della sua elongazione massima sono dovute più alla variazione della distanza tra Terra e Sole che alla forma dell'orbita di Venere.
Queste misurano sempre un angolo compreso tra 45° e 47°, dando al pianeta una visibilità più prolungata prima del sorgere del Sole o dopo il tramonto. Quando l'elongazione è massima, Venere può restare visibile per diverse ore.

L'eclittica sull'orizzonte è il fattore più importante per la visibilità di Venere. Nell'emisfero boreale l'inclinazione è massima dopo il tramonto nel periodo dell'equinozio di primavera, oppure prima dell'alba nel periodo dell'equinozio d'autunno. È importante anche l'angolo formato dalla sua orbita e l'eclittica: infatti Venere può avvicinarsi alla Terra fino a 40 milioni di chilometri e raggiungere un'inclinazione di circa 8° sull'eclittica, avendo un forte effetto sulla sua visibilità.

La rotazione di Venere è retrograda e molto lenta: un giorno dura circa 243 giorni terrestri. Alcune ipotesi sostengono che la causa sia da ricercarsi nell'impatto con un asteroide di dimensioni ragguardevoli. A causa della rotazione retrograda, il moto apparente del Sole è opposto a quello terrestre; quindi, chi si trovasse su Venere, vedrebbe l'alba a ovest e il tramonto ad est.

Siccome il pianeta impiega 225 giorni terresti per compiere un'intera rivoluzione attorno al Sole, su Venere il giorno è più lungo dell'anno. Tuttavia, tra un'alba e l'altra trascorrono soltanto 117 giorni terrestri, perché, mentre il pianeta ruota su se stesso in senso retrogrado, esso si sposta anche lungo la propria orbita, compiendo il moto di rivoluzione, che procede in senso opposto rispetto a quello di rotazione; ne deriva che lo stesso punto della superficie si viene a trovare nella stessa posizione rispetto al Sole ogni 117 giorni terrestri.

OSSERVAZIONI DA TERRA

Poiché il pianeta si trova vicino al Sole, può essere visto di solito soltanto per poche ore e nelle vicinanze del Sole stesso: durante il giorno la luminosità solare lo rende difficilmente visibile; è invece molto brillante subito dopo il tramonto (Vespero), sull'orizzonte ad ovest, oppure poco prima dell'alba (Lucifero) verso est, compatibilmente con la sua posizione.
Ha l'aspetto di una stella lucentissima, di colore giallo-biancastro.

Le orbite del pianeta sono interne rispetto a quelle della Terra, quindi lo vedremo muoversi alternativamente ad est e ad ovest del Sole. La sua elongazione (la distanza angolare tra un pianeta e il Sole) può variare tra un valore massimo a ovest e un valore massimo a est. Periodicamente passa davanti o dietro al Sole, entrando quindi in "congiunzione": quando il passaggio avviene dietro, si ha una congiunzione superiore, quando avviene davanti si ha una congiunzione inferiore.

A parte il Sole e la Luna, Venere è l'unico corpo celeste che, sia pur eccezionalmente, è visibile ad occhio nudo anche di giorno, a condizione che la sua elongazione dalla stella sia massima e che il cielo sia particolarmente terso.

ATMOSFERA

Molto tempo prima dell'arrivo delle sonde sovietiche sul suolo di Venere, erano già state acquisite le prove che il pianeta disponeva di un'atmosfera:

anzitutto, prima e dopo la congiunzione inferiore, il pianeta presenta una "falce" con le estremità molto angolate rispetto al normale angolo teorico di 180° (osservabile, ad esempio, nella Luna). Questa è la prova dell'esistenza di un'atmosfera, dal momento che il prolungamento delle punte della falce è dovuto alla riflessione della luce solare anche nell'emisfero non esposto al Sole, in virtù di un fenomeno di diffusione, o crepuscolo, provocato dall'atmosfera.[7]
Quando Venere occulta una stella, l'occultamento non è istantaneo ma progressivo; cioè quando il disco del pianeta inizia a sovrapporsi a quello della stella, la luce della stella è ancora parzialmente visibile. Ciò si verifica perché la luce è in grado di penetrare parzialmente l'atmosfera. Analogamente, quando la stella ricompare, la luminosità non riappare improvvisamente (cosa che si verifica invece nel caso dell'occultamento di una stella da parte della Luna) ma in modo continuo.[8]
Ma fu durante il transito del 1761 che l'astronomo russo Mikhail Lomonosov potè effettuare la prima osservazione diretta dell'atmosfera di Venere.[9] Al telescopio, infatti, il pianeta, visto davanti al Sole, mostrava un margine non netto ma sfumato, cioè appariva circondato come da un alone: la prova palese dell'esistenza di un'atmosfera.[10]
L'atmosfera di Venere è molto diversa da quella della Terra; essa è estremamente spessa, e consiste soprattutto di anidride carbonica e una piccola percentuale di azoto. La massa atmosferica è circa 93 volte quella dell'atmosfera terrestre, mentre la pressione sulla superficie del pianeta è circa 92 volte quella della Terra - una pressione equivalente a quella presente a circa mille metri di profondità in un oceano terrestre. La densità sulla superficie è di 65 kg/m3 (6,5% di quella dell'acqua). L'enorme atmosfera ricca di CO2, insieme alle nubi di diossido di zolfo, genera il più forte effetto serra del sistema solare, creando una temperatura sulla superficie di oltre 460 °C.[11] Questo rende la superficie di Venere più calda di quella di Mercurio (e di qualunque altro pianeta del sistema solare), anche se Venere è due volte più lontana dal Sole di Mercurio e riceve solo il 25% dell'irradiazione di Mercurio. A causa dell'assenza di acqua su Venere, non vi è umidità relativa sulla superficie.

Gli studi hanno suggerito che, miliardi di anni fa, l'atmosfera di Venere fosse molto più simile a quella terreste di quanto non lo sia ora, e che vi fossero distese d'acqua probabilmente abbondanti sulla superficie; ma l'effetto serra fu moltiplicato dall'evaporazione dell'acqua originale, che generò un livello critico di gas serra nell'atmosfera.

CLIMA

Venere è un mondo con una situazione climatica estrema ed invariante. L'inerzia termica e lo spostamento del calore da parte dei venti nella parte più bassa dell'atmosfera fanno sì che la temperatura della superficie di Venere non cambi significativamente tra giorno e notte, nonostante la rotazione estremamente lunga del pianeta: quindi la superficie di Venere è isotermica, cioè mantiene una temperatura costante tra il giorno e la notte e tra l'equatore e i poli. [12] [13] [14] [15]

La modesta inclinazione assiale del pianeta - meno di tre gradi (in confronto ai 23,5° dell'asse terrestre) - contribuisce a diminuire ulteriormente i cambiamenti stagionali delle temperature. [16]

L'unica variazione apprezzabile si ha con l'aumento dell'altitudine: nel 1990 la Sonda Magellano, effettuando riprese radar, rilevò una sostanza molto riflettente che si trovava sulla cima dei picchi montuosi più alti, simile nell'aspetto alla neve che si trova sulle montagne della Terra; questa sostanza potrebbe formarsi in un processo simile a quello che causa la neve sulla Terra, sebbene la sua temperatura sia molto più alta. Essendo troppo volatile per condensare sulla superficie, si eleva in forma gassosa verso cime più alte e più fredde, su cui cade poi come precipitazione. La natura di questa sostanza non è conosciuta con certezza, ma alcune speculazioni propongono che si possa trattare di tellurio elementare o persino di solfuro di piombo (galena). [17]

Il tellurio è un metallo raro sulla Terra, ma potrebbe essere abbondante su Venere. Anche secondo lo studioso delle atmosfere Dave Greenspun, il tellurio potrebbe assumere, sui picchi montuosi di Venere, dove la temperatura è più bassa rispetto alle altre zone della superficie, la forma di una specie di neve metallica.

I venti sulla superficie sono lenti, con una velocità di pochi chilometri all'ora, ma a causa dell'alta densità dell'atmosfera, essi spirano con una notevole forza e trasportano polvere e pietre. Basterebbe solo questo a rappresentare un ostacolo al movimento di un uomo sulla superficie, anche se il calore e la pressione non fossero un problema. Nello strato più alto delle nubi, invece, i venti soffiano con grande intensità, fino a 300 km/h, e sferzano l'intero pianeta con un periodo di 4-5 giorni.

