GIANIMEDE, il satellite gigante.

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]

GIOVE il signore dei pianeti!!

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]

Wolf 359 la stella nana

Wolf 359 è una stella nana rossa apparentemente trascurabile che se ne sta quasi invisibile alla magnitudine 13,66 (del tutto invisibile ad occhio nudo e difficile da scorgere anche nella maggior parte dei telescopi amatoriali) nella costellazione del Leone. È però la terza stella in ordine di distanza e la scoperta (dell'astronomo Max Wolf, da cui prende il nome) si deve al suo grande moto proprio (oltre 4,5 secondi d'arco all'anno).
Essendo vicinissima ma non visibile, segue immediatamente che Wolf 359 è una delle stelle più deboli in assoluto che si conoscano. Probabilmente l'universo ne è pieno ma, data la scarsa magnitudine, astri di questo tipo ci risultano invisibili.
Una ricerca eseguita con il Telescopio Spaziale Hubble non ha evidenziato la presenza di pianenti gioviani orbitanti attorno alla stella.