Il nostro mezzo interplanetario: Lo SPACE SHUTTLE

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].

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]

le eclissi, meravigliosi fenomeni stellari

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]

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

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!

Zuben Elgenubi, la seconda stella più luminosa della bilancia.

Alpha Librae (α Lib / α Librae) è la seconda stella più luminosa nella costellazione della Bilancia (malgrado nella nomenclatura di Bayer sia riportata come "alpha"). Il suo nome tradizionale è Zubenelgenubi.
Zubenelgenubi dista approssimatamente 77 anni luce dal Sole. È attualmente una binaria visuale composta da due stelle separate nel cielo da una distanza angolare di 231" (3'51"). La più brillante delle due è una stella bianca di tipo spettrale A3, con una magnitudine apparente di 2.8 e una assoluta di 1.1, designata come α2 Librae. La sua compagnia è una stella di tipo F4 con una magnitudine apparente di 5.2 e una assoluta 3.5, denominata α1 Librae.
Zubenelgenubi è vicina all'eclittica e per questo può essere facilmente occultata dalla Luna e (molto raramente) da un pianeta. La prossima occultazione planetaria avverrà il 10 novembre 2052 con Mercurio.
Il nome, dall'arabo الزبن الجنوبي (az-zuban al-janu-biyy), significa chela del sud ed è stato coniato prima che la Bilancia fosse distinta dalla costellazione dello Scorpione. I nomi alternativi Kiffa Australis ed Elkhiffa Australis, parziale traduzione latina dall'arabo al-kiffah al-janu-biyy, significano "piatto meridionale (della bilancia)".