Le nubi di Venere sono soggette a frequenti scariche elettriche (fulmini), e anzi la loro composizione ne favorisce la formazione più frequentemente di quelle sulla Terra. [18] L'esistenza di fulmini è stata controversa fin da quando le sonde sovietiche Venera avevano osservato scariche elettriche nella parte bassa dell'atmosfera, che si succedevano con cadenze che sembravano decine o centinaia di volte più frequenti dei lampi sulla Terra. Gli scienziati sovietici chiamarono questo fenomeno "il drago elettrico di Venere".[10] In seguito, nel 2006 - 2007, la sonda Venus Express osservò chiaramente un'onda elettromagnetica di elettroni: era la prova che un fulmine si era appena scaricato. La sua apparenza intermittente indicava una traccia associata con attività climatica. Il tasso di fulmini è, secondo le stime più prudenti, la metà di quello sulla Terra. [18]

Le nuvole riflettono circa il 60% della luce solare nello spazio, e impediscono l'osservazione diretta della superficie di Venere nello spettro visibile. A causa dello strato di nubi, nonostante Venere sia più vicina al Sole di quanto lo sia la Terra, la superficie venusiana non ne è altrettanto riscaldata o illuminata. A mezzogiorno la luminosità di superficie corrisponde, grosso modo, a quella osservabile sulla Terra in una giornata molto nuvolosa.[10] Le nubi coprono l'intero pianeta, e sono quindi più simili a una spessa coltre di nebbia che alle nuvole terrestri. Per questo motivo, un ipotetico osservatore che si trovasse sulla superficie, non sarebbe mai in grado di vedere direttamente il Sole, ma potrebbe soltanto intravederne la luminosità. In assenza dell'effetto serra causato dall'anidride carbonica dell'atmosfera, la temperatura sulla superficie di Venere sarebbe abbastanza simile a quella terrestre.

ESPLORAZIONI

Oggi sappiamo che Venere è una specie di inferno, con una superficie rovente, oppressa da un'atmosfera corrosiva e da un'altissima pressione. Ma nel 1960 nessuno avrebbe potuto dire cosa ci fosse effettivamente sotto l'impenetrabile strato di nuvole del pianeta.

In quel periodo, Carl Sagan teorizzò che Venere fosse coperta da un oceano, non fatto di acqua ma di idrocarburi. Altri studiosi ritenevano che il pianeta fosse ricoperto da paludi, mentre altri ancora ipotizzavano un mondo desertico. Gli scienziati sovietici delle missioni Venera erano così propensi ad aspettarsi un oceano che sulla sonda Venera 4, lanciata nel 1967, installarono un morsetto fatto di zucchero bianco raffinato che, a contatto con l'acqua (o un altro fluido dotato della giusta composizione e temperatura), si sarebbe sciolto, facendo scattare l'antenna, che con questo stratagemma si sarebbe salvata dall'affondamento della sonda[10]. Ma su Venere la sonda Venera 4 non solo non trovò un oceano, ma non raggiunse neppure la superficie: smise infatti di trasmettere quando la pressione atmosferica superò le 15 atmosfere: soltanto una frazione delle 93 atmosfere presenti sulla superficie del pianeta.

Si trattava, comunque, di un risultato straordinario: per la prima volta un veicolo costruito dall'uomo aveva comunicato dati relativi all'analisi delle condizioni di un ambiente extraterrestre. I russi si misero subito d'impegno per progettare una sonda più resistente. Il team di V. G. Perminov ipotizzò dapprima che tale sonda dovesse resistere a una pressione di 60 atmosfere, quindi di 100, e infine di 150 atmosfere.[10] Per tre anni, il team di Perminov testò le sonde in condizioni estreme e, per simulare l'atmosfera di Venere, costruì la più grande pentola di Papin del mondo - in pratica una pentola a pressione gigantesca - in cui le sonde venivano immesse finché non si schiacciavano o fondevano.[10]

Finalmente, il 15 dicembre 1970, la Venera 7 trasmise il segnale tanto atteso: la prima sonda costruita dall'uomo era atterrata su un altro pianeta e aveva comunicato con la Terra. Nel 1975 i sovietici inviarono la sonda Venera 9, equipaggiata con un disco frenante per la discesa nell'atmosfera e di ammortizzatori per l'atterraggio, che trasmise immagini in bianco e nero della superficie di Venere, mentre le sonde Venera 13 e 14 rimandarono le prime immagini a colori di quel mondo.[24]

L'uomo sulla luna? c'è qualche dubbio!

2009-07-18T07:09:00.000-07:00

dubbi e interrogativi orbitano intorno allo sbarco del LEM nel 1969!
secondo scettici l'allunaggio è falso! questo video dimostra come l'america nasconda l'ennesima volta la verità!

Marte il paneta rosso, tra leggenda e realtà!

2009-07-18T12:56:00.000-07:00

Marte è il quarto pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole e l'ultimo dei pianeti di tipo terrestre, dopo Mercurio, Venere e la Terra. Viene inoltre chiamato il Pianeta rosso, a causa del suo colore caratteristico dovuto alle grandi quantità di ossido di ferro che lo ricoprono.

Il pianeta, pur presentando un'atmosfera molto rarefatta e temperature medie superficiali piuttosto basse (tra -140 °C e 20 °C), è, tra i pianeti del sistema solare, quello più simile alla Terra: infatti, nonostante le sue dimensioni siano intermedie fra quelle del nostro pianeta e della Luna (il diametro è circa la metà di quello della Terra e la massa poco più di un decimo), presenta inclinazione dell'asse di rotazione e durata del giorno simili a quelle terrestri; inoltre la sua superficie presenta formazioni vulcaniche, valli, calotte polari e deserti sabbiosi, oltre a formazioni geologiche che suggeriscono la presenza, in un lontano passato, di un'idrosfera. Tuttavia la superficie del pianeta appare fortemente craterizzata, a causa della quasi totale assenza di agenti erosivi (attività geologica, atmosferica e idrosferica in primis) in grado di modellare le strutture tettoniche; inoltre, la bassissima densità dell'atmosfera non è in grado di consumare buona parte dei meteoriti, che quindi raggiungono il suolo con maggior frequenza che non sulla Terra.

Fra le formazioni geologiche più notevoli di Marte si segnalano l'Olympus Mons, il vulcano più grande del sistema solare (alto 27 km), e la Valles Marineris, un lungo canyon più esteso di quelli terrestri; nel giugno 2008 la rivista Nature ha esposto le prove di un enorme cratere sull'emisfero boreale circa quattro volte più grande del cratere chiamato il Bacino Polo Sud-Aitken.[3][4]

Marte all'osservazione presenta delle variazioni di colore, imputate inizialmente alla presenza di vegetazione stagionale, che al variare dei periodi dell'anno cambiava di colore. Tuttavia le osservazioni spettroscopiche dell'atmosfera avevano da tempo fatto abbandonare l'ipotesi che vi potessero essere mari, canali e fiumi oppure un'atmosfera sufficientemente densa. Il colpo di grazia a questa ipotesi fu dato dalla missione Mariner 4 nel 1965, che mostrò un pianeta desertico e arido, caratterizzato da periodiche ma particolarmente violente tempeste di sabbia. La speranza che Marte possa accogliere la vita è tuttavia stata ripresa in considerazione da quando il modulo Phoenix ha scoperto acqua sotto forma di ghiaccio, il 31 luglio 2008.[5] Attualmente sono tre i satelliti artificiali funzionanti che orbitano attorno a Marte: il Mars Odyssey, il Mars Express e il Mars Reconnaissance Orbiter. Il lander Phoenix ha recentemente concluso la sua missione di studio della geologia marziana e ha fornito le prove dell'esistenza di acqua allo stato liquido in passato su ampie zone della superficie. Inoltre ha suggerito che sulla superficie possano essersi verificati nell'ultimo decennio dei flussi d'acqua simili a geyser.[6] Osservazioni da parte del Mars Global Surveyor manifestano una contrazione della calotta di ghiaccio al polo sud.[7]

Attorno a Marte orbitano due satelliti naturali, Phobos e Deimos, di piccole dimensioni e dalla forma irregolare, probabilmente due asteroidi catturati dal suo campo gravitazionale. Marte ha anche alcuni asteroidi troiani, tra cui 5261 Eureka.

Marte prende il nome dall'omonima divinità della mitologia romana; il simbolo astronomico del pianeta è la rappresentazione stilizzata dello scudo e della lancia del dio.

OSSERVAZIONI DALLA TERRA

Ad occhio nudo, Marte solitamente appare di un marcato colore giallo, arancione o rossastro e per luminosità è il più variabile tra tutti i pianeti visibile dalla Terra nel corso della sua orbita. La sua magnitudine apparente infatti passa da +1,8 alla congiunzione fino a -2,9 all'opposizione perielica (fenomeno che si verifica ogni due anni circa e quindi rende il pianeta difficile da osservare). A causa dell'eccentricità orbitale la sua distanza relativa varia ad ogni opposizione determinando piccole e grandi opposizioni, con un diametro apparente da 3,5 a 25,1 secondi d'arco.

Il punto in cui Marte è più vicino alla Terra è definito opposizione mentre il periodo che intercorre tra due opposizioni, o periodo di rivoluzione, è di 780 giorni. All'opposizione, Marte dista dalla Terra 78,39 milioni di km, presenta un diametro apparente di 17,9 secondi d'arco e una magnitudine apparente di -2,0. A causa dell'eccentricità delle due orbite, i momenti di opposizione possono variare anche di 8,5 giorni e la distanza tra i pianeti può passare da un minimo di 55,7 milioni di km ad un massimo di 401,3 milioni di km[8]. L'avvicinarsi di Marte all'opposizione comporta l'inizio di un periodo di moto retrogrado per cui dalla Terra sembrerà muoversi in direzione opposta alla sua orbita formando un "loop" se si considera la volta celeste sullo sfondo come riferimento.

Il 27 agosto 2003 alle 9:51:13 UT, Marte si è trovato vicino alla Terra come mai in quasi 60.000 anni: 55.758.006 km (o 0,372719 AU). Ciò fu possibile perchè Marte si trovava ad un giorno dall'opposizione e circa a tre giorni dal suo perielio, cosa che lo rese particolarmente visibile da Terra. Tuttavia questo avvicinamento è solo di poco più vicino rispetto ad altri. Infatti per esempio il 22 agosto 1924 la distanza minima fu di 0,372846 AU e si prevede che il 24 agosto 2208 sarà di 0,372254AU.

PARAMETRI ORBITALI

Marte orbita attorno al Sole ad una distanza media di circa 228 milioni di km (1,52 unità astronomiche) e il suo periodo di rivoluzione è di circa 687 giorni o 1 anno, 320 giorni e 18,2 ore terrestri. Il giorno solare di Marte (il Sol) è poco più lungo del nostro: 24 ore, 39 minuti e 35,244 secondi.
L'inclinazione assiale marziana è di 25° e 19' che risulta simile a quella della Terra. Per questo motivo le stagioni si assomigliano eccezion fatta per la durata doppia su Marte. Inoltre il piano dell'orbita si discosta di circa 1,85° da quello dell'eclittica. Marte ha superato il suo perielio l'ultima volta nel giugno 2007 e il suo afelio nel maggio 2008. Il prossimo periastro si verificherà nell' aprile 2009.

A causa della discreta eccentricità della sua orbita, pari a 0,09341233, la sua distanza dalla Terra all'opposizione può oscillare fra circa 100 e circa 56 milioni di km. Solo Mercurio ha un'eccentricità superiore nel Sistema Solare. Tuttavia in passato Marte seguiva un'orbita molto più circolare: circa 1,35 milioni di anni fa la sua eccentricità era equivalente a 0,002 che è molto inferiore a quella terrestre attuale[15]. Marte ha un ciclo di eccentricità di 96 000 anni terrestri paragonati ai 100.000 della Terra[16]. Negli ultimi 35.000 anni l'orbita marziana è diventata sempre più eccentrica a causa delle influenze gravitazionali degli altri pianeti e il punto di maggior vicinanza tra Terra e Marte continuerà e diminuire nei prossimi 25.000 anni[17].

Marte infine ha una massa pari ad appena l'11% di quella terrestre; il suo raggio equatoriale misura 3392,8 km.

ATMOSFERA

La magnetosfera di Marte è assente a livello globale e, in seguito alle rilevazioni del magnetometro MAG/ER del Mars Global Surveyor, considerando che è stata constatata l'assenza di magnetismo sopra i crateri Argyre e Hellas Planitia[19], si presume sia scomparsa da circa 4 miliardi di anni e quindi i venti solari colpiscono direttamente la sua ionosfera. Questo mantiene l'atmosfera del pianeta piuttosto sottile per via della continua asportazione di atomi dalla parte più esterna della stessa. A riprova di questo fatto sia il Mars Global Surveyor che il Mars Express hanno individuato queste particelle atmosferiche ionizzate allontanarsi dietro il pianeta.

La pressione atmosferica media è di 700 Pa ma varia da un minimo di 30 Pa sull'Olympus Mons a oltre 1155 Pa nella depressione di Hellas Planitia. Per un paragone Marte ha una pressione atmosferica pari a 1% rispetto alla Terra.

L'atmosfera marziana si compone principalmente di anidride carbonica (95%), azoto (2,7%), argon (1,6%), vapore acqueo, ossigeno e monossido di carbonio.
È stato definitivamente provato [18] che è presente anche metano nell'atmosfera marziana, e in certe zone anche in grandi quantità;[18] la concentrazione media si aggirerebbe comunque sulle 10 ppb per unità di volume[20][21] Dato che il metano è un gas instabile che viene scomposto dalla radiazione ultravioletta solitamente in un periodo di 340 anni nelle condizioni atmosferiche marziane, la sua presenza indica l'esistenza di una fonte relativamente recente del gas. Tra le possibili cause troviamo attività vulcanica, l'impatto di una cometa[22] e la presenza di forme di vita microbiche generanti metano. Un'altra possibile causa potrebbe essere un processo non biologico dovuto alle proprietà della serpentinite di interagire con acqua, anidride carbonica e l'olivina, un minerale comune sul suolo di Marte[23].

Durante l'inverno l'abbassamento della temperatura provoca il condensamento del 25-30% dell'atmosfera che forma spessi strati di ghiaccio secco o di anidride carbonica[24]. Con l'estate il ghiaccio sublima causando grandi sbalzi di pressione e conseguenti tempeste con venti che raggiungono i 400 km/h. Questi fenomeni stagionali trasportano grandi quantità di polveri e vapore d'acqua che generano grandi cirri. Queste nuvole vennero fotografate dal rover Opportunity nel 2004[25].

CLIMA

Tra tutti i pianeti del Sistema Solare, Marte è quello con il clima più simile a quello terrestre per via dell'inclinazione del suo asse di rotazione. Le stagioni tuttavia durano circa il doppio dato che la distanza dal Sole lo porta ad avere una rivoluzione di poco meno di 2 anni. Le temperature variano dai -140 °C degli inverni polari a 20 °C dell'estate. La forte escursione termica è dovuta anche al fatto che Marte ha un'atmosfera sottile (e quindi una bassa pressione atmosferica) e una bassa capacità di trattenere il calore del suolo[26].

Una differenza interessante rispetto al clima terrestre è dovuta alla sua orbita molto eccentrica. Infatti Marte è prossimo al periastro quando è estate nell'emisfero meridionale (e l'inverno in quello settentrionale) e vicino all' afastro nella situazione opposta. La conseguenza è un clima più estremo nell'emisfero sud rispetto a quello nord. Le temperature estive dell'emisfero meridionale possono essere fino a 30 °C più calde di quelle di un'equivalente estate in quello nord[27].

Rilevanti sono anche le tempeste di sabbia che possono estendersi su una piccola zona così come sull'intero pianeta. Solitamente si verificano quando Marte si trova prossimo al Sole ed è stato dimostrato che aumentano la temperatura atmosferica del pianeta[28].

Entrambe le calotte polari sono composte principalmente da acqua ricoperta da uno strato di circa un metro di anidride carbonica solida al polo nord, mentre lo stesso strato raggiunge gli otto metri in quello sud[29]. Entrambi i poli presentano dei disegni a spirale causati dall'interazione tra il calore solare disomogeneo e la sublimazione e condensazione del ghiaccio. Le loro dimensioni variano inoltre a seconda della stagione.

La topografia di Marte presenta una dicotomia netta tra i due emisferi: a nord dell'equatore si trovano enormi pianure coperte da colate laviche mentre a sud la superficie è segnata da grandi altipiani segnati da migliaia di crateri. Una teoria proposta nel 1980, e avvalorata da prove scientifiche nel 2008, giustifica questa situazione attribuendone l'origine ad una collisione del pianeta con un oggetto con dimensioni stimate tra un decimo e due terzi di quelle della Luna, avvenuta circa 4 miliardi di anni fa[31][32]. Se tale teoria venisse confermata, l'emisfero boreale marziano, che ricopre circa il 40% del pianeta, diventerebbe il sito d'impatto più vasto del Sistema Solare con 10.600 km di lunghezza e 8.500 km di larghezza strappando il primato al Bacino Polo Sud-Aitken[3][4]. La superficie di Marte non pare movimentata dall'energia che caratterizza quella terrestre. In sostanza, Marte non ha una crosta suddivisa in placche, e quindi la tettonica a zolle del modello terrestre risulta inapplicabile a tale pianeta.
L'attività vulcanica è stata molto intensa, come testimonia la presenza di imponenti vulcani. Il maggiore di essi è l' Olympus Mons, che, con una base di 600 km e un'elevazione pari a circa 27 km rispetto alle pianure circostanti, è il maggior vulcano del sistema solare. Esso è molto simile ai vulcani a scudo delle isole Hawaii, originatisi dall'emissione per lunghissimi tempi di lava molto fluida. Uno dei motivi per i quali tali giganteschi edifici vulcanici sono presenti è che, per l'appunto, la crosta marziana è priva della mobilità delle placche tettoniche. Questo significa che i "punti caldi" da cui sale in superficie il magma battono sempre le stesse zone del pianeta, senza spostamenti nel corso di milioni di anni di attività. La ridotta forza di gravità ha certamente agevolato la lava, che su Marte ha un peso di poco superiore a quello dell'acqua sulla Terra. Questo rende possibile una più facile risalita dal sottosuolo e una più ampia e massiva diffusione sulla superficie.

Un gigantesco canyon, lungo 5000 km, largo 500 km e profondo 5-6 km attraversa il pianeta all'altezza dell'equatore e prende il nome di Valles Marineris, ed è l'unica struttura vagamente simile a quelle osservate nel XIX secolo e considerate poi uno dei più grandi sbagli della moderna astronomia. La sua presenza costituisce un vero e proprio sfregio sulla superficie marziana, e data la sua enorme struttura, non è chiaro cosa possa averla prodotta: certamente non l'erosione data da agenti atmosferici o acqua. La struttura di questo canyon è tale da far sembrare minuscolo il Grand Canyon americano. L'equivalente terrestre sarebbe, dimensionalmente parlando, un canyon che partisse da Londra e arrivasse a Città del Capo, con profondità dell'ordine dei 10 km. Questo consente di capire come tale canyon abbia una considerevole importanza per la struttura di Marte, e come esso non sia classificabile con casi noti sulla Terra. Un altro importante canyon è la Ma'adim Vallis (dal termine ebraico che indica appunto Marte). La sua lunghezza è di 700 km, la larghezza 20 km e raggiunge in alcuni punti una profondità di 2 km. Durante l'epoca Noachiana la Ma'adim Vallis appariva come un enorme bacino di drenaggio di circa 3 milioni di km2[33].

Marte presenta inoltre approsimativamente 43.000 crateri d'impatto con un diametro superiore a 5 km[34]. Il maggiore tra questi risulta essere il Bacino Hellas, una struttura con albedo chiara visibile anche da Terra[35]. Marte, per le sue dimensioni, ha una probabilità inferiore della Terra di entrare in collisione con un oggetto esterno. Tuttavia il pianeta si trova più prossimo alla cintura degli asteroidi ed esiste la possibilità che entri addirittura in contatto con oggetti intrappolati nell'orbita gioviana[36]. Ad ogni modo l'atmosfera marziana fornisce una protezione dai corpi più piccoli: paragonata a quella lunare, la superficie di Marte è meno craterizzata.
Marte presenta inoltre approsimativamente 43.000 crateri d'impatto con un diametro superiore a 5 km[34]. Il maggiore tra questi risulta essere il Bacino Hellas, una struttura con albedo chiara visibile anche da Terra[35]. Marte, per le sue dimensioni, ha una probabilità inferiore della Terra di entrare in collisione con un oggetto esterno. Tuttavia il pianeta si trova più prossimo alla cintura degli asteroidi ed esiste la possibilità che entri addirittura in contatto con oggetti intrappolati nell'orbita gioviana[36]. Ad ogni modo l'atmosfera marziana fornisce una protezione dai corpi più piccoli: paragonata a quella lunare, la superficie di Marte è meno craterizzata.

Il Thermal Emission Imaging System (THEMIS) montato sul Mars Odyssey ha rilevato sette possibili ingressi di caverne sui fianchi del vulcano Arsia Mons[37]. Ogni caverna porta il nome delle persone amate degli scopritori[38]. Le dimensioni di questi ingressi vanno dai 100 ai 252 m in larghezza e si ritiene che la loro profondità possa essere compresa tra i 73 e i 96 m. A parte la caverna "Dena", tutte le caverne non lasciano penetrare la luce rendendo impossibile stabilirne le esatte dimensioni interne.

Il 19 febbraio 2008 il Mars Reconnaissance Orbiter ha immortalato un importarte fenomeno geologico. Le immagini infatti hanno ripreso una frana spettacolare che si ritiene composta da ghiaccio frantumato, polvere e grandi blocchi di roccia che si sono distaccati da una scogliera alta circa 700 metri. Prove di tale valanga si sono riscontrate anche attraverso le nubi di polvere appunto sopra le stesse scogliere.

GEOLOGIA

La crosta, il mantello e il nucleo di Marte si formarono entro circa 50 milioni di anni dalla nascita del Sistema Solare e rimasero attivi per il primo miliardo[42]. Il mantello fu la regione rocciosa interna che trasferiva il calore generato durante l'accrescimento e formazione del nucleo. Si ritiene che la crosta sia stata creata dalla fusione della parte superiore del mantello mutando nel corso del tempo a causa di impatti con oggetti estranei, vulcanismo, movimenti successivi del mantello stesso ed erosione[43].

Grazie alle osservazioni della sua orbita attraverso lo spettrometro TES del Mars Global Surveyor e l'analisi dei meteoriti, è possibile sapere che Marte ha una superficie ricca di basalto. Alcune zone però mostrano quantità predominanti di silicio che potrebbe essere simile all'andesite sulla Terra. Gran parte della superficie è coperta da ossido ferrico che gli conferisce il suo peculiare colore rosso intenso. La crosta ha uno spessore medio di 50 km con un picco di 125 km. Per fare un confronto con quella terrestre, che ha uno spessore di circa 40 km, si potrebbe dire che la crosta marziana è tre volte più spessa, considerando le dimensioni doppie del nostro pianeta.

Il mantello, più denso di quello terrestre (di circa 2,35 volte), è composto soprattutto da silicati e, benché sia attualmente inattivo, è all'origine di tutte le testimonianze di fenomeni tettonici e vulcanici sul pianeta. Attualmente è stato possibile identificare la composizione del mantello fino ad una pressione di 23,5 GPa e il modello di Dreibus e Wänke indica che la sua composizione include olivina, clinopirosseno, ortopirosseno e granato[44].

Il nucleo di Marte è composto principalmente da ferro con il 14-17% di solfuro di ferro e si estende per un raggio di circa 1480 km. Molto probabilmente il nucleo non è liquido, ma allo stato viscoso; di conseguenza Marte non presenta un campo magnetico apprezzabile (massimo 5 nT, nanoTesla) né attività geologica di rilievo. Questo comporta la mancanza di protezione del suolo del pianeta dall'attività di particelle cosmiche ad alta energia; tuttavia la maggiore distanza dal Sole rende meno violente le conseguenze della sua attività. Anche se Marte non dispone di un campo magnetico intrinseco, è possibile provare che parti della sua crosta siano state magnetiche e che si sia avuta una polarità alternata attorno ai suoi due poli. Una teoria, pubblicata nel 1999 e rivista nel 2005 assieme alle ricerche del Mars Global Surveyor, deduce dal paleomagnetismo marziano che fino a circa 4 miliardi di anni fa esistevano movimenti tettonici su Marte e la loro scomparsa è la causa di una magnetosfera quasi inesistente.

La storia geologica di Marte è stata divisa in tre ere. A tale scopo si è ricorso all'analisi della densità dei crateri d'impatto presenti sulla sua superficie, allo studio dei meteoriti marziani rinvenuti sulla Terra e dei flussi lavici superficiali[45]:

- Epoca Noachiana (così nominata dalla Noachis Terra): si colloca tra 3,8 miliardi e 3,5 miliardi di anni fa. Vede la formazione della superficie più antica di Marte ed è riconoscibile per le numerose cicatrici lasciate dai crateri. La regione Tharsis si è formata in questo periodo, anche grazie a grandi correnti di acqua allo stato liquido presenti in questo periodo.

- Epoca Hesperiana (da Hesperia Planum): da 3,5 miliardi a 1,8 miliardi di anni fa. Nelle sue fasi iniziali si formarono Hellas e Argyre Planitia[46]. Degna di nota inoltre per la formazione di ampie pianure laviche.

- Epoca Amazzoniana (da Amazonis Planitia): da 1,8 miliardi di anni fa al presente. Tra gli aspetti salienti la formazione in questo periodo dell'Olympus Mons e di altre grandi strutture vulcaniche. Si distingue inoltre una tarda epoca Amazzoniana iniziata tra i 600 e i 300 milioni di anni fa[45].

SATELLITI NATURALI

Marte possiede due satelliti naturali: Phobos e Deimos. Entrambi i satelliti vennero scoperti da Asaph Hall nel 1877. I loro nomi, Paura e Terrore, richiamano la mitologia greca secondo la quale Phobos e Deimos accompagnavano il padre Ares, Marte per i Romani, in battaglia. Non è ancora chiaro come e se Marte abbia catturato le sue lune. Entrambe hanno un'orbita circolare, prossima all'equatore, cosa piuttosto rara per dei corpi catturati. Tuttavia la loro composizione suggerisce proprio che entrambe siano oggetti simili ad asteroidi.

Phobos è la maggiore delle due lune misurando 26,6 km nel suo punto più largo. Si presenta come un oggetto roccioso dalla forma irregolare, segnata da numerosi crateri tra cui spicca per dimensioni quello di Stickney che copre quasi metà della larghezza complessiva di Phobos. La superficie del satellite è ricoperta da regolite che riflette solo il 6 % della luce solare che lo investe. La sua densità media molto bassa inoltre ricorda la struttura dei meteoriti di condrite carbonacea e suggerisce che la luna sia stata catturata dal campo gravitazionale di Marte. La sua orbita attorno al Pianeta rosso dura 7 ore e 39 minuti, è circolare e si discosta di 1° dal piano equatoriale; tuttavia, essendo piuttosto instabile, può far pensare che comunque la cattura sia stata relativamente recente. Phobos ha un periodo orbitale più breve del periodo di rotazione di Marte sorgendo così da ovest e tramontando a est in sole 11 ore. L'asse più lungo del satellite inoltre punta sempre verso il pianeta madre mostrandogli così, come la Luna terrestre, solo una faccia. Poiché si trova sotto l'altitudine sincrona, Phobos è destinato, in un periodo di tempo stimato in 50 milioni di anni, ad avvicinarsi sempre più al pianeta fino ad oltrepassare il limite di Roche e disintegrarsi per effetto delle intense forze mareali.

Deimos invece è la luna più esterna e piccola essendo di 15 km nella sua sezione più lunga. Essa presenta una forma approssimativamente ellittica e, a dispetto della sua modesta forza di gravità, trattiene un significativo strato di regolite sulla sua superficie, che ne ricopre parzialmente i crateri facendola apparire più regolare rispetto a Phobos. Analogamente a quest'ultimo inoltre, Deimos, presenta la stessa composizione della maggior parte degli asteroidi. Deimos si trova appena al di fuori dell'orbita sincrona e sorge a est impiegando però circa 2,7 giorni per tramontare a ovest, nonostante la sua orbita sia di 30 ore e 18 minuti. La sua distanza media da Marte è di 23.459 km. Come Phobos, mostra sempre la medesima faccia al cielo di Marte essendo il suo asse più lungo sempre rivolto verso di esso.

Marte è inoltre l'unico pianeta terrestre attorno al quale ruotano degli asteroidi troiani. Il primo, 5261 Eureka, fu individuato nel 1990. Seguirono (101429) o 1998 VF31 , (121514) o 1999 UJ7 e 2007 NS2. Ad eccezione di UJ7 che si trova nel punto troiano L4, tutti gli asteroidi si posizionano in L5[63]. Le loro magnitudini apparenti vanno da 16,1 a 17,8[63] mentre il loro semiasse maggiore è di 1,526 UA[63]. Un'osservazione approfondita della sfera di Hill marziana, ad eccezione della zona interna all'orbita di Deimos che è resa invisibile dalla luce riflessa da Marte, può escludere la presenza di altri satelliti che superino una magnitudine apparente di 23,5 che corrisponde ad un raggio di 90 m per un'albedo di 0,07[64].

MISSIONI SUL PIANETA

Numerose sono state le missioni verso Marte intraprese dall'Unione Sovietica, Stati Uniti, Europa e Giappone per studiarne la geologia, l'atmosfera e la superficie.

Circa i due terzi delle missioni tuttavia sono risultate degli insuccessi costituiti da perdite e da vari inconvenienti tecnici. Anche per questo motivo il pianeta conserva il suo fascino, il suo mistero e, più in generale, un'ulteriore motivazione per proseguire le ricerche. Le probabilità di trovare tracce di vita attuale su questo pianeta, così come oggi esso ci appare, sono estremamente ridotte; tuttavia, se fosse confermata la presenza di acqua in tempi remoti, aumenterebbero le probabilità di trovare tracce di vita passata.

C'E' VITA SU MARTE?

Nel luglio 2008 la NASA annuncia che ha le prove della presenza dell'acqua su Marte. In passato erano stati osservati i segni della passata presenza di acqua: sono stati osservati canali simili ai letti dei fiumi sulla terra. È tuttora oggetto di molti dibattiti l'origine dell'acqua liquida che un tempo scorreva sul pianeta; al giorno d'oggi l'acqua, sotto forma di ghiaccio, costituisce una piccola parte delle calotte polari (il resto è formato da anidride carbonica solida). Altra acqua si trova sotto il suolo del pianeta, ma in quantità ancora sconosciuta. La presenza di acqua nel sottosuolo del polo sud di Marte è stata confermata dalla sonda europea Mars Express nel gennaio del 2004; nel 2005 il radar MARSIS, strumento italiano collocato a bordo della stessa sonda, ha individuato un deposito di ghiaccio dello spessore maggiore di un chilometro tra gli 1,5 e i 2,5 km di profondità, nei pressi della regione di Chryse Planitia.
Spesso, formazioni naturali sulla superficie marziana sono state interpretate da alcuni come manufatti artificiali, che avrebbero provato l'esistenza di una non meglio definita civiltà marziana. La Faccia su Marte ne è l'esempio più famoso. La teoria di archeologia marziana viene sostenuta dal traduttore dal sumero Zecharia Sitchin, che sostiene l'esistenza di riferimenti a tale zona marziana nella letteratura sumerica.
Il 23 gennaio 2008 la NASA ha pubblicato alcune foto eseguite dal robot Spirit nel novembre del 2007. Sulla sinistra della foto alcuni blogger credono di individuare una figura di forma umanoide. La NASA ha reso noto che l'"alieno" immaginato è in realtà un sasso alto 5 cm scolpito dal vento. Si tratta insomma di pareidolia.

LA BANDIERA MARZIANA

Nei primi anni 2000, una proposta di bandiera marziana sventolò a bordo dello Space Shuttle Discovery. Disegnata dagli ingegneri NASA e dal task force leader della Flashline Mars Arctic Research Station, Pascal Lee, e portata a bordo dall'astronauta John Mace Grunsfeld, la bandiera consisteva in tre fascie verticali (rosso, verde, e blu), che simboleggiavano la trasformazione di Marte da un pianeta arido (rosso) ad uno che possa sostenere la vita (verde), e finalmente ad un pianeta completamente terraformato con specchi d'acqua ad aria aperta sotto ad un cielo azzurro (blu). Questo design fu suggerito dalla trilogia di fantascienza Red Mars, Green Mars e Blue Mars di Kim Stanley Robinson. Furono realizzate anche altre proposte, ma il tricolore repubblicano fu adottato dalla Mars Society come sua bandiera ufficiale. In un commento rilasciato dopo il lancio della missione, la Society disse che la bandiera "non è mai stata onorata da un vascello della principale nazione coinvolta nei viaggi spaziali della Terra", e aggiunse che "è esemplare che sia successo quando è successo: all'inizio di un nuovo millennio".

Che Cosa è una stella binaria?

2009-07-18T01:48:00.000-07:00

Una stella binaria (si usano anche i termini stella doppia o sistema binario) è un sistema composto da due stelle che orbitano attorno ad un baricentro comune. Se una delle due stelle ha una massa molto superiore all'altra, il baricentro può essere così spostato verso di essa da ridurre il sistema ad una stella quasi ferma attorno alla quale ne orbita un'altra (esattamente come succede, per esempio, nel caso dell'orbita della Terra attorno al Sole).

Il termine stella doppia pare fu inventato da Sir William Herschel nel 1802, per designare "una vera stella doppia - l'unione di due stelle che sono unite in un solo sistema dalle leggi dell'attrazione gravitazionale" di Newton.
Oggi le stelle binarie sono classificate in quattro tipi a seconda di come possono essere osservate:
binaria visuale, osservabile come tale ad occhio nudo oppure al telescopio
binaria spettroscopica, che rivela la sua natura binaria solo con uno spettroscopio
binaria ad eclisse, che mostra cambiamenti di luminosità dovuti ad eclissi reciproche
binaria astrometrica, da precise misure di posizione
Ogni stella può appartenere a più di una di queste classi. Per esempio, molte binarie spettroscopiche sono anche binarie ad eclisse.
Un'altra serie di categorie è basata sulla distanza tra le due stelle:
binaria distaccata, dove le due stelle sono ben separate
binaria semidistaccata, dove una delle due stelle riempie il proprio lobo di Roche e può trasferire materia all'altra
binaria a contatto, dove entrambe riempiono il proprio lobo di Roche e si toccano l'un l'altra.
Durante gli ultimi 200 anni una grande quantità di ricerche ha portato a numerose conclusioni generali. Si pensa che almeno un quarto di tutte le stelle siano doppie, e il 10% di queste appartengono a sistemi con più di due stelle (triple, quadruple o più). Tali stelle sono spesso ancora dette binarie in senso generico, intendendo con questo termine una stella multipla. C'è una correlazione diretta tra il periodo di rivoluzione di una stella binaria e l'eccentricità della sua orbita: i sistemi con un periodo più corto hanno un'eccentricità minore. Le stelle doppie possono avere quasi ogni distanza concepibile tra loro: alcune coppie sono praticamente a contatto l'una con l'altra, mentre altre sono così distanti da essere state per molto tempo considerate stelle separate. Le stelle che compongono un sistema doppio sono generalmente nate nello stesso istante. Se hanno anche massa simile, hanno in genere uguale luminosità e spettro. Se la massa è diversa, la più grande evolverà più rapidamente verso lo stadio di gigante rossa, e le luminosità potranno essere molto diverse.
Misurare la massa delle stelle è un compito difficile. Le stelle doppie sono tra le poche per cui la massa è facilmente misurabile, perché può essere ricavata dalla forza gravitazionale che esibiscono nella loro orbita. Nel caso di una stella doppia visuale, dopo che l'orbita è stata determinata e la parallasse stellare del sistema è stata misurata, la massa totale delle due stelle può essere ottenuta direttamente usando le leggi di Keplero.
Sfortunatamente, è impossibile conoscere l'orbita completa di una binaria spettroscopica, a meno che essa non sia anche una binaria visuale o ad eclisse, perciò questi oggetti hanno una determinazione della massa molto più difficile. Nel caso di binarie ad eclisse che siano anche spettroscopiche, è possibile avere un quadro completo delle due stelle: massa, densità, dimensioni, luminosità e forma approssimata.
All’osservazione, le stelle binarie ad eclisse appaiono come un’unica stella, essendo i componenti del sistema molto vicini tra loro. Questi sistemi sono molto distanti da noi e perciò non possiamo studiarli da vicino nemmeno con i modernissimi strumenti a disposizione; il carattere binario di queste stelle si può però indagare attraverso la loro luminosità e le sue variazioni collegate attraverso lo spettro.
Lo studio sulle stelle binarie è di fondamentale importanza per l’astrofisica perché dalla osservazione è possibile determinare con precisione il valore della massa delle singole stelle e il loro raggio, che sono informazioni che servono per gli studi teorici sull’evoluzione delle stelle.

Alcuni esempi di stelle binarie:

Mizar (sestupla, nell'Orsa Maggiore, è stata la prima binaria visuale ed anche la prima binaria spettroscopica ad essere scoperta)
Sirio (doppia (sospetta sestupla), Sirio B è una nana bianca, nel Cane Maggiore)
Rigel Kentaurus (tripla, nel Centauro)
Betelgeuse (sestupla, le compagne sono molto difficili da vedere, in Orione)
Procione (doppia, nel Cane Minore)
Castore (sestupla, nei Gemelli)
Albireo (tripla, la componente primaria è arancione e spettroscopica, la seconda azzurra, nel Cigno, famosa per la sua bellezza al telescopio).

Un Nuovo meteorite in avvicinamento al pianeta

2009-07-17T06:26:00.000-07:00

Anche se non bisogna allarmarsi la notizia diffusa di recente dallAstronomical Research Institute del Illinois non è certo una delle più confortanti: lo scorso 27 febbraio, infatti si è avvicinato alla Terra un meteorite, anche se la sua distanza dal pianeta (7 milioni e mezzo di chilometri) non ha certo destato preoccupazioni.

Ma nel 2042 quello stesso bolide tornerà ad avvicinarsi al pianeta e alla distanza di soli 31 mila chilometri.

Forse le autorità competentidi allora dovranno preoccuparsene maggiormente.

Si è registrato che questo meteorite ha una traiettoria irregolare che continua a passare nel nostro sistema planetario mettendo a repentaglio l'incolumità del nostro pianeta che continua ad essere un facile persaglio per la meteora.

Per fortuna lo stesso istituto ha registrato che nel 2055, se tutto procedesse secondo i calcoli l'asteroide passerà dalla terra a 2 milioni e 200 mila chilometri dalla terra per poi schiantarsi su marte.

Fortunatamente il pianeta pare salvo.

La vita delle stelle

2009-07-16T13:42:00.000-07:00

In astronomia, col termine evoluzione stellare ci si riferisce ai cambiamenti che una stella subisce durante la sua vita. Alcuni astronomi considerano non appropriato il termine "evoluzione", e preferiscono usare il termine ciclo vitale, in quanto le stelle non subiscono un processo evolutivo simile a quello degli individui di una specie ma, piuttosto, cambiano nelle loro quantità osservabili seguendo fasi ben precise che dipendono strettamente dalle caratteristiche fisiche della stella stessa.
Durante l'evoluzione di una stella, la luminosità, il raggio e la temperatura cambiano anche di molto. Però a causa dei tempi evolutivi molto lunghi (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguirne l'intero ciclo di vita. Pertanto, per compredere come esse evolvono si osserva una popolazione stellare che contiene stelle in diverse fasi della loro vita, e si costruiscono modelli fisico-matematici che permettono di riprodurre le proprietà osservate delle stelle.
Uno strumento fondamentale per gli astronomi, al fine di compredere l'evoluzione stellare, è il diagramma Hertzsprung-Russel (o diagramma H-R) che, riportando temperatura e luminosità (che variano insieme al raggio in funzione dell'età, della massa e della composizione chimica della stella) permette di sapere in che fase della vita si trova una stella. A seconda della massa, dell'età e della composizione chimica, i processi fisici in atto in una stella sono differenti e queste differenze portano stelle con caratteristiche diverse a seguire differenti percorsi evolutivi sul diagramma H-R.

Nascita

Una stella nasce da una nube molecolare gigante. La maggior parte dello spazio vuoto dentro ad una galassia contiene in realtà da 0,1 a 1 atomi per centimetro cubo. La nube ne contiene invece alcune centinaia (un buon tubo a vuoto terrestre ne contiene più di 100.000). Nonostante questa bassissima densità, una nube molecolare gigante contiene da 100.000 a dieci milioni di volte la massa del nostro Sole, grazie al fatto di essere appunto gigante: da 50 a 300 anni luce di diametro.
La nube è stabile, le sue molecole costituenti sono troppo spaziate per riunirsi sotto l'effetto della gravità. Se però la nube viene perturbata (ad esempio, dall'onda d'urto generata dall'esplosione di una supernova vicina, oppure dalle collisioni tra due o più nubi di polveri e gas con le onde che percorrerebbero a spirale la galassia), parte della materia della nube viene compressa. Quando questa parte compressa raggiunge una densità di almeno 100.000 atomi per cm3 la gravità comincia a farsi sentire, e la materia inizia ad accumularsi per formare alla fine una protostella. Ogni regione densa produrrà da una a decine di migliaia di stelle, a seconda della sua grandezza. Gli atomi che si accumulano guadagnano velocità mentre cadono verso il centro, riscaldando la protostella e facendole emettere una debole radiazione infrarossa. Inoltre la compressione in uno spazio piccolo fa ruotare su sé stessa la protostella, per la legge di conservazione del momento angolare. Queste protostelle sono in effetti rivelate da telescopi infrarossi, spesso nascoste dentro globuli di Bok, le regioni più dense di una nube molecolare gigante.
In alcune protostelle, le più piccole, la contrazione rimane l'unica fonte di energia. Queste protostelle diventano delle semplici sfere di gas inerte, le nane brune, all'inizio calde ma non abbastanza, e destinate a morire lentamente mentre si raffreddano nel corso di centinaia di miliardi di anni. Questa è la sorte che attende ogni protostella la cui massa sia inferiore a 0,07 volte quella del Sole (equivalente a 80 volte la massa del pianeta Giove!!). Tale protostella, se abbastanza piccola, può anche essere considerata un grosso pianeta, ma la distinzione è piuttosto indefinita e ancora non ben approfondita.
Se la protostella è più grande, la temperatura del suo nucleo aumenta a sufficienza (si calcola che la soglia minima sia a circa 15 Mkelvin, corrispondenti a 15 milioni di gradi Celsius!!!), da permettere agli elettroni di separarsi dai nuclei degli atomi. I nuclei acquistano abbastanza energia cinetica per vincere la repulsione Coulombiana, unendosi a formare un nucleo composto. Si è innescata la fusione nucleare, che riscalderà la stella per tutta la sua vita. In questa prima fase, che durerà in genere per il 90% della vita della stella, l'idrogeno si fonde per diventare elio, usando la catena protone-protone (per le stelle più piccole, come il nostro Sole), o il ciclo del carbonio-azoto (per le stelle più calde).
La fusione nucleare libera un enorme quantitativo di energia, pari allo 0,7 per mille dell'energia di massa a riposo degli atomi interessati (questa energia è calcolabile con la famosa equazione di Einstein E=mc²). L'energia liberata aumenta la pressione del gas, che riesce a sostenere il peso degli strati esterni e ferma la contrazione della protostella. Questa si trova adesso in equilibrio idrostatico, una condizione che resterà stabile finché la fusione nucleare potrà continuare. L'energia prodotta si dissipa verso l'esterno della stella e ne esce alla fine come luce visibile e altre forme di radiazione elettromagnetica.
Una volta che una protostella ha raggiunto questo stato di equilibrio viene considerata come stella.

MATURITA'

Le nuove stelle sono di varie dimensioni e colori. Vanno dal blu al rosso, da un decimo a 50 volte la massa del Sole. La luminosità e il colore di una stella dipendono dalla sua temperatura superficiale, che a sua volta dipende dalla massa. Le stelle T Tauri stanno appena entrando in questo stadio.
Il resto della vita della stella sarà una lotta tra la gravità, che vuole comprimere la stella su sé stessa, e l'energia liberata dalla fusione dentro il suo nucleo, che vuole invece farla espandere.
Una nuova stella finirà per posizionarsi in un punto della sequenza principale del diagramma H-R. Resterà all'incirca nello stesso punto per quasi tutta la sua vita: alcuni milioni di anni per le stelle più grandi e calde, alcuni miliardi di anni per le stelle medie come il Sole, e decine o centinaia di miliardi di anni per le nane rosse. Quale che sia la loro dimensione, le stelle della sequenza principale consumano l'idrogeno del loro nucleo convertendolo in elio. Dopo un tempo breve o lungo, l'idrogeno è comunque destinato a finire.
La ragione della lunga vita che la maggior parte delle stelle hanno nella sequenza principale è che la fusione nucleare mediante la catena protone-protone è un processo molto difficile e, dal punto di vista del singolo atomo, improbabile: si calcola che un atomo del Sole debba aspettare in media tredici miliardi di anni prima di trovarsi nella condizione di unirsi con altri per formare un nucleo di elio, e quindi in questo momento il Sole risplende solo grazie agli atomi "fortunati" che hanno aspettato molto meno tempo. Col passare dei millenni, sempre più atomi si trovano nelle condizioni giuste e quindi il Sole, come la maggior parte delle stelle di sequenza principale, aumenta lentamente di luminosità. Il ciclo del carbonio-azoto, che richiede temperature più alte ed è quindi usato solo dalle stelle più massicce, è invece molto più efficiente e porta ad un esaurimento molto più veloce delle scorte di idrogeno.

LA MORTE

Dopo milioni o miliardi di anni, a seconda della massa iniziale, la stella finisce il suo combustibile principale, l'idrogeno. Quando il nucleo della stella si trova con una carenza di idrogeno, la fusione nucleare cessa. Senza la pressione creata dall'energia della fusione, la gravità prende il sopravvento e gli strati esterni della stella iniziano a cadere verso il centro, comprimendo il nucleo e riscaldandolo, esattamente come durante la formazione della stella. Quando il nucleo raggiunge i 200 milioni di gradi, è possibile usare l'elio come combustibile per un nuovo ciclo di fusione nucleare, e il nucleo cessa di contrarsi. Nel frattempo, la fusione dell'idrogeno continua negli strati esterni al nucleo, adesso riscaldati a sufficienza, e la stella è costretta ad espandersi per far fronte a questa nuova iniezione di energia. La stella diventa una gigante rossa, decine o anche centinaia di volte più grande di prima, e molto più luminosa. Il nostro Sole raggiungerà questo stadio tra circa 5 miliardi di anni, e diventerà così grande da poter forse inglobare la Terra. In ogni caso, l'accresciuta luminosità del Sole sarà sufficiente a carbonizzarla completamente.
Il destino finale della stella dipende, come sempre, dalla sua massa.

La fine di stelle piccole

Quando una stella di piccola massa, non più di 8 volte quella il Sole, raggiunge la fase di gigante rossa, i suoi strati esterni si espandono, il nucleo si contrae, e l'idrogeno inizia a fondere e formare elio non più nella zona centrale, ma in un guscio esterno al nucleo. Questa fusione rilascia nuova energia, e la stella ha una tregua nella sua lotta contro la gravità. A questo punto, i cambiamenti nella struttura interna della stella si propagano abbastanza lentamente perché un osservatore esterno la possa giudicare, essendo, come minimo, di svariate migliaia di anni.
A questa segue la fase di ramo orizzontale, luogo caratteristico del bruciamento di elio nella zona del nucleo, e contemporanemanente, dell'idrogeno in un guscio più esterno.
Il trasferimento della fusione nucleare agli strati esterni fa gonfiare la stella come un palloncino e risulta alla fine nell'espulsione di questi strati, formando una nebulosa planetaria. Si calcola che la maggior parte della stella, anche l'80%, venga espulso nello spazio. Il rimanente 20% rimane dov'era e la stella, privata di ogni fonte di energia, si raffredda e rimpicciolisce finché non è grande solo qualche migliaio di chilometri. È diventata una nana bianca. Le nane bianche sono estremamente stabili, perché la forza di gravità è contrastata dalla pressione degli elettroni, che a causa della densità sono diventati materia degenere. Questo è un effetto quantomeccanico che si manifesta solo in condizioni per noi estreme, ma naturali per una nana bianca. È una conseguenza del principio di esclusione di Pauli.
Senza altre fonti di energia, la nana bianca si raffredda lentamente irradiando il suo calore residuo nello spazio, finché, dopo molti miliardi di anni, sarà diventata una nana nera. Nessuna nana nera si è ancora formata, perché l'Universo è ancora troppo giovane, e le numerosissime nane bianche esistenti sono ancora impegnate a raffreddarsi. Una volta diventata nana nera, però, la stella non subirà altri cambiamenti.

la fine di stelle grandi

Il destino delle altre stelle, quelle grandi almeno 8-10 volte o più del Sole, è molto differente e spesso drammatico. Dopo che la stella si è trasformata non in gigante rossa, ma in supergigante rossa (detta in questo modo per la sua straordinaria grandezza, che può superare il miliardo di chilometri), l'elio viene fuso in carbonio e, come nel caso precedente, finisce rapidamente. Il nucleo riprende a contrarsi, ma stavolta il peso degli strati esterni è sufficiente a contrarre il nucleo abbastanza per riscaldarlo finché anche il carbonio può essere fuso. Il ciclo si ripete per varie volte, formando sempre nuovi elementi e ogni volta contrastando il peso della stella finché, ad una temperatura superiore al miliardo di gradi, il silicio si fonde e produce ferro-56. Questo e' l'elemento con la piu' alta energia di legame (circa 8 MeV per nucleone) e questa sua caratteristica lo rende energicamente stabile: non può dunque fare da combustibile per un'ulteriore fusione nucleare, essendo questa energicamente proibita. La produzione di energia del nucleo si ferma improvvisamente. Cosa succede a questo punto non è ben chiaro, ma la stella collassa improvvisamente, gli strati esterni vanno a schiantarsi contro il nucleo a velocità di 10.000 km/sec o più, e la stella esplode in una supernova. SUPERNOVA

Quasi tutta la massa della stella viene allora espulsa in un'esplosione che la rende brevemente luminosa quanto un miliardo di stelle normali (in effetti, le supernovae sono visibili anche tra galassie differenti). Questo tipo di supernova, definito di tipo II, è però più debole di quello di tipo Ia, che scaturisce da un meccanismo completamente diverso che comporta la distruzione di una nana bianca in un sistema binario.
Durante l'esplosione, gli atomi pesanti (ma più leggeri del ferro) accumulati dalla stella iniziano a catturare neutroni e neutrini, diventando sempre più pesanti. Si formano così tutti gli elementi di peso atomico superiore al ferro, ed è questo l'unico processo fisico conosciuto che possa formarli.
Il nucleo della stella, nel frattempo, non è stato espulso come gli strati esterni. È invece stato compresso dalla loro caduta iniziale, così fortemente che gli elettroni sono dovuti "entrare" nel nucleo e combinarsi con i protoni per formare neutroni. Il nucleo è adesso diventato una stella di neutroni (ciò accade quando il nucleo ha una dimensione compresa tra 1,44 e 3 masse solari), una palla grande qualche decina di chilometri ma che contiene l'intera massa del Sole. La densità è così alta (centinaia di milioni di tonnellate per ogni centimetro cubo) che la stella di neutroni può essere considerata un nucleo atomico gigante.
Spesso l'esplosione di supernova non è perfettamente sferica. Le grandi masse in gioco fanno sì che anche una leggera asimmetria abbia come risultato che il grosso del gas esploso va da una parte, mentre la stella di neutroni viene "sparata" dalla parte opposta ad una velocità di varie centinaia di chilometri al secondo. Queste stelle di neutroni "veloci" sono state in effetti trovate in gran numero.
Non tutte le supernovae di tipo II formano una stella di neutroni. Se il nucleo supera una certa massa limite, (nota come limite di Volkoff-Oppenheimer, pari a circa 3 masse solari), i neutroni non riescono a sostenerne il peso, niente può più contrastare la forza di gravità che comprime il nucleo, e questo collassa in un buco nero. L'esatta relazione tra stelle e buchi neri, così come il modo esatto in cui questi ultimi si formano, ci sono ancora sconosciuti.

buco nero -->

Il Cuore della terra [Geologia]

2009-07-15T20:49:00.000-07:00

Fino ad ora ho sempre parlato di altre stelle e pianeti ma oggi voglio parlare della terra, ma non cio che c'è all'esterno (troposfera, stratosfera, mesosfera, ionosfera...) ma cio che c'è all'interno, la crosta, il mantello il nucleo esterno e interno...

Sulla base dei dati sismici la Terra è stata suddivisa in quattro involucri principali: la crosta, il mantello, il nucleo esterno e il nucleo interno. La più importante discontinuità, a partire dalla superficie terrestre, è la discontinuità di Mohorovicic (scoperta appunto da questo sismologo Jugoslavo nel 1906) detta semplicemente Moho. In corrispondenza di questa la velocità delle onde P (vedi terremoti) passa da 6.8-7.3 Km al secondo a circa 8 Km al secondo e si trova ad una profondità variabile tra i 5 e i 90 Km. Come già detto la profondità a cui si trova questa discontinuità sarà più vicina alla superficie in corrispondenza della crosta oceanica e raggiungerà valori più alti al di sotto dei continenti. Recentemente lungo l'asse della dorsale media-oceanica atlantica, presso le Azzorre, si è misurato uno spessore della crosta di soli 3 Km. Nell'area delle Alpi e dell'Italia questa profondità varia notevolmente: al di sotto dei monti questa si trova a circa 55 Km di profondità, mentre per il resto dell'Italia questa si trova a circa 30 Km.E' da notare anche la differenza di profondità al di sotto del Mare Adriatico ( circa 30 Km) e il Mar Tirreno ( è intorno ai 10 Km) e questo fa pensare che al di sotto del primo la crosta sia di tipo "continentale" mentre al di sotto del Tirreno è di tipo "oceanico".
lastra di ferro e nichel, cio di cui è fatto il nucleo interno

Questa discontinuità divide quindi la crosta Terrestre dal mantello; quest'ultimo costituisce la maggior parte della Terra sia come volume (circa 84%), sia come massa (circa il 68%), ed è separata dal nucleo dalla discontinuità di Gutemberg alla profondità di 2.900 Km.Nel mantello sono inoltre presenti altre tre discontinuità meno importanti (a 400 Km, a 650 Km, e a 1050 Km) che sono legate ad un mutamento della composizione del mantello stesso e creano una zona di transizione. In figura sopra uno "spaccato" della Terra e relativi spessori. Il mantello è principalmente diviso in mantello superiore, che va dalla discontinuità di Mohorovicic ad una profondità di circa 400 Km e mantello inferiore che arriva ad una profondità di 2900 Km . Tri i due si trova la zona di transizione (tra i 400 e 1050 Km). Il mantello superiore può essere a sua volta diviso in astenosfera si trova tra i 70 e 250 Km ed è costituita parzialmente (almeno il 10%) da materiale fuso e litosfera che invece è rigida. Quindi è la roccia fusa nell'astenosfera che , risalendo attraverso fratture della litosfera, da vita ai vulcani e non solo. Al di sotto del mantello inferiore vi è il nucleo che si estende da circa 2900 Km fin al centro della Terra (6371 Km) ed ha un volume pari al 16% del totale, ma la sua massa è ben il 31% (cioè 1/3 della Terra !!). Per analogia con le meteoriti metalliche, derivate dalla disgregazione di un corpo celeste di cui costituivano la parte più interna, si ritiene che il nucleo interno sia formato in prevalenza da ferro e nichel e che quest'ultimo sia presente in quantità comprese tra il 10 e 20%. Il nucleo esterno che è liquido (poichè le onde S non vi si propagano) è composto da una piccola percentuale di nichel (2%) e una quantità, (al massimo del 15%) di un altro elemento più leggero, che potrebbe essere zolfo, silicio o ossigeno, e arriva a circa 5200 Km di profondità (è da questo che si origina gran parte del campo magnetico terrestre, il magnetismo terrestre). Al di sotto vi è il vero e proprio nucleo della terra che è ritenuto solido.

campo magnetico terrestre ---->

Alioth, la coda della pecora (Arabo)

2008-09-25T08:27:00.000-07:00

Alioth (dall'arabo alyat - coda della pecora), più conosciuta come Epsilon Ursae Majoris, è la stella più brillante della costellazione dell'Orsa Maggiore. La sua magnitudine apparente è 1,76, il che fa di Alioth la trentunesima stella più brillante del cielo. La sua posizione nella costellazione è nella coda, nella parte di essa più vicina al corpo. È anche un membro dell'ammasso aperto dell'Orsa Maggiore.
Basandosi sui dati raccolti dal satellite Hipparcos, Alioth dista dalla Terra 81 anni luce (25 parsec). Il suo tipo spettrale è A0p, dove p sta per peculiare. Infatti lo spettro elettromagnetico di questa stella è alquanto strano, simile a quello delle variabili a spettro magnetico, il cui prototipo è Cor Caroli (α2 Canum Venaticorum).
Per una stella della sua classe, Alioth ha un campo magnetico relativamente debole (pur essendo 15 volte più intenso di quello terrestre).

Chi Cygni la brillante stella viariabile

2008-09-25T08:16:00.000-07:00

Chi Cygni (Chi Cyg / χ Cyg / χ Cygni) è una stella variabile di tipo Mira situata nella costellazione del Cigno.
Chi Cygni mostra una delle maggiori variazioni conosciute della propria magnitudine. Al massimo ha una magnitudine di +3,62 mentre al minimo la sua magnitudine è di 15,00. Dunque al minimo la stella è visibile solamente con un telescopio il cui diametro sia superiore a 30 centimetri. La sua distanza da Terra è approssimativamente di 345 anni luce.
L'astronomo Gottfried Kirch ha scoperto la sua variabilità nel 1687